Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://jet.sao.ru/~bars/Dissertation/chapt1_224.ps Дата изменения: Thu Sep 7 19:20:24 2006 Дата индексирования: Mon Oct 1 23:23:43 2012 Кодировка: Windows-1251 Поисковые слова: туманность андромеды

СОДЕРЖАНИЕ
Введение . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3
1. Общая характеристика работы и ее краткое описание . . . . . . 3
2. Методика обработки наблюдательных данных . . . . . . . . . . . . . 18
Глава 1. Спектральное и фотометрическое исследо-
вание рентгеновского транзиентного источника и
B[e]-звезды CI Жирафа . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
1. Спектральные наблюдения вспышки CI Cam . . . . . . . . . . . . . . 30
2. Спектральная эволюция CI Cam после вспышки . . . . . . . . . .. 43
3. Спектральный класс B[e]-звезды . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57
4. Орбитальный период CI Cam . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 62
5. Основные выводы исследования CI Cam . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 76
Глава 2. Спектроскопия микроквазара V4641
Стрельца . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 78
1. Спектральные наблюдения V4641 Sgr в спокойном состоя-
нии . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 83
2. Масса черной дыры в системе V4641 Sgr . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 95
3. Основные результаты исследования V4641 Sgr . . . . . . . . . . . .. 96
Глава 3. Спектроскопия пекулярной новой V838 Еди-
норога (N Mon 2002) во вспышке и в стадии
"коричневого" сверхгиганта . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 98
1. Спектральные наблюдения V838 Mon во вспышке . . . . . . . . 101
2. Спектроскопия V838 Mon после вспышки . . . . . . . . . . . . . . . . . 111
3. Анализ спектроскопии с применением результатов фотомет-
рии . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 123
4. Дискуссия о природе пекулярной новой V838 Mon . . . . . . . . 128
5. Основные выводы исследования V838 Mon . . . . . . . . . . . . . . . 131
1

Глава 4. Спектральный анализ пекулярной новой
звезды V4332 Стрельца после вспышки 1994 года . . 133
1. Спектроскопические наблюдения V4332 Sgr . . . . . . . . . . . . . . 135
2. Анализ спектроскопии V4332 Sgr в совокупности с архивной
фотографической и современной ПЗС-фотометрией . . . . . . 142
3. Основные выводы исследования V4332 Sgr . . . . . . . . . . . . . . . . 148
Заключение . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 150
Список литературы . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 153
2

ВВЕДЕНИЕ
1. Общая характеристика работы и ее краткое описание
Диссертация посвящена исследованию четырех астрофизических объ-
ектов, испытавших вспышки с большим энерговыделением в оптической
области спектра. Абсолютные величины этих объектов в максимуме вспы-
шек находятся в диапазоне M V от 6 m до 10 m . Два объекта иссле-
дования, CI Cam и V4641 Sgr, известны как рентгеновские транзиент-
ные источники. V838 Mon и V4332 Sgr являются пекулярными новыми
неизвестной пока природы, которые по своему энерговыделению близ-
ки к классическим новым. В пике вспышек светимость всех этих объ-
ектов превышала критическую эддингтоновскую светимость. Огромные
(сверхкритические) светимости объединяют эти звезды в нашем иссле-
довании. Понимание механизмов большого энерговыделения имеет суще-
ственное значение для астрофизики. В Лаборатории физики звезд САО
мы исследовали разные объекты со вспышками и большим энерговыделе-
нием, но для данной диссертации мы выбрали самые интересные из них,
каждый из которых уникален для своего класса. Два из них оказались
представителями нового класса астрофизических объектов.
Рентгеновские транзиентные источники  это объекты, появляющиеся
на рентгеновском небе на некоторое время, а затем исчезающие. Появле-
ние такого источника чаще всего связано с эпизодом аккреции вещества
на компактный или релятивистский объект: белый карлик, нейтронную
звезду или черную дыру в двойных звездных системах. При падении
вещества на вращающуюся нейтронную звезду с магнитным полем на-
блюдается модуляция потока рентгеновского излучения с периодом вра-
щения. При открытии такой модуляции можно сделать вывод о наличии
нейтронной звезды в двойной системе. В случае падения вещества на чер-
ную дыру наблюдается быстрая переменность в шкале секунд  десятков
секунд. По рентгеновскому спектру такое событие можно идентифициро-
3

вать по "хвосту" жесткого излучения, распространяющемуся до несколь-
ких сотен КэВ. В эпизодах сверхкритической аккреции на черную дыру
возможно испускание релятивистских струй в противоположных направ-
лениях. Релятивистские струи часто наблюдаются в радиодиапазоне у
активных ядер галактик и квазаров, и длина таких струй может дости-
гать нескольких мегапарсек. У галактических двойных систем  источ-
ников струй длина струй достигает десятков парсек. Массы черных дыр
в ядрах активных галактик в миллионы раз больше масс черных дыр в
двойных системах. Поэтому рентгеновские двойные со струями называ-
ются микроквазарами.
Появление рентгеновского транзиентного источника сопровождается
оптической вспышкой, хотя это происходит не всегда. У некоторых тран-
зиентных источников в системах OB- или Me-звезд заметного поярчания
в оптике не выявлено.
Рентгеновский транзиентный источник XTE J0419+56, появившийся
на рентгеновском небе 31 марта 1998 г. и достигший максимума интен-
сивности 1 апреля, был отождествлен с переменной B[e]-звездой CI Cam.
Пик вспышки был очень коротким, но сама вспышка в рентгеновском
диапазоне и в оптике продолжалась около месяца. Амплитуда оптиче-
ской вспышки была по крайней мере 3 m .5 в полосе R (максимум опти-
ческого блеска, вероятно, был пропущен наблюдателями). В рентгенов-
ском диапазоне не было обнаружено ни пульсаций, ни быстрой перемен-
ности потока излучения. Вспышка была зарегистрирована в широком
диапазоне длин волн от радио- до рентгеновского диапазона. Это по-
ка единственный известный рентгеновский транзиент, наблюдавшийся
среди звезд с B[e]-феноменом. Природа B[e]-звезд еще недостаточно яс-
на и дискутируется. Среди B[e]-звезд есть B[e]-сверхгиганты, ярчайшие
звезды в галактиках, которые доходят по светимости до уровня ярких
голубых переменных звезд (LBV). В пике вспышки оптический блеск
звезды CI Cam превысил блеск в спокойном состоянии в 25 раз. Подоб-
ные оптические вспышки B[e]-звезд еще не наблюдались ни в нашей, ни
в соседних галактиках. Кроме того в радиодиапазоне через несколько
4

дней после максимума на VLA наблюдались s-образные радиоструи, из-
за чего этот объект несколько лет считался микроквазаром. Позднее с
помощью наблюдений на VLBА этот результат был пересмотрен, и объ-
ект был исключен из списков микроквазаров. Но наблюдения на VLBА
обнаружили расширяющуюся с замедлением биполярную радиотуман-
ность, результат выброса газа из системы во время вспышки. Вспышка
CI Cam привлекла внимание многих исследователей. Однако, результаты
исследований оказались противоречивыми. Ясно, что CI Cam  двойная
система, содержащая компактный объект. В разных работах предполага-
лось, что система содержит черную дыру, нейтронную звезду или белый
карлик, а причина вспышки объяснялась сверхкритической аккрецией
на черную дыру или нейтронную звезду, а также термоядерным взры-
вом на поверхности белого карлика. Расстояние до системы оставалось
тоже неопределенным, от 1 до 58 кпк. В САО получен уникальный ряд
спектральных наблюдений CI Cam на БТА и 1-м телескопе Цейсса во
вспышке и в спокойном состоянии в течение следующих после вспыш-
ки 7 лет. Ценность этих наблюдений еще и в том, что спектроскопия
в САО сопровождалась фотометрическими наблюдениями как в САО,
так и на Крымской станции ГАИШ в сотрудничестве с нашими колле-
гами из Московского университета. Целью нашего исследования было
определение орбиты и спектральных классов компонентов системы, изу-
чение строения оболочки B[e]-звезды и изменений, происшедших с нею
при рентгеновской вспышке, природы оптической переменности, свети-
мостей компонентов и эволюционной стадии системы.
Другой объект исследования из группы рентгеновских транзиентных
источников  V4641 Sgr (ранее ошибочно отождествленный с GM Sge)
также был известен как переменная звезда до большой рентгеновской
вспышки 15 сентября 1999 г. B каталогах рентгеновских источников объ-
ект значится как SAX J1819.3-2525 или XTE J1819-254. До вспышки в
1999 г. он был известен как эллипсоидальная или затменная двойная си-
стема, которая в 1978 г. испытала необычную вспышку с амплитудой
до 2 m .0 B. В САО еще в 1996 г. были получены спектры этой звезды,
5

спектральный класс ее был А0 без каких либо особенностей или эмисси-
онных линий, указывающих на то, что в системе есть аккреционный диск
и перенос массы. В большой вспышке 1999 г. у звезды наблюдались ра-
диоструи, и на основании этих наблюдений объект был отнесен к микро-
квазарам. Как показали последующие наблюдения, у звезды происходят
рентгеновские вспышки меньшей, чем в 1999 г., мощности с частотой 1
раз в год. В таких вспышках звезда проявляет быструю переменность
в шкале десятки секунд с амплитудой, достигающей 1 m .5, имеющую ха-
рактер быстрых всплесков. Такое поведение аккрецирующих черных дыр
было предсказано еще в работах Шварцмана (1971), Шакуры и Сюняе-
ва (1973). В первых спектроскопических работах была определена масса
компактного объекта, свидетельствующая о том, что он является кан-
дидатом в черные дыры. Высказывалось предположение, что V4641 Sgr
 экземпляр разделенной двойной системы с черной дырой, и что та-
ких черных дыр, не проявляющих или чрезвычайно редко проявляющих
себя в наблюдениях, может быть много. Система имеет большое накло-
нение орбиты, но не показывает затмений рентгеновского источника во
вспышке. В нашей работе был поставлен спектроскопический экспери-
мент: во время нижнего соединения черной дыры просмотреть ее окрест-
ности на просвет, на фоне находящейся позади нее нормальной звезды,
чтобы установить причину ее вспышек. Результаты этого эксперимента
приведены в настоящей работе.
Другая актуальная проблема астрофизики  пекулярные красные но-
вые звезды со спектрами класса КМ во вспышках, которые не проходят
небулярную стадию, как классические новые, а превращаются в холод-
ные сверхгиганты. Впервые объект такого класса появился в 1988 г. в
галактике Андромеды. В различных исследованиях звезда V1006/7 бы-
ла описана как новая звезда, и как переменный красный сверхгигант, и
эти свойства оказались двумя разными сторонами одного и того же яв-
ления. Впоследствии две такие красные новые звезды V4332 Sgr и V838
Mon вспыхнули в нашей Галактике, в 1994 и в 2002 г. соответственно.
Вспышки этих звезд не сопровождались ни рентгеновским, ни радиоиз-
6

