Журнал наблюдения релятивистских объектов (ЧД, НЗ, БК...)

[diant]

БК даёт такой спектр? Или диск? Или донор?

Поскольку донор не красный гигант, а БК не дает остыть аккреция, они чудесно могут дать сбалансированный спектр с примерно равными синей, зеленой и красной компонентой.

[slava03]

Есть такое, факт давно известный.

Я в курсе, поэтому начинаю наблюдения когда Мира становится доступной моему искателю 9Х50.
Интересно, кроме меня её тут кто-нибудь ещё смотрит?

[Degen1103]

они чудесно могут дать сбалансированный спектр с примерно равными синей, зеленой и красной компонентой.

Да, спасибо! Кстати, поблизости есть ещё одна любопытная NL/VY ATO J351.6532+46.7771, но у неё кривые в разных полосах более привычно расслаиваются.

[Degen1103]

есть ещё одна любопытная NL/VY

Товарищ из Sequence Team подобрал звёзды сравнения, так что желающие могут мониторить темп аккреции 

[Degen1103]

Насколько можно судить по странноватым данным TESS, глубокое падение блеска AM Her совпадает с главным минимумом затменной двойной.
Отсюда вопрос: а когда этот минимум наблюдается? Когда поляр скрывается за главным карликом или наоборот - когда мы видим на нём горячее пятно?
_{Или это какой-то инструментальный эффект?}

[Degen1103]

Отсюда вопрос

Почитал примечание в VSX, там написано:
Min I is probably due to an eclipse of a hot spot and the gas flow near the surface of the white dwarf by the white dwarf itself. The depth of Min I is up to 0.7m. Min II with the depth up to 0.4m (sometimes absent), Min II - Min I = 0.55P. Min II coincides in phase with the X-ray eclipse.

Т.е. главный минимум наблюдается, когда пятно на поляре отворачивается. Это объясняет различие в глубине главных минимумов.
_{А система, если верно понял, вообще не затменная.}

[Degen1103]

А система, если верно понял, вообще не затменная.

Глупость ляпнул - конечно, система затменная. В течение цикла складывается и меняется суммарное свечение БК, диска, горячего пятна на диске, донора и пятна на доноре. Причём это упрощённая схема (см. ниже моделирование диска Уксумы).
_{AM Herculis: a unique X-ray binary as revealed through the optical light curve (ссылка из VSX)
СТРУКТУРА АККРЕЦИОННОГО ДИСКА В КАТАКЛИЗМИЧЕСКОЙ ПЕРЕМЕННОЙ UX UMA НА СТАДИИ ПЕРЕХОДА К "СПОКОЙНОМУ" СОСТОЯНИЮ}

[Degen1103]

Сравнительно яркая тесная пара взаимодействующих БК AM CVn имеет орбитальный период около 17,5 мин, причём он постепенно увеличивается. Имеются публикации о вспышках, зарегистрированных в 1985, 1986 и  1990 г.:
_{Flare activity in AM Canum Venaticorum
Flares on AM Canum Venaticorum}

Однако в наблюдениях AAVSO с 2011 г. очевидных вспышек не обнаруживается. Более того, в данных TESS не удаётся увидеть орбитальный период! Что бы это значило??? Диск распух? Звезда перешла в стадию затишья? Или инструментальные ограничения виноваты?
_{Кстати, в статье Long-term photometric behaviour of outbursting AM CVn systems кривые блеска самой AM CVn почему-то не приводятся...}

[Degen1103]

По данным TESS блеск яркой (8.7V) рентгеновской (вероятно, чёрнодырной) двойной в Ящерице HD 215227 быстро и довольно хаотично меняется с амплитудой порядка сотых долей зв. вел. Более-менее чётко выделяется период около 1.3d, а вот указанный в VSX период 60.37d найти не удаётся ни у TESS, ни у ASASSNSP.

(кликните для показа/скрытия)

BHXB
Black Hole X-ray Binaries. Interacting binary systems where X-rays are produced by material accreting from a secondary companion star onto a black hole (BH) primary through an accretion disk. Most of them (the transient sources) are a subtype of the LMXB but there are also some HMXB that are BHXB (usually the persistent sources, which spend most of their time in an X-ray bright state). They show outbursts as a consequence of instabilities developing in the accretion disk that cause more rapid mass transfer onto the BH and lead to bright X-ray emission. They also get brighter in the optical bands by several magnitudes. Example: V0404 Cyg

HMXB
High Mass X-ray Binaries. Systems with a massive star (usually an O or B star, a Be star or a blue supergiant) and a compact object (generally a neutron star, a black hole or a white dwarf). A fraction of the stellar wind of the normal star is captured by the compact object and produces X-rays as it falls onto it or onto an accretion disk that's surrounding it. In X-ray binaries, the subtypes indicate which kind of behavior the binary displays, like X-ray bursts (XB), large amplitude outbursts also in the visual (XN), reflection effect (XR) or it may also inform about the object's nature, e.g.: if the compact object is a pulsar (XP).

[Degen1103]

двойной в Ящерице HD 215227

Кстати, в базе AVspec имеются 4 спектра HD 215227. Вот, например, 304 мм х 7,5 часов или 355 мм х 1 час.
_{См. также A Be-type star with a black hole companion.}

[Degen1103]

указанный в VSX период 60.37d найти не удаётся ни у TESS, ни у ASASSNSP

Неудивительно. Согласно указанной статье из Nature, период был найден спектроскопически, по модуляции линии HeII.

[Degen1103]

Хотя данные ASASSNSP за 10 лет обнаруживают густой частокол вспышек AB Dra - карликовой новой типа Z Камбалы, чёткого их периода найти не удаётся...

[Degen1103]

...зато TESS детально показывает не только вспышки амплитудой около 1,5^m, но и слабые быстрые пульсации блеска аккрецирующего БК в спокойном состоянии.

[Degen1103]

А вот у EM Cyg вспышки карликовой новой модулированы частыми минимумами затменной пары.
_{Причём минимумы во время вспышки выделяются более отчётливо, чем в затишье.}