Покрытие Gaia с 2014 по 2024 год показывает стабильно высокую амплитудную модуляцию, в то время как как ZTF (с 2018 года), так и Gaia показывают магнитный всплеск ~3 с 3 апреля 2022 года. По данным ATLAS, всплеск длится двое суток, в течение которых исчезает высокоамплитудная модуляция, наблюдаемая в состоянии покоя. Низкая амплитуда и кратковременность вспышки больше похожи на наблюдаемые у IP, чем у немагнитных карликовых новых. В любом случае, эта вспышка указывает на продолжающийся рост Gaia22ayj. Изображение предоставлено: Родригес и др., 2025 г.
Международная группа астрономов провела многоволновые наблюдения переменной звезды Gaia22ayj. Результаты наблюдательной кампании показывают, что эта звезда является магнитно-аккрецирующим белым карликом. Результаты подробно описаны в статье, опубликованной 2 января на сервере препринтов arXiv.
Открытие и изучение переменных звезд может дать важное понимание аспектов звездной структуры и эволюции. Изучение переменных также может быть полезно для лучшего понимания масштаба расстояний Вселенной.
Катаклизмические переменные (CV) — это двойные звездные системы, состоящие из белого карлика (WD) и нормального звездного компаньона. Они нерегулярно увеличивают свою яркость во много раз, а затем снова приходят в состояние покоя.
Поляры — подкласс катастрофических переменных, которые отличаются от других ЦВ тем, что у их белых карликов имеется очень сильное магнитное поле, тогда как у межполярников (ИП) это магнитное поле слабее. Наблюдения показывают, что у полярных звезд вращение WD обычно связано с орбитальным периодом, тогда как у IPs вращение WD примерно в 10–100 раз быстрее орбитального периода.
Gaia22ayj была впервые обнаружена в марте 2022 года на расстоянии около 8150 световых лет, когда она испытала оптический всплеск. Первоначальные исследования этого объекта показали, что это двойная система WD, исходя из наблюдаемого периода 9,36 минут, который был предложен как орбитальный период системы.
Но теперь Антонио К. Родригес из Калифорнийского технологического института (Калтех) указывает на совершенно другой сценарий в новом исследовании группы астрономов.
«Мы представляем многоволновые данные, чтобы показать, что 9,36-минутный период в Gaia22ayj не является орбитальным периодом двойной звездной системы, но, вероятно, является периодом вращения WD (или периодом биений спин-орбиты) аккрецирующего магнитного WD. «В этом смысле Gaia22ayj похожа на IP, но ее большая фотометрическая амплитуда и спектроскопическая модуляция напоминают поляры, что позволяет предположить, что это, по крайней мере, новый объект в эмпирически определенном подклассе магнитных CV», — объясняют исследователи.
Исследование показало, что Gaia22ayj пульсирует на длинах волн оптического и ближнего инфракрасного диапазона в течение 9,36 минут. На оптических длинах волн источник чрезвычайно сильно пульсирует и меняет свою яркость в 7,5-10 раз за 2,5 минуты. Астрономы полагают, что за такое поведение ответственна широкополосная спектральная модуляция, напоминающая полярное циклотронное излучение.
Наблюдения показывают, что период 9,36 мин связан с модуляцией высокой амплитуды (около 2,0 маг.). Исследователи связывают этот период с периодом вращения WD или периодом спин-орбитальных биений, а не с орбитальным периодом, как считалось ранее. Они добавляют, что объект вращается быстро, как пульсары WD.
Кроме того, исследование показало, что Gaia22ayj представляет собой светящийся источник рентгеновского излучения со светимостью 270 триллионов Эрг/с в диапазоне 0,3-8 кэВ, что делает его сравнимым с большинством IP и наиболее светящимися полярами. Также выяснилось, что его линейная поляризация достигает 40%, что является явным признаком магнетизма.
Исследователи добавляют, что вспышка Gaia22ayj аналогична вспышке среди IP-адресов. Это, вместе с широкими двухпиковыми эмиссионными линиями Бальмера и гелия, предполагает прогрессирующую аккрецию, как у полярных звезд.
В целом авторы статьи приходят к выводу, что Gaia22ayj представляет собой магнитно-аккрецирующий WD, который разделяет свойства пульсаров и поляров WD. Таким образом, результаты позволяют предположить, что эту систему можно рассматривать как недостающее звено между двумя классами магнитных двойных WD.