лучением. В САО РАН получены спектры V838 Mon во вспышке и в
спокойном состоянии после вспышки, а для V4332 Sgr  в спокойном со-
стоянии через 11 лет после вспышки 1994 г. Спектральные наблюдения
опять анализировались в совокупности с фотометрией, проводившейся
в САО и на Крымской станции ГАИШ, а также с архивной фотометри-
ей по материалам цифровых обзоров неба и коллекций негативов Мо-
сковской и Зоннебергской обсерваторий. Такое комплексное исследова-
ние оказалось источником новых знаний о природе этого нового класса
астрофизических объектов. В этом исследовании мы стремились устано-
вить причину явления пекулярных красных новых, исследовать состав
химических элементов в их фотосферах, определить их спектральные
классы, светимости и расстояния.
В таблице 1 приводятся основные данные об исследованных объектах:
обозначения, координаты, звездные величины в спокойном состоянии и
в максимуме блеска во вспышках, а также спектральный класс.
Для решения этих проблем использовался российский 6-метровый те-
лескоп БТА со спектрографами среднего разрешения UAGS и SCORPIO,
а также 1-м телескоп Цейсса САО со спектрографом UAGS. В работе
принимали участие сотрудники нескольких отделов и лабораторий САО,
а также сотрудники отдела изучения Галактики и переменных звезд, от-
дела звездной астрофизики, Крымской станции ГАИШ МГУ и рабочей
группы ГАИШ МГУ при Тяньшанской обсерватории в Казахстане. Для
фотометрических исследований использовался 1-м телескоп Цейсса САО
с ПЗС UBVRcIc-фотометром и 60-см телескоп Цейсса Крымской станции
ГАИШ МГУ c различными ПЗС-приемниками и наборами фильтров.
Заметим, что некоторые решения задач наших исследований в первых
работах не всегда оказывались правильными, и от них пришлось впо-
следствии отказаться. В диссертации показаны те аргументы и факты,
на основании которых делались наши выводы. В конечном счете исполь-
зование современных технологий наблюдений и их совершенствование,
а также накопление достаточно большого количества наблюдательных
данных, как правило, приводит к правильному решению.
7

Таблица 1. Объекты исследования
Звезда Другие R.A., Decl., Блеск в Блеск во Спектр.
обозначения 2000 спок. сост. вспышке класс
Рентгеновские транзиентные источники:
CI Cam MWC 84, KPD 4 h 19 m 42 s :11 11 m :42 11:87V 9 m :2V B[e]
KPD 0415+5552 +55 o 59 0 57 00 :7 12.3112.63B 10:25B
LS V +55 o 16 11.7412.37U 10:3U
IRAS 04156+5552
XTE J0421+560
V4641 Sgr GSC 6848.3786 18 h 19 m 21 s :64 13.5213.92V 8.9V B9III
XTE J1819-254 25 o 24 0 25 00 :7 13.4513.82R
SAX J1819.3-2525
Пекулярные красные новые:
V838 Mon GSC 4822.39, 7 h 04 m 04 s :85 15.416.3V 6:8V B3V+B1V
IRAS 07015-0346? 3 o 50 0
51 00 :1 15.816.8B 7.9B
N Mon 2002
V4332 Sgr N Sgr 1994 No.1 18 h 50 m 36 s :73 17.318.0V 8.6 V B+M
21 o 23 0 28 00 .9 17.819.7B 10.0 B
1.2 Актуальность темы
Исследования рентгеновских транзиентных источников актуальны, так
как являются источником знаний о поведении вещества в экстремаль-
ных условиях. В таких исследованиях могут быть проверены выводы и
предсказания теории и фундаментальные законы физики. Исследования
космических вспышек рентгеновского излучения и их природы имеют
практическое значение, связанное с освоением человеком космического
пространства.
С появлением космических рентгеновских обсерваторий, ведущих об-
8

зор всего неба в реальном времени, регулярно делаются открытия тран-
зиентных рентгеновских источников и рентгеновских новых звезд. Коор-
динаты областей локализации таких источников передаются на наземные
оптические и радиообсерватории для последующего отождествления и
исследования. Для успешного отождествления транзиентных рентгенов-
ских источников, как правило, требуются срочные оптические наблю-
дения, пока вспышка продолжается. Сведения о массах релятивистских
звезд получают из наземных наблюдений в оптическом диапазоне, когда
объекты находятся в спокойном состоянии.
Поиск и исследование релятивистских звезд методами наземной оп-
тической и радиоастрономии тоже актуален. Примером служат истории
исследования объектов нашей диссертации CI Cam и V4641 Sgr. Обе эти
звезды были открыты и исследованы еще до того, как у них наблюда-
лись вспышки рентгеновского излучения. Предполагалось, что в мощных
оптических вспышках у этих объектов наблюдались эпизоды сверхкри-
тической аккреции на релятивистские объекты (у CI Cam  Хайнес и др.
(2002), у V4641 Sgr  Ревнивцев и др. (2002a,б)). V4641 Sgr может быть
объектом нового, наиболее многочисленного класса двойных систем, со-
держащих релятивистский компонент  разделенных систем (Хьелминг
и др., 2000). Из-за отсутствия непрерывной аккреционной активности
они не проявляют или редко проявляют себя в рентгеновских лучах, и
вероятность их открытия на орбитальных рентгеновских обсерваториях
очень мала. Тем не менее, появляются перспективы открытия и исследо-
вания таких систем традиционными методами оптической спектроскопии
и фотометрии. Знания о V4641 Sgr актуальны еще и потому, что дают
возможность понять поведение одиночных черных дыр, которые еще ни-
когда не наблюдались.
Исследования рентгеновских транзиентных источников методами оп-
тической астрономии актуальны еще и потому, что дают возможность
предсказывать появление рентгеновских вспышек. Так на основе фото-
метрии рентгеновского транзиента BQ Cam (V0332 +53) его рентгенов-
ская вспышка 2004 г. была предсказана за 10 месяцев до этого события
9

(Горанский и Барсукова, 2004).
Загадка пекулярных новых V4332 Sgr и V838 Mon состоит в том, что
они имеют спектры красных сверхгигантов классов К-М во вспышках и
не проходят через небулярную стадию. Для того, чтобы понять природу
пекулярной новой звезды V1006/7 в М31, Ибен и Тутуков (1992) по-
строили модели вспышек в карликовых двойных системах с "холодным"
маломассивным вырожденным карликом. Однако эта модель противоре-
чит современным наблюдениям. Тыленда и соавторы (2005), изучавшие
V4332 Sgr, придерживаются мнения, что до вспышки эта звезда была
звездой солнечного типа, а вспышка была результатом столкновения или
слияния звезд. Появление трех таких объектов за последние 15 лет наво-
дит на мысль, что некоторые красные новые есть среди открытых ранее,
но не подтвержденных по спектрам классических новых. Загадка этого
нового для астрофизики класса объектов остается нерешенной. Поэтому
исследования трех известных объектов как во вспышках, так и в спокой-
ном состоянии являются актуальными.
1.3 Цель диссертации
Исследование направлено на то, чтобы установить наблюдательными
методами природу четырех объектов, которые испытали мощные вспыш-
ки. Цель исследования CI Cam  опредение типа звездных компонентов
системы, их физических параметров, выяснение природы B[e]-звезды в
системе. Потому наши наблюдения были направлены также на изуче-
ние строения околозвездной оболочки и ее реакции на мощную рентге-
новскую вспышку. Целью было установить причину вспышки звезды и
проверить известные гипотезы о причине вспышки.
V4641 Sgr  система с черной дырой в разделенной двойной системе со
звездой спектрального класса B9A0. Целью исследования было найти
следы взаимодействия нормального компонента с черной дырой. Была
поставлена задача наблюдения системы в фазе нижнего соединения чер-
ной дыры, чтобы увидеть "на просвет" содержимое ее полости Роша.
Пекулярные красные новые звезды представляют собой новый и неиз-
10

вестный ранее класс объектов. Первая цель исследования  установить,
являются эти объекты одиночными или двойными звездами. Следую-
щая цель  исследование компонентов систем и поиск следов взаимо-
действия между компонентами. Целью исследования спектра V838 Mon
во вспышке было уточнение ее эволюционного статуса и сходства или
отличия этой звезды от новоподобных звезд, находящихся в пост-AGB
стадии эволюции, представителями которых являются FG Sge и объект
Сакураи (V4334 Sgr). Целью работы было также установить по архив-
ным фотографиям, по современной фотометрии и спектроскопии, какие
изменения в спектральных распределениях энергии двух пекулярных но-
вых произошли в результате вспышек.
1.4 Научная новизна
1. Впервые определены орбитальный период Р = 19.41 дня и элементы
орбиты CI Cam. Спектральный класс и класс светимости B4 III-V
главного компонента определен впервые по водородным линиям вы-
соких порядков в синей области спектра. Ранее оценки спектрального
класса делались только по распределению энергии в спектре и часто
были ошибочными. Динамическая оценка массы для B[e]-звезды в
системе CI Cam M(B[e]) > 12M .
2. Впервые обнаружены такие особенности спектральных изменений
CI Cam, как снижение интенсивности эмиссионных линий HeI по-
сле вспышки относительно уровня их интенсивности до вспышки,
запаздывание пика вспышки запрещенной линии [N II] 5755  A на
210 20 дней относительно пика вспышки в рентгеновском диапа-
зоне и тот факт, что поток в этой линии оставался постоянным в
течение вспышки.
3. Впервые исследовано взаимодействие релятивистского компонента
V4641 Sgr с нормальной звездой методом спектроскопии в нижнем
соединении релятивистского компонента. Это привело к открытию
газового потока, направленного от наблюдателя, который интерпре-
11

тируется как часть разреженного кеплеровского газового диска. Впер-
вые определена масса кандидата в черные дыры по скорости газового
потока на орбите вокруг него.
4. Впервые доказано, что пекулярная красная новая V838 Mon имеет
нормальное, близкое к солнечному, содержание элементов. Поэтому
пекулярные красные новые нельзя отнести к звездам, находящимся в
пост-AGB стадии эволюции. Этот результат позволяет выделить три
известные пекулярные красные новые звезды в новый, неизвестный
ранее класс астрофизических объектов.
5. Впервые обнаружены линии лития в спектре V838 Mon.
6. Впервые показано, что до вспышки V838 Mon была горячей голубой
звездой с показателем цвета (B V ) 0 = 0 m :17  0 m :10. Ранее счи-
талось, что она была звездой класса F главной последовательности
(Мунари и др., 2002 а), или звездой F0III-II (Мунари и др., 2002б).
Впервые опубликовано предположение, основанное на изменениях в
спектральном распределении энергии в результате вспышки, что взо-
рвавшаяся звезда до вспышки была голубой звездой и имела такое
же спектральное распределение энегрии, как и ее компонент класса
B3V. Теперь это положение общепризнано.
7. Впервые описана переменность спектров V838 Mon в спокойном со-
стоянии, а в синей области спектра отождествлены запрещенные
эмиссии [Fe II], интенсивность которых быстро увеличивается.
8. Впервые описан и интерпретирован спектр V4332 Sgr в синем диа-
пазоне. На основе уникальных фотоснимков московской коллекции
и современной фотометрии и спектроскопии V4332 Sgr показано, что
голубой компонент, наблюдавшийся в спектральном распределении
энергии в 198086 годах до вспышки, теперь не виден в спектре.
Так что и в этом случае произошел взрыв голубой звезды в двой-
ной системе. Наши наблюдения опровергают предположение, что до
вспышки V4332 Sgr была звездой солнечного типа.
12

1.5 Научная и практическая ценность
Наш длительный семилетний ряд спектроскопических наблюдений CI
Cam, полученный в САО, имеет особую научную ценность, так как со-
провождался многоцветной фотометрией. Это дает возможность фото-
метрической калибровки спектров и определения потоков в линиях в фи-
зических единицах. Наша спектроскопия CI Cam во вспышке наиболее
полна и информативна на фоне всех мировых наблюдательных данных.
Открытие орбитального периода 19.41 дня и определение элементов
орбиты, оценка массы главного компонента CI Cam и даже ограничение
его размера дают прямую, и уникальную информацию о звездах с B[e]-
феноменом. Оценка массы компактного компонента, который возможно
является белым карликом, объясняет причину рентгеновской вспышки
1998 г. 19-дневный период подтвержден фотометрическим методом в до-
кладе В.М. Ларионова (Санкт-Петербургский университет) и В.И. Ше-
наврина (ГАИШ МГУ) на ВАК-2004 "Горизонты Вселенной" в Москве,
а также в докладе С. Кларка (Открытый университет, UKL, Англия) на
конференции "Звезды с B[e]-феноменом" в 2005 г. в Нидерландах. Наша
фотометрия и лучевые скорости в табличном виде доступны в Интерне-
те и используются в зарубежных публикациях. Спектроскопия CI Cam
используется в производственной практике студентов Московского, Ка-
занского и Санкт-Петербургского университетов.
Ценность примененного нами спектроскопического метода исследова-
ния содержимого полости Роша компактного компонента V4641 Sgr "на
просвет" состоит в том, что он может быть применен к другим рентге-
новским системам с большим наклонением орбиты.
Наше первое спектральное и фотометрическое исследование пекуляр-
ной красной новой V838 Mon, опубликованное в Письмах в АЖ, широко
цитируется в мировой литературе (15 цитирований в NASA ADS Abstract
Service) и упоминается в ежегодном обзоре мировых достижений "Астро-
физика в 2003 г." (Тримбл и Ашванден, 2004). Широко используются в
мировой литературе опубликованные нами архивные и современные фо-
13

тометрические данные по пекулярным красным новым. Принципиальное
значение наших архивных изысканий для понимания природы этого фе-
номена и важность результатов спектральных наблюдений на телескопе
БТА отмечены оргкомитетом конференции на Ла Пальма (Испания) в
2006 г., и эта оценка отражена в трудах конференции. Особая ценность
наших спектроскопических данных по красным новым состоит в том,
что они анализируются в совокупности с архивной и современной мно-
гоцветной фотометрией.
1.6 Основные положения диссертации, выносимые на защиту
1. Результаты семилетней спектроскопии рентгеновского транзиент-
ного источника CI Cam во вспышке и в спокойном состоянии, по-
лученные в САО РАН. Результаты исследования поведения спектра
во вспышке: нарушение и последующее восстановление структуры
стратифицированной оболочки, реакция внешних слоев оболочки по
линии [N II], ионизация окружающего газа вспышкой и выброс газа
со скоростью 1200 км/с.
2. Определение орбиты компактного компонента в системе CI Cam с
периодом 19.41 0.02 дня с эксцентриситетом 0.620.07. Динамиче-
ская оценка массы для B[e]-звезды M(B[e]) > 12M . Определение
спектрального класса главного компонента CI Cam B4 III-V по водо-
родным линиям.
3. Классификация V4641 Sgr как разделенной системы, в спектре кото-
рой виден только один оптический компонент спектрального класса
А0III. Обнаружение разреженного газового потока в системе. Опре-
деление по скорости движения вещества в разреженном потоке мас-
сы кандидата в черные дыры 7:1  MBH  9:5M .
4. Доказательство, что пекулярная красная новая V838 Mon  звезда
с нормальным, близким к солнечному, содержанием элементов. От-
крытие в ее спектре сильной линии лития 6707  A. Вывод, что до
вспышки V838 Mon была широкой физической парой, состоящей из
14

двух звезд класса B, одна из которых взорвалась.
5. Результаты спектроскопии пекулярной красной новой V4332 Sgr.
Вывод, что до вспышки система V4332 Sgr состояла из двух звездных
компонентов: голубого и красного, и что в 1994 г. произошел взрыв
голубого компонента.
1.7 Апробация результатов
Результаты нашей работы докладывались на научных семинарах САО
и на следующих конференциях.
1. "Переменные звезды  ключ к пониманию строения и эволюции Га-
лактики". Международная конференция, посвященная 90-летию со
дня рождения Б.В. Кукаркина (Москва, 1999).
2. "Физика катаклизмических переменных и сходных с ними объектов".
Международная конференция, посвященная 65-летию со дня рожде-
ния Клауса Бауэрмана (Геттинген, Германия, 2001).
3. "Вспышки классических новых звезд". Международная конферен-
ция. (Сиджес, Испания, 2002).
4. "Новые взгляды на микроквазары". 4-й симпозиум по микрокваза-
рам. (Каргезе, Корсика, Франция, 2002).
5. 10-я открытая конференция молодых ученых по астрономии и кос-
мической физике (Киев, Украина, 2003).
6. "Горизонты Вселенной". Всероссийская астрономическая конферен-
ция ВАК-2004 (Москва, 2004).
7. "Звезды с B[e]-феноменом". Симпозиум (остров Влиеланд, Нидер-
ланды, 2005).
8. "Природа V838 Mon и ее светового эха". Конференция (остров Ла
Пальма, Канарские острова, Испания, 2006).
15

1.8 Публикации по теме диссертации:
Основные результаты диссертации опубликованы в 18 работах общим
объемом 109 страниц, все работы написаны совместно с другими авто-
рами.
1. Barsukova E.A., Fabrika S.N., Pustilnik S.A., Ugryumov A.V. Optical
monitoring of CI Cam after the X-ray burst on April 1, 1998. SAO Bull.
V.45, p.145151, 1998.
2. Barsukova E., Fabrika S.. Spectral monitoring of the rapid X-ray tran-
sient CI Cam. "Переменные звезды  ключ к пониманию строения и
эволюции Галактики". Сборник трудов. Ред. Н.Н.Самусь, А.В.Ми-
ронов. Нижний Архыз. с.154158. 2000.
3. Hynes R.I., Clark J.S., Barsukova E.A., Callanan P.J., Charles P.A.,
Collier Cameron A., Fabrika S.N., Garcia M.R., Haswell C.A., Horne
K., Miroshnichenko A., Negueruela I., Reig P., Welch W.F., Witherick
D.K. Spectroscopic observations of the candidate sgB[e]/X-ray binary CI
Camelopardalis. Astron. and Astrophys. V.392, No.3, p.9911013, 2002.
4. Barsukova E.A., Borisov N.V., Fabrika S.N., Goranskij V.P., Metlova
N.V. Spectral and photometric evolution of the B[e]/X-ray transient
CI Camelopardalis after its outburst in 1998. ASP Conf. Series V.261,
p.463464, 2002.
5. Барсукова Е.А., Борисов Н.В., Горанский В.П., Лютый В.М., Метло-
ва Н.В. Фотометрическое и спектральное исследование B[e]-звезды и
рентгеновского транзиентного источника CI Жирафа. Астрон. жур-
нал, т.79, No.4, c.309327, 2002.
6. Barsukova E.A., Borisov N.V., Goranskii V.P., Kusakin A.V., Metlova
N.V., Shugarov S.Yu. Nova Monocerotis 2002 (V838 Mon) in the early
stages of its outburst. AIP Conf. Proc. V.637, p.303307, 2002.
7. Горанский В.П., Кусакин А.В., Метлова Н.В., Шугаров С.Ю., Бар-
сукова Е.А., Борисов Н.В. Новая Единорога 2002 г. (V838 Mon) на
16

ранних стадиях вспышки. Письма в Астрон. журнал т. 28, No. 10,
c.764774, 2002.
8. Goranskij V.P., Barsukova E.A., Burenkov A.N., Monin D.N. Rarefied
gaseous disk around black hole in the system of V 4641 Sgr. "New Views
on Microquasars". Ed-s P.Durouchox, V.Fuchs, J.Rodriguez. Center of
Space Physics. Kolkata, India, p.382384, 2002.
9. Горанский В.П., Барсукова Е.А., Буренков А.Н. Фотометрия и спек-
троскопия системы V4641 Стрельца в спокойном состоянии. Астрон.
журнал, т.80, No.9, c.805815, 2003.
10. Goranskij V.P., Shugarov S.Yu., Barsukova E.A., Kroll P. V838 Mon
before and after its outburst. Inform. Bull. Var. Stars No.5511, p.14,
2004.
11. Горанский В.П., Барсукова Е.А., Борисов Н.В., Метлова Н.В., Шуга-
ров С.Ю. Пекулярные новые звезды с красными спектрами К-М во
вспышках. ВАК-2004. Тезисы докладов. Труды ГАИШ т.75, с.138
139, 2004 (http://jet.sao.ru/ bars/rednovae.htm).
12. Барсукова Е.А., Борисов Н.В., Буренков А.Н., Горанский В.П., Мет-
лова Н.В. Спектральные и фотометрические наблюдения рентгенов-
ского транзиента и В[e]-звезды CI Жирафа в 19982004 г. ВАК-2004.
Труды ГАИШ т.75, с.147, 2004. (http://jet.sao.ru/bars/vac2004r.htm).
13. Barsukova E.A., Borisov N.V., Burenkov A.N., Klochkova V.G., Goran-
skij, V.P., Metlova N.V. The orbital period of CI Cam (XTE J0421+560).
Astronomer's Tel. No.416, 2005. (http://jet.sao.ru/bars/orbit-ce.htm).
14. Barsukova E.A., Borisov N.V., Burenkov A.N., Goranskij V.P., Klochko-
va V.G., Metlova N.V. The orbital period of the B[e]/X-ray binary CI
Cam. Workshop on Stars with the B[e] phenomenon, 10-16 July, 2005.
Island of Vlieland, The Netherlands. Abstracts-Posters, p. 42, 2005.
15. Барсукова Е.А., Борисов Н.В., Буренков А.Н., Горанский В.П., Клоч-
кова В.Г., Метлова Н.В. Результаты фотометрических и спектраль-
17

ных наблюдений CI Жирафа в 19982005 гг. Астрон. журнал, т.83,
No.8, c.745760, 2006.
16. Barsukova E., Goranskij V., Abolmasov P. and Fabrika S. Rapid strength-
ening of iron forbidden lines in the spectrum of V838 Mon. Astronomer's
Tel. No.803, 2006.
17. Goranskij V., Barsukova E.A. Historical light curves of peculiar novae
V838 Mon and V4332 Sgr. Conference on "The nature of V838 Mon and
its light echo". Programme, abstracts, and list of participants. 1619
May 2006, La Palma, Canary Islands, Spain. P.23. 2006.
18. Barsukova E., Goranskij V. Comparative analysis of blue spectra of the
peculiar novae V838 Mon and V4332 Sgr in the quiet state after their out-
bursts. Conference on "The nature of V838 Mon and its light echo". Pro-
gramme, abstracts, and list of participants. 1619 May 2006, La Palma,
Canary Islands, Spain. P.26. 2006.
1.9 Личный вклад автора
Автору принадлежит постановка задач, обоснование программ спек-
тральных наблюдений на БТА и на 1-м телескопе САО, участие в на-
блюдениях на БТА, вся обработка и первичный анализ спектров средней
дисперсии, полученных в САО. ПЗС UBVRI-фотометрия выполнена в
САО и на Крымской станции ГАИШ МГУ совместно с В.П.Горанским.
Наблюдения интерпретировались совместно с С.Н. Фабрикой или В.П.
Горанским.
2. Методика обработки наблюдательных данных
Наш наблюдательный материал состоял в основном из спектров сред-
ней дисперсии (=
 = 1000  3000), полученных на телескопе Цейсс-
1000 со спектрографом UAGS и на телескопе БТА со спектрографами
UAGS и SCORPIO с ПЗС-приемниками. Во всех случаях применялась
только стандартная методика обработки. В тексте диссертации при необ-
18

ходимости приводятся дополнительно краткие описания процедур обра-
ботки.
2.1 Первичная обработка ПЗС-кадров
Мы использовали систему MIDAS, созданную в Южноевропейской об-
серватории для анализа различных астрономических данных. Cпектры
4-х объектов исследования были получены в основном в моде с длинной
щелью. Данные удобно обрабатывать в контексте LONG в MIDAS.
Изображения исследуемого объекта, полученные с ПЗС, сопровожда-
ются дополнительными калибровочными кадрами, с помощью которых
устраняют искажения, вносимые оптической системой и приемником.
Это кадры байеса (bias), темноты (dark), плоского поля (flat field) и спек-
тра калибровочной лампы  спектра сравнения (reference). Байес  это
кадр нулевого уровня интенсивности, полученный с нулевой экспозици-
ей, он корректирует исследуемое изображение за дополнительный заряд
к реальному сигналу на ПЗС и определяет фотометрический нуль-пункт
данной электронной системы. Этот кадр вычитается из всех кадров объ-
екта и остальных калибровочных кадров. Затем из исследуемого изобра-
жения объекта и спектра лампы удаляются следы космических частиц
и дефектные элементы ПЗС. Затем вычитается изображение темноты,
полученное с длинной экспозицией при закрытом затворе для учета тем-
новой эмиссии (оно нормируется на время экспозиции исследуемого объ-
екта).
Для компенсации низкочастотных неоднородностей отсчетов по полю
детектора используют процедуру деления на кадр плоского поля. Полу-
чают кадр плоского поля засветкой щели специальной лампой или ис-
пользуют свет сумеречного неба, полученный с широкой щелью. Отсчет
каждого пикселя кадра изображения делится на отсчет соответствую-
щего пикселя кадра поля и нормируется на среднее значение отсчетов
кадра поля, эта процедура компенсирует неоднородную освещенность
(виньетирование) камеры спектрографа и одновременно удаляет некото-
рые дефекты матрицы (например, следы от пылинок). Неоднородность
19

спектральной чувствительности элементов матрицы частично корректи-
руется использованием инструментальной кривой реакции (см. дальше).
Нам пришлось отказаться от использования кадра плоского поля в тех
случаях, когда в синей или УФ области спектра, где излучение лампы
ослаблено, сигнал от поля был недостаточно накоплен, из-за чего эта
процедура увеличивала неточность измерения спектра объекта.
Следующим очень важным этапом обработки ПЗС-изображения яв-
ляется точная двумерная геометрическая коррекция спектров с длинной
щелью. Она состоит главным образом в переводе первоначальных пик-
сельных координат вдоль дисперсии в длины волн и называется "линеа-
ризацией". Для этого используется специально полученное изображение
спектра калибровочной лампы, дающей линии источника излучения с
известными длинами волн. Для восстановления шкалы длин волн в на-
ших наблюдениях были использованы спектры источника He-Ne-Ar. На
изображении спектра лампы находят положения конкретных линий по
спектру. Затем строится дисперсионное соотношение для каждого из ря-
дов ПЗС (что позволяет исправить кривизну линий спектра неба вдоль
щели). Точность построения дисперсионных кривых получалась как пра-
вило 0.1  0.15  A (68 км/сек). Однако, систематические ошибки поло-
жений линий со спектрографом UAGS 1-м телескопа иногда достигают
300 км/с, и они хаотично меняются от спектра к спектру, что делает
невозможным абсолютные измерения лучевых скоростей с этим спектро-
графом. Причиной систематических ошибок измеренных длин волн ли-
ний спектра на данном приборе могут быть гнутие спектрографа и неоди-
наковое освещение коллиматора спектрографа светом звезды и лампы
спектра сравнения. Для повышения точности измерения лучевой ско-
рости линии HeII 4686  A мы использовали дифференциальный метод
определения лучевой скорости относительно стационарных линий FeII в
ее окрестностях, лучевую скорость которых мы взяли из спектроскопии
высокого разрешения, которая была известна по литературным источни-
кам (подробности далее). Дифференциальный метод дает точность лу-
чевой скорости по сильным линиям 2025 км/с, а для слабой линии He II
20

4686  A  50 км/с.
Для получения реальных отсчетов спектра звезды еще необходимо вы-
читание спектра неба. Эта процедура осуществляется полиномиальным
представлением спектра неба в рядах изображения выше и ниже спектра
объекта. Полученная таким образом "модель" спектра неба вычитается
из спектра объекта. Те же этапы обработки проходит и кадр со звез-
дой  спектрофотометрическим стандартом, которая будет использована
для перевода инструментальных потоков в стандартные (относительные)
энергетические потоки, точнее, плотности потоков.
Теперь, просуммировав отсчеты  инструментальные потоки по рядам
спектра вдоль щели, получим одномерный спектр объекта в координатах:
длина волны  поток. Эту процедуру в MIDAS называют "extraction".
Чтобы сравнивать получаемые интенсивности с данными из других
источников, необходимо перевести инструментальные потоки в физиче-
ские, выраженные в энергетических единицах эрг/(см 2
с
 A). Для этого
сначала учитывают атмосферную экстинкцию в зависимости от воздуш-
ной массы в направлении на объект (используют таблицу зависимости
атмосферного поглощения от длины волны). Затем используют кривую
реакции всего регистрирующего комплекса (response), которая строится
делением одномерного спектра звезды-стандарта на известное для нее
распределение абсолютного потока. Точности потока после этих проце-
дур при щелевой спектроскопии от 20% до 50%.
2.2 Спектральные измерения и отождествление линий в спектре
Перед тем как перейти к спектральным измерениям различных пара-
метров в спектре, обычно проводят сглаженный континуум по спектру
исследуемого объекта, а затем делят на него исследуемый спектр, при-
водя его континуум к единице, а интенсивности к относительным интен-
сивностям (I=I cont ).
Дальше выполняется отождествление линий в спектре. Как правило,
отождествляется не одна линия, а весь набор линий данного элемен-
21

та в данной стадии ионизации или, по крайней мере, весь мультиплет,
к которому линия принадлежит. Критериев принадлежности линии к
набору несколько: длина волны, относительная интенсивность, лучевая
скорость (дифференциальный сдвиг), специфическая форма профиля.
Для отождествления спектральных линий использовались списки длин
волн спектральных линий, составленные И.М. Копыловым (частное со-
общение), или списки эмиссионных линий астрофизических объектов из
книги Мейнела и др. (1969), линий атомов и ионов из книги Стриганова
и Свентицкого (1966), а также из работ Ченцова и др. (1999) и Хеунга и
др. (2000). Нами была создана программа в среде MIDAS и в ОС Linux,
которая использует расширенные базы данных для многих химических
элементов и ионов. В основном используется база данных по спектраль-
ным линиям Колуцци (1993). Использование подобных программ и баз
данных делает отождествление линий в спектре более надежным, так как
учитываются все линии в спектре данного атома или иона в заданном
спектральном диапазоне, причем с учетом их относительных интенсив-
ностей, а также лучевой скорости объекта. Отождествление какой либо
слабой линии атома или иона на определенной лучевой скорости мож-
но сразу же подтвердить или опровергнуть наличием или отсутствием
других более сильных линий на тех же скоростях. Сейчас эта програм-
ма позволяет измерять все параметры линий и использует возможности
пакета MIDAS. Мы также использовали базу данных по спектральным
линиям NIST:
http://physics.nist.gov/cgi-bin/AtData/lines_form.
Наша база данных по спектральным линиям была дополнена данными
по молекулярным линиям и полосам, а также по межзвездным полосам
поглощения (DIB). Информация о молекулярных спектрах взята из кни-
ги Пирса и Гейдона (1949).
Для работы с одномерными спектрами мы использовали и контекст
SPEC в MIDAS, в котором предусмотрено много команд для получения
самой разной информации: определение положения линий и их интен-
сивности, разделение блендированных линий, объединение спектров, их
22

кросс-корреляция и т.д. При переводе положения линии в лучевую ско-
рость (по эффекту Доплера), мы всегда учитывали поправку за движе-
ние Земли вокруг Солнца, то есть, результирующая лучевая скорость 
гелиоцентрическая (приведена к центру Солнца).
2.3 Перевод эмиссионных спектров в энергетические единицы с помо-
щью фотометрии
Наши спектральные наблюдения сопровождались фотометрией в те
же даты или очень близкие. Точность фотоэлектрических наблюдений
CI Cam, полученных на Крымской станции ГАИШ Н.В. Метловой со-
ставляет в среднем 0 m :02 в полосах B; V и 0 m :03 в полосе U . Внутренняя
точность ПЗС-фотометрии для CI Cam на 1-м телескопе Цейсса САО до-
стигает 0 m :002 0 m :004, но систематические ошибки от ночи к ночи, или
при переустановке прибора могут достигать 0 m :1. Как правило это связа-
но с неравномерностью подсветки ПЗС при получении кадров плоского
поля из-за бликов и рассеяния света на внутренних деталях фотомет-
ра. Систематические ошибки, связанные с этим, можно минимизировать,
подбирая близкие звезды сравнения. Однако в окрестностях CI Cam та-
ких звезд нет. Средняя точность ПЗС-фотометрии более слабых звезд,
таких как V838 Mon и V4332 Sgr после вспышек, составляла 0 m :02 0 m :04.
Точность измерений цифровых архивных фотографических наблюдений
V838 Mon и V4332 Sgr определялась дисперсией характеристических
кривых. Для первой звезды она составила в среднем 0 m :09. Для более
слабой второй звезды 0 m :10 0 m :40, причем точность измерения дается
для каждого цифрового кадра в таблице наблюдений. Для звезд с силь-
ными эмиссионными линиями систематические различия фотометрии с
различными приборами очень велики и достигают 0 m :5. Специальные
способы сведения разнородных наблюдений в одну систему описаны в
отдельных главах диссертации. Они основаны на определении система-
тических поправок по одновременным или близким по времени рядам
наблюдений, полученным с разными приборами.
23

Методика фотометрической калибровки спектров следующая:
1) Сначала в каждой фотометрической полосе определяется вклад
эмиссионных линий методом интегрирования спектра по кривой реакции
данной полосы системы. Кривые реакции величин U; B; V мы брали из
таблицы 7 в книге Страйжиса (1977). Спектры нормализуются к звездно-
му континууму. Вклад эмиссии равен интегралу по области с линиями,
свернутому с кривой реакции. Интеграл по континууму, свернутый по
той же кривой реакции, определяет вклад континуума в каждом филь-
тре.
2) Вклад эмиссии переводится в звездные величины.
3) Теперь эта поправка вносится в величины звезды, и получаются
звездные величины в континууме уже без эмиссий.
4) Фотометрические звездные величины приводятся в физические еди-
ницы эрг/(см 2
c
 A) с помощью значений плотности потоков для звезды
спектрального класса А0 V нулевой величины в V (согласно определе-
нию все показатели цвета и величины такой звезды равны нулю). Для
такого перевода использовались таблицы плотности потоков для звез-
ды класса А0 нулевой звездной величины для полос системы Джонсона
UBV RI из таблицы 20 в кн. Страйжиса (1977), а для полос системы Ко-
зинса R C I C , которая применяется в САО,  из работы Моро и Мунари
(2000). Эта методика применялась при исследовании нескольких звезд,
но конкретно наблюдения CI Cam в фильтре Козинса I C не производи-
лись (так как звезда в этом фильтре получалась передержанной даже на
коротких экспозициях, и ее измерения в этом фильтре не точны). Для по-
лучения потоков в линиях использовались фотометрические плотности
потока в континууме на длинах волн линий, и эквивалентные ширины
линий.
5) Когда распределение энергии в континууме известно (в физических
единицах), это распределение умножается на нормированный спектр (с
континуумом = 1). Для каждого пиксела спектра значение энергетиче-
ского континуума придется проинтерполировать (так как шаг спектра и
фотометрии разный). Для перевода эквивалентных ширин линий в по-
24

токи также приходится интерполировать энергетический континуум на
длины волн конкретных линий. Поток в линии определялся как произ-
ведение эквивалентной ширины на плотность потока в континууме на
средней длине волны линии. По нашей оценке точность определения по-
токов в линиях составила 520% в зависимости от интенсивности линии.
Использование фотометрических данных придает особую ценность на-
шим спектральным исследованиям. Благодаря фотометрической калиб-
ровке, нам удалось проследить изменение потоков в линиях CI Cam во
вспышке, сравнивая потоки во время вспышки и после нее в спокойном
состоянии системы. Также впервые удалось изучить особое поведение
линии N[II] 5755  A в спектре CI Cam.
Совместное рассмотрение спектроскопических данных и фотометрии,
современной и архивной, дало качественно новую информацию о при-
роде пекулярных новых звезд V838 Mon и V4332 Sgr. В этих случаях
оказалось возможным разделить вклад компонентов (V838 Mon) или от-
делить вклад холодной звезды от туманности (V4332 Sgr) в полосах фо-
тометрической системы. Полученные распределения энергии отдельных
компонентов в спектрах этих систем были использованы для сравнения с
распределениями энергии, основанными на архивных фотометрических
данных.
25

Глава 1.
СПЕКТРАЛЬНОЕ И ФОТОМЕТРИЧЕСКОЕ
ИССЛЕДОВАНИЕ РЕНТГЕНОВСКОГО ТРАНЗИЕНТНОГО
ИСТОЧНИКА И В[e]-ЗВЕЗДЫ CI ЖИРАФА
CI Cam  B[e]-звезда, испытавшая мощную вспышку в широком диапа-
зоне электромагнитных волн от радио до рентгена с максимумом 1 апреля
1998 г.
К классу B[e]-звезд относят звезды, имеющие следующие спектраль-
ные особенности (Ламерc и др., 1998):
(1) эмиссионные линии водорода и гелия на фоне голубого континуу-
ма;
(2) многочисленные эмиссии Fe II и других металлов преимущественно
низко ионизованных и с низким потенциалом возбуждения;
(3) запрещенные линии металлов и других элементов: [Fe II], [O I] в
оптическом спектре;
(4) сильные инфракрасные избытки  излучение горячей околозвезд-
ной пыли.
CI Cam имеет эти особенности в спектре. Эти особенности проявляют-
ся у горячих звезд, находящихся в разных стадиях эволюции, которые
объединяются в один класс B[e]: Ae/B[e]-звезды Хербига в стадии до
главной последовательности; симбиотические звезды; B[e]-сверхгиганты,
которые по светимости достигают LBV  ярких голубых переменных
звезд галактик; компактные планетарные туманности. В последнее время
принято описывать эти особенности как B[e]-феномен, присущий разным
классам звезд.
Звезда впервые открыта и описана в 193233 г. как В-звезда с эмиссия-
ми H  , He I и Fe II (Меррил и др.,1932; Меррил, 1933). Спектр звезды был
подробно исследован и описан в работах Даунса (1984) и Мирошниченко
(1995).
26

Результаты широкополосной фотометрии CI Cam до вспышки в опти-
ческом и инфракрасном диапазонах представлены в работе Бергнера и
др. (1995). Звезда показала значительную переменность блеска с ампли-
тудой до 0 m :4 в полосе V и на этом основании была включена в Общий
каталог переменных звезд. В работах Мирошниченко (1994,1995) на осно-
ве наблюдений Бергнера и др.(1995) определен фотометрический период
11 d .7, амплитуда периодической составляющей 0 m :13 V . Распределение
энергии в спектре представляется суммой спектров B0V + G8II (Мирош-
ниченко, 1994), или B0V + K0II (Мирошниченко, 1995). В работе Мирош-
ниченко (1995) сообщается о наблюдении абсорбционных линий холодной
звезды. Однако известно, что "континуум и слабые линии в этих спек-
трах [Мирошниченко, 1995] были плохо экспонированы"(Хайнес и др.,
2002). На основании этих данных считалось, что CI Cam напоминает
симбиотические звезды, которые по своим свойствам частично перекры-
ваются с B[e]-звездами (это подкласс B[e]-звезд, обозначаемый SymB[e]),
а в ОКПЗ она классифицирована как ZAND:. Свет звезды сильно по-
глощен, до A V = 3 m , причем значительная часть поглощения явно име-
ет околозвездную природу. Расстояние до звезды по старым оценкам до
1998 г. принималось 1 кпс (Чхиквадзе, 1970). Таковы основные данные
о звезде, известные на момент вспышки 1998 г.
В апреле 1998 г. у звезды произошла мощная рентгеновская вспышка,
в максимуме которой, состоявшемся 1 апреля 0 h 57 m UT (JD 2450904.54)
звезда достигла яркости 2 Краба в диапазоне 2-12 кэВ на мониторе
ASM орбитальной обсерватории RXTE. Эта вспышка привлекла внима-
ние многих исследователей. Подъем рентгеновского потока к максимуму
продолжался всего несколько часов (Смит и др., 1998), что необычно
для транзиентных источников. Падение потока также было быстрым:
в первые двое суток поток уменьшался с параметром  e = 0 d :56 (вре-
мя ослабления в e раз). На 4-е сутки скорость ослабления уменьшилась
( e = 2 d :34). Рентгеновский спектр был мягким по сравнению с рентге-
новскими новыми и не распространялся в энергетическую область вы-
ше 60 кэВ (Беллони и др., 1999). В спектре видны эмиссии в К-линии
27

Fe XXVFe XXVI на 6.46.9 кэВ, S XVS XVI на 2.452.62 кэВ и в L-
линии Si XIII-Si XIV на 1.86-2.01 кэВ (Беллони и др., 1999).
Оптические наблюдения были сделаны с некоторой задержкой по вре-
мени относительно максимума в рентгеновском диапазоне, необходимой
для отождествления. Самый яркий блеск, зарегистрированный во вспыш-
ке, составил 7 m .1 в полосе R (Робинсон и др., 1998). Так как блеск CI
Cam в спокойном состоянии составляет в среднем 10 m .6 R, полная ам-
плитуда вспышки превышала 3 m .5, то есть добавочный свет источника
вспышки превысил по интенсивности свет B[e]-компонента более чем в
25 раз. Максимальный блеск в лучах B и V был зарегистрирован Гарсиа
и др. (1998) 10 m .2 и 9 m .2, из чего следует поярчание по крайней мере на
2 m .3 и 2 m .4, соответственно, относительно уровня до вспышки (Бергнер
и др., 1995; Мирошниченко, 1995). Интересно, что при таком поярчании
показатели цвета не изменились. Барсукова и др. (1998), Кларк и др.
(1999) отмечали значительное усиление всех эмиссионных линий в спек-
тре вспышки. В спектре CI Cam 3 апреля 1998 г. Вагнер и Старрфилд
(1998) заметили сильную линию HeII 4686  A, хотя спектр в остальном
был очень похож на спектр 1984 г. Даунса (1984), и на спектр Мерри-
ла (1933). Линия HeII вообще не была описана ни в одном предыдущем
исследовании, сделанном до вспышки.
Радиоисточник был зарегистрирован уже 1 апреля, а 3 апреля в 20 h
UT он достиг максимума 120 мЯн на 1.4 ГГц с задержкой по времени
в 2.8 дня относительно рентгеновского максимума. В максимуме интен-
сивности его угловой размер был меньше 0".1 на частоте 22.5 ГГц. За-
висимости радиопотока, а также потока рентгеновского, оптического и
инфракрасного излучения от времени опубликованы в работе Кларка и
др. (2000). Заметно запаздывание максимума вспышки с увеличением
длины волны излучения в радиодиапазоне. Скорость падения блеска в
оптическом диапазоне с 3 по 10 апреля 1998 г. составляла  e = 3 d :40 d :4.
Радиоисточник имел синхротронный спектр. 5 апреля он разрешился
на центральное ядро и противоположно направленные струи, которые со
временем приняли S-образную форму, подобно струям, наблюдающимся
28

в радиодиапазоне у объекта SS 433 (радиокарта опубликована в заметке
Хьелминга и Медушевски, 1998а). Скорость распространения струй со-
ставила 26 угловых миллисекунд в день, или, при расстоянии в 1 кпс,
0.15c (Хьелминг и Медушевски, 1998b). Как галактическая звездная си-
стема со струями, CI Cam вошла в класс объектов, называемых "микро-
квазарами".
Однако позднее, в 2002 г., эти первые наблюдения на VLA были пере-
смотрены, так как они не согласовались с картиной вспышки, полученной
с радиотелескопом VLBA. Калибровка радионаблюдений VLA признана
ошибочной на том основании, что калибровочный источник  квазар 
сам оказался источником радиоструй, поэтому его радиоструи были вне-
сены при обработке в радиоизображения CI Cam (Рупен и др., 2002а).
В работе Медушевски и Рупена (2004) описана эволюция радиоостатка
вспышки по наблюдениям на VLBA. Это была расширяющаяся с замед-
лением биполярная облачная структура, имеющая форму оболочки с по-
ярчанием к краю. Структура напоминает ударную волну, проходящую
по плотной межзвездной среде.
Рентгеновский поток упал до уровня обнаружения через 10 15 d по-
сле вспышки. В оптическом диапазоне повышенный блеск наблюдался
до конца сезона наблюдений JD 2450941 (37 d ), но в начале следующего
сезона в JD 2451051 блеск уже был обычным и даже несколько возрас-
тал. При этом радиоизлучение все еще измерялось весь следующий сезон
JD 245102051300, хотя и ослабевало (Кларк и др., 2000).
В рентгеновских лучах в спокойном состоянии объект был обнаружен
на спутнике BeppoSAX при длительных экспозициях в JD 2451425 (Ор-
ландини и др., 2000), и в JD 2451445 (Пармар и др., 2000), или совсем не
регистрировался. Из этих наблюдений следовало, что в рентгеновском
диапазоне объект переменен по крайней мере на порядок. Спектраль-
ные оптические исследования CI Cam в декабре 1998 и в январе 1999 г.
(Орландини и др., 2000) показали отсутствие каких-либо изменений в
спектре в этот период времени и сходство со спектром, полученным до
вспышки (Даунс, 1984).
29

1. Спектральные наблюдения вспышки CI Cam
Наши наблюдения были проведены на 6-м телескопе БТА САО РАН
4,5,6,19 апреля и 16 мая 1998 г. Информацию о наблюдателях, спектраль-
ном диапазоне, количестве спектрограмм и спектральном разрешении
можно увидеть в табл.2. Первое наблюдение получено через 3.7 дня после
пика рентгеновской вспышки и через 1.6 дня после наблюдений Вагне-
ра и Старрфилда (1998) и Гарсиа и др. (1998), то есть в дату, когда
рентгеновский поток уменьшился вдвое. Получение такого материала на
БТА стало возможным благодаря своевременному сообщению о вспыш-
ке CI Cam, переданному нам П. Рошем (P. Roche), а также благодаря
сотрудникам САО С.А. Пустильнику и А.В. Угрюмову, которые провели
наблюдения CI Cam на БТА 4, 5, 6 и 19 апреля 1998 г.
Был использован спектрограф среднего разрешения SP-124 в фоку-
се Нэсмит-1 с камерой UAGS и ПЗС Photometrix PM1024. Дисперсия
2.4  A/pxl, спектральное разрешение FWHM 47  A. Спектры обработа-
ны в пакете MIDAS (в контексте для длинной щели LONG). Методика
обработки наших спектральных данных описана в конце введения дис-
сертации в пункте: "Методика обработки наблюдательных данных" (см.
Содержание диссертации). Наши спектральные наблюдения во вспыш-
ке описаны в работах Барсуковой и др. (1998) и Барсуковой и Фабрики
(2000).
С 1998 г. спектральные наблюдения сопровождаются фотометрией в
полосах системы UBV R, и это позволяет более точно определять потоки
в эмиссионных линиях, а также сравнивать потоки во вспышке с потока-
ми до и после вспышки. Фотометрические UBV R-наблюдения во время
вспышки опубликованы в работах Кларка и др. (2000) (это наблюдения
В.М. Лютого, Н.В. Метловой и В.П. Горанского на Крымской станции
ГАИШ МГУ); Орландини и др. (2000); Гарсиа и др. (1998) и Хайнеса и
др. (1998).
Фрагменты нормализованных спектров 4,5,6,19 апреля и 16 мая 1998 г.
30

показаны на рис. 1 а-г. Все спектры приведены в одной шкале. Видно,
что степень возбуждения в спектрах спадает со временем. Эмиссионная
линия He II 4686  A на рис. 1 а сильна в начале апреля и практически
исчезла в спектре 16 мая. То же относится и к другой линии He II 5411  A
(рис. 1 в). Потоки в линиях He I уменьшались быстрее, чем в водородных
линиях.
Обнаружена сильная переменность бленды 5050  A (рис. 1 б). Похоже,
она исчезла в спектрах 19 апреля и 16 мая. Она состоит из линий Si II
5041,5056 + He I 5048 + C II5045  A, и по нашей оценке, основанной на
исследовании этой бленды, вклад линий Si II составляет 80% от общего
потока, а He I  20%. Так что быстрое падение потока  это свойство ли-
нии Si II. На рис. 1 а и 1 в показан очень яркий и богатый эмиссионный
спектр Fe II. Интенсивности всех линий Fe II уменьшались со временем,
но скорость падения зависела от номера мультиплета и от потенциала
возбуждения. Например, линия Fe II 5169  A была самой сильной лини-
ей железа в этом спектральном диапазоне сразу после вспышки, но стала
слабее линии Fe II 5317  A в конце нашего наблюдательного ряда. Дру-
гой пример на рис. 1 г показывает, что линия [N II] 5755  A даже стано-
вится сильнее со временем. Эта линия была неправильно отождествлена
в работах Даунса (1984) и Орландини и др. (2000) как Fe II. Ошибоч-
ным отождествлением объясняется отличие длины волны этой линии от
лабораторной на 8  A, замеченное в Орландини и др. (2000). Особое по-
ведение этой линии было выявлено в первой нашей работе (Барсукова
и др., 1998). В следующих работах поведение этой запрещенной линии
было подробно исследовано, оно будет описано позднее.
Ширины профилей линий также показали зависимость от потенциа-
ла возбуждения. Водородные эмиссии и эмиссии He I во вспышке имели
широкие и узкие компоненты. Это особенно хорошо видно в сильных и
неблендированных линиях H  и He I 5876  A (рис. 1 г). Ширина узкого
компонента была 400 км/с в начале наблюдений (все ширины исправ-
лены за инструментальную ширину линии). Затем она уменьшается до
200 км/с. Интенсивность широких компонентов быстро падает, но их
31

Таблица 2. Спектральные наблюдения CI Cam
JD hel. Дата Диапазон Разрешение Число Теле- Наблюдатели
24... (  A) (  A) Спектров скоп
50908.259 1998.04.04 3800-6100 4 2 6-м П,У
50908.260 1998.04.04 5000-7400 4 1 6-м П,У
50909.176 1998.04.05 5000-7400 4 1 6-м П,У
50909.20 1998.04.05 3800-6100 4 1 6-м П,У
50910.20 1998.04.06 3800-6100 4 2 6-м П,У
50910.205 1998.04.06 5000-7400 4 3 6-м П,У
50923.25 1998.04.19 3800-6100 7 29 6-м П,У,М
50923.266 1998.04.19 5000-7400 7 2 6-м П,У,М
50950.30 1998.05.16 3800-6100 4 2 6-м В1,Ф
50950.314 1998.05.16 5000-7400 4 2 6-м В1,Ф
51204.333 1999.01.25 3800-6100 4 100 6-м Б1,В1,М,Ф
51206.30 1999.01.27 5000-7700 0.23 3 6-м Б1,M
51398.534 1999.01.08 5580-7320 4 2 1-м Б2
51399.538 1999.08.09 4100-5800 4 2 1-м Б2
51399.525 1999.08.09 5580-7290 4 2 1-м Б2
51400.510 1999.08.10 4100-5800 4 4 1-м Б2
51400.531 1999.08.10 5600-7300 4 4 1-м Б2
51423.551 1999.09.02 5590-7330 4 4 1-м Б2
51423.566 1999.09.02 4100-5780 4 3 1-м Б2
51424.551 1999.09.03 4100-5780 4 4 1-м Б1,Б2
51425.581 1999.09.04 5600-7300 4 13 1-м Б1,Б2
51426.519 1999.09.05 4100-5780 4 3 1-м Б1,Б2
51426.561 1999.09.05 5600-7300 4 5 1-м Б1,Б2
51464.523 1999.10.13 5600-7320 4 6 1-м Б3
51464.542 1999.10.13 4100-5780 4 4 1-м Б3
51465.434 1999.10.14 4100-5780 4 4 1-м Б3
51465.458 1999.10.14 5600-7320 4 6 1-м Б3
51485.653 1999.11.03 4100-5700 4 3 1-м Б2
51485.666 1999.11.03 5670-7340 4 4 1-м Б2
51488.416 1999.11.06 5670-7320 4 6 1-м Б2
51488.447 1999.11.06 4100-5780 4 6 1-м Б2
51514.288 1999.12.01 4100-5780 4 10 1-м Б2,Б3
51635.187 2000.03.31 5660-7330 4 10 1-м Б2
51810.552 2000.09.23 5600-7280 4 5 1-м В2
51812.555 2000.09.25 5600-7230 4 10 1-м С
51844.500 2000.10.27 4100-5800 4 11 1-м Б2
51846.430 2000.10.29 5600-7240 4 5 1-м В2
51848.416 2000.10.31 5600-7300 4 6 1-м Б2
51864.375 2000.11.16 5660-7320 4 9 1-м Б2
51864.448 2000.11.16 4100-5780 4 10 1-м Б2
51880.312 2000.12.01 5660-7330 4 17 1-м Б2
51885.319 2000.12.06 4500-7000 5 164*) 6-м В1,М,Ф
51936.243 2001.01.26 5660-7320 4 10 1-м Б2
51937.234 2001.01.27 5660-7320 4 4 1-м В2
32

Таблица 2. Продолжение
JD hel. Дата Диапазон Разрешение Число Теле- Наблюдатели
24... (  A) (  A) Спектров скоп
52176.467 2001.09.23 4070-5783 8.7 5 1-м Б3
52176.479 2001.09.23 5626-7330 9.5 7 1-м Б3
52177.402 2001.09.24 4105-5792 9.5 2 1-м Б3
52177.500 2001.09.24 5612-7302 6.7 14 1-м Б3
52189.485 2001.10.06 5610-7317 7.3 8 1-м Б2
52192.586 2001.10.09 4095-5788 7.0 4 1-м Б2
52293.428 2002.01.18 4095-5788 7.0 4 1-м Б2
52299.220 2002.01.24 5655-7359 8.8 17 1-м Б2
52299.268 2002.01.24 4102-5798 9.5 8 1-м Б2
52300.409 2002.01.25 3539-4997 0.20 1 6-м К
52310.470 2002.02.04 4604-6071 0.20 1 6-м К
52327.251 2002.02.21 4081-5779 8.8 6 1-м Б2
52327.284 2002.02.21 5626-7332 8.8 10 1-м Б2
52531.573 2002.09.13 4162-5860 7.0 2 1-м Б3
52532.520 2002.09.14 4104-5797 9.5 2 1-м Б3
52532.547 2002.09.14 5622-7328 9.5 6 1-м Б3
52542.517 2002.09.24 5642-7346 10.1 11 1-м Б3
52542.554 2002.09.24 4085-5779 10.1 4 1-м Б3
52598.19 2002.11.19 4558-5996 0.13 1 6-м К
52683.344 2003.02.12 4090-5784 9.4 6 1-м Б2
52906.476 2003.09.23 3470-6205 3.7 1 1-м Б2
52906.492 2003.09.23 3470-6205 3.7 1 1-м Б2
52906.508 2003.09.23 3470-6205 3.7 1 1-м Б2
52965.435 2003.11.21 4121-5818 7.5 6 1-м Б2
53019.304 2004.01.14 3710-7970 7.0 2 1-м Б3
53023.278 2004.01.18 3710-7997 7.0 3 1-м Б2
53054.19 2004.02.18 3769-5007 4.3 3 6-м Б1,Б3,Г
53082.346 2004.03.17 3710-8017 7.7 1 1-м Б2
53300.435 2004.10.21 3630-7955 7.7 4 1-м Б3
53301.451 2004.10.22 3850-5922 4.0 2 1-м Б3
53301.492 2004.10.22 3820-7910 7.7 1 1-м Б3
53328.330 2004.11.18 3970-5738 5.3 1 6-м Б1,Б2,Г
53357.286 2004.12.17 3800-8090 7.1 7 1-м Б3
53358.336 2004.12.18 3800-8090 7.1 10 1-м Б3
53359.354 2004.12.19 3800-8090 7.1 5 1-м Б3
53360.365 2004.12.20 3800-8090 7.1 2 1-м Б3
53389.253 2005.01.18 3800-7940 6.2 6 1-м Б3
53390.279 2005.01.19 3800-7940 6.1 5 1-м Б3
53417.296 2005.02.15 3800-7910 6.1 2 1-м Б3
53419.239 2005.02.17 3800-7910 6.2 3 1-м Б3
53451.245 2005.03.21 3880-6207 6.1 2 1-м Б3
53593.513 2005.08.11 4600-4750 8.0 23 50-см Г **)
*) апертурные спектры сквозь циррусы;
**) бесщелевые спектры с объективной призмой.
33

Телескопы:
6-м  6-метровый телескоп;
1-м  1-м рефлектор САО РАН;
50-см  50-см менисковый телескоп с 7-градусной объективной призмой Крымской станции ГАИШ
МГУ.
Наблюдатели:
Б1  Барсукова Е.А. В2  Власюк В.В. П  Пустильник С.А.
Б2  Борисов Н.В. Г  Горанский В.П. С  Серафимович Н.
Б3  Буренков А.Н. К  Клочкова В.Г. У  Угрюмов А.В.
В1  Валявин Г.Г. М  Монин Д.Н. Ф  Фабрика С.Н.
ширина постепенно уменьшается от 1200 км/с до 700  800 км/с. Линии
Fe II, Ti II и других линий показывают только узкие компоненты.
Во вспышке нами не обнаружены абсорбционные линии Ca I, Co I, Ni I,
Cr II и другие, описанные в работе Мирошниченко (1995). Отметим, что
спектры Мирошниченко были получены на TV-сканере БТА, их качество
невысокое. Как и в спокойном состоянии, в спектре вспышки CI Cam
видны только диффузные межзвездные полосы поглощения (DIB) или
абсорбционные линии межзвездной среды (Na II D 2 D 1 ).
Сравнивая спектры на спаде вспышки со спокойным спектром до вспы-
шки Даунса (1984), мы обнаружили, что в конце вспышки интенсивность
линии H  опустилась до уровня спокойного состояния, наблюдавшегося
в работе Даунса (рис. 2), а интенсивность линии He I 5876  A (на том же
рисунке) уменьшилась даже значительно ниже спокойного уровня. В ра-
боте Хайнеса и др. (2002), выполненной с нашим участием, в которой все
спектральные наблюдения CI Cam в мире до вспышки, во вспышке и в
первый год после вспышки были объединены и анализировались вместе,
открытое нами (Барсукова и др., 1998) необычное поведение эмиссий HeI
подтвердилось.
Наибольшее падение потока между 4 и 19 апреля 1998 г. наблюдалось
у широкого компонента линии H  (в 12.5 раза), у бленды Si II (в 14.9
раза), у линии He II 4686  A(в 14.1 раза), у He I 4471  A (в 7.4 раза) и у
He I 5876  A (в 5.1 раза). Узкий компонент H  и эмиссия Fe II 5876  A
34

Рис. 1 а,б,в,г.
Фрагменты нормализованных спектров, полученных 4,5,6,19 апреля
и 16 мая 1998 г. (сверху вниз). Сильнейшие линии - He II 4686  A, H  ,
Fe II 5169  A, Fe II 5317  A и He I 5876  A  не отмечены. Для удоб-
ства отображения спектры сдвинуты вдоль оси интенсивностей на
величины в 12, 8, 4, 2 и 0 единиц на рис. 1 а и б, на 60, 40, 16, 8 и 0
единиц на рис. 1 в и г.
35

Рис. 1 а,б,в,г (продолжение).
показали умеренный спад в 2.4 и 3.0 раза, соответственно. Графики из-
менения эквивалентных ширин нескольких линий и бленд во вспышке
показаны на рис. 25. Подробное описание бленд и отождествление их
компонентов дается в статье Барсуковой и др. (1998). Точность опреде-
ления эквивалентных ширин линий составляет 510%.
Предполагается, что рентгеновская вспышка с одной стороны образо-
вала область, в которой формируются широкие линии (выброс), а с
36

Рис. 2.
Изменения эквивалентной ширины сильнейших эмиссионных линий
во вспышке. He I 5876  A (полный профиль)  кружки; H  (полный про-
филь) крестики; H  (узкий компонент)  квадраты; H  (широкий ком-
понент)  треугольники. Мелкие символы слева означают эквивалент-
ные ширины в спокойном состоянии в январе 1984 г. (Даунс, 1984). Мо-
мент рентгеновского максимума, как следует из наблюдений RXTE,
соответствует JD 2450904.5.
37

Рис. 3.
Изменения эквивалентной ширины сильнейших эмиссионных линий
во вспышке. He II 4686  A  крестики; бленда 5050  A  треугольники;
He I 4471  A  кружки; Fe II 5169  A  квадраты. Остальные обозначе-
ния как на рис. 2.
38

Рис. 4.
Изменения эквивалентной ширины сильнейших эмиссионных линий
во вспышке. Бленда 5670  A  крестики; Fe II 5197  A  треугольники,
бленда 5509  A  кружки; [N II] 5755  A  квадраты и слабая бленда
Fe II 5748  A + N II 5747  A  звездочки. Остальные обозначения как
на рис. 2.
39

другой  значительно подогрела уже существующую область, где фор-
мируются узкие линии (звездный ветер B[e]-звезды). Расширение эмис-
сионных линий H I и He I (пьедесталы) связано именно с движением
излучающего газа, но не с электронным рассеянием в оптически толстой
оболочке. Это можно объяснить тем фактом, что после вспышки ширина
пьедесталов лишь постепенно уменьшалась при быстром падении интен-
сивности. А в случае уширения линий электронным рассеянием ширина
линий и их интенсивность сильно зависит от оптической толщины газа.
В этом случае профиль линии должен был быстро вернуться к прежнему
виду, так как при расширении выброса газ становится оптически тонким.
В работах (Барсуковой и др., 2002а,в) рассмотрены спектральные дан-
ные за три года наблюдений после вспышки. Мы сравнили поведение CI
Cam во вспышке с глубоким спокойным состоянием в последующие после
вспышки три года.
Сравнивая спокойный спектр CI Cam со спектром во вспышке (Бар-
сукова и др., 2002а), можно заметить, что набор эмиссионных линий
практически не изменился. Они лишь изменили относительную яркость.
Наиболее заметные спектральные изменения во вспышке уже описаны
ранее. Во вспышке появилась также сильная эмиссия в дублете Na I D 1
и D 2 , которая слилась с широкой линией He I  5876  A и выглядела как
горб на ее профиле. По мере ослабления блеска и уменьшения ширины
линии He I эмиссия натрия отделилась от линии гелия, а затем исчез-
ла. В спектрах с высоким разрешением (Робинсон и др., 2002) дублет
Na I D 1 и D 2 имеет сложный профиль, состоящий из эмиссионных и аб-
сорбционных компонентов, причем последние явно имеют межзвездное
или околозвездное происхождение. Наоборот, запрещенная линия [N II] 
5755  A, почти невидимая во вспышке, появилась и стала видна как одна
из сильнейших после вспышки. Вклад эмиссий в широкие полосы B и
V (системы UBV ) составляет 10% в спокойном состоянии и 40% во
вспышке, а в полосе R J , в которую попадает очень сильная эмиссия H  ,
 38 и 58%, соответственно.
Для 24 сильных эмиссионных линий H, He, Fe, Si, N (см. табл. 3, стр.51)
40

были измерены эквивалентные ширины во вспышке и в спокойном состо-
янии, которые затем с помощью фотометрических данных были переве-
дены в потоки в величинах (эрг/см 2
c). Выбирались в основном сильные
линии, не составляющие бленды. В некоторых случаях, когда линия ока-
залась составной и не разделялась, определены суммарные эквивалент-
ные ширины компонентов. К тому же были определены отношения экви-
валентных ширин EW o =EW q и логарифмы отношения потоков lg(F o =F q )
линий во вспышке (o) и в спокойном состоянии (q). Так как наблюдения в
самом пике вспышки не проводились, средние величины в первые две но-
чи наблюдений 4 и 5 апреля 1998 г. были приняты как характеризующие
вспышку. Величины в спокойном состоянии определялись как средние за
следующий сезон наблюдений 1999 г. Результаты измерений  отношения
эквивалентных ширин, логарифмы отношения потоков вместе с логариф-
мами суммарнoго потенциала возбуждения (потенциал ионизации + по-
тенциал возбуждения) каждой линии из книги Стриганова и Свентицко-
го (1966) сведены в табл. 3. Зависимость логарифма отношения потоков
от логарифма полного потенциала возбуждения линии показана на рис.
5. Видна четкая зависимость амплитуды вспышки в линии от потенциала
возбуждения, на которую не ложится только запрещенная линия [N II]
5755  A. Рекордное поярчание, видимое на этом графике, относится к
линии HeII 4686  A, которая имеет наивысший потенциал возбуждения.
Эту зависимость можно объяснить, тем, что оболочка CI Cam стратифи-
цирована, и что источник ионизации во вспышке стал существенно более
жестким, чем в спокойном состоянии. Температура источника вспышки
была не менее 600000 o K (при условии, что спектр вспышки тепловой),
что требуется для вторичной ионизации гелия. По аналогии с планетар-
ными туманностями можно предположить, что степень ионизации газа
в оболочке меняется с расстоянием от возбуждающего источника. По-
этому оболочка состоит из нескольких зон ионизации, причем высшая
степень ионизации достигается ближе к ионизующему источнику. Мы
предполагаем, что оболочка CI Cam отличается от оболочек планетар-
41

Рис. 5.
Зависимость между отношением потоков во вспышке (F o ) и в спо-
койном состоянии (F q ) в эмиссионных линиях и полным потенциалом
возбуждения линии (сумма потенциалов ионизации P i и потенциа-
ла возбуждения P ex ) в шкале логарифмов. Крестиком нанесена линия
He II 4686  A, темными кружками  линии He I и Fe II того же типа
поведения, светлыми кружками  бальмеровские линии и линии Fe II с
поведением типа H  , треугольниками  линии с поведением типа Si II,
а темным квадратом  линия [N II] 5755  A.
42

ных туманностей большей концентрацией вещества к центру туманно-
сти, где расположен источник ионизации. Поэтому амплитуда вспышек
потоков в линиях зависит от потенциала возбуждения (ионизация + воз-
буждение).
2. Спектральная эволюция CI Cam после вспышки
Фотометрическое и спектроскопическое слежение за CI Cam в спо-
койном состоянии в 19982001 гг. было нами продолжено до 2005 г., и
в диссертации приводятся результаты семилетних наблюдений. Резуль-
таты этих наблюдений подробно излагаются в статье Барсуковой и др.
(2006а).
Спектроскопические наблюдения CI Cam, которые начались на БТА
во время вспышки в ночь с 4 на 5 апреля 1998 г. со спектрографом СП-
124, продолжались в основном на телескопе Цейсс-1000 САО со спектро-
графом UAGS с длинной щелью. Результаты наблюдений до 27 января
2001 г. были показаны в работе Барсуковой и др. (2002а), новые наблю-
дения публикуются в работе Барсуковой и др. (2006а). Список всех спек-
тров дается в табл. 2 на стр.32.
Новые спектры среднего разрешения (410  A) получены в 20012005 го-
дах на Цейссе-1000 различными наблюдателями САО по долгосрочной
программе, инициированной автором диссертации. Два спектра с раз-
решением 45  A получены автором на БТА со спектрографами UAGS и
SCORPIO специально для достижения достаточно высокого отношения
сигнал/шум в синей области спектра. Мы осуществили попытку бесщеле-
вых спектральных наблюдений CI Cam на менисковом телескопе АЗТ-5
Крымской станции ГАИШ с 7-градусной объективной призмой. Наблю-
дения и обработка были удачными и использованы в диссертации. Спек-
тральное разрешение в районе линии H  составило 8  A. Привязка спек-
тра к длинам волн была сделана также в пакете MIDAS к "ветровым"
линиям Fe II B[e]-звезды. Эти линии, согласно спектроскопии высокого
разрешения, имеют узкие прямоугольные профили шириной 1.3  A и не
43

показывают заметных изменений лучевой скорости. Природа этих ли-
ний обсуждается далее.
В нашем распоряжении есть также несколько спектров CI Cam вы-
сокого разрешения, полученных на телескопе БТА. Спектры получены
с эшелле-спектрографом NES (Панчук и др., 2002) в фокусе Нэсмита с
ПЗС-матрицей EEV 42-40 2048 х 2048 элементов. В комбинации с реза-
телем изображений (Панчук и др., 2003) спектрограф NES обеспечивает
спектральное разрешение R  60000. Всего получено три таких спек-
тра, два из которых уже анализировались в работе Мирошниченко и др.
(2002). Экстракция данных из двумерных эшелле-спектров выполнена
с помощью модифицированного контекста ECHELLE пакета программ
MIDAS (Юшкин и Клочкова, 2004) автором данной программы М.В.
Юшкиным. Модификация позволяет, в частности, выполнять экстрак-
цию данных из эшелле-спектра, полученного с резателем изображений.
Точность измерения скорости по одной линии в спектрах, полученных
со спектрографом NES, 1 км/с. Всего в спокойном состоянии CI Cam
получено 86 спектров в голубом и красном диапазонах. Особая ценность
наших спектральных данных состоит в том, что они сопровождались
фотометрическим слежением, и потому могут быть надежно прокалиб-
рованы.
Электрофотометрия CI Cam проводилась Н.В. Метловой на Крым-
ской станции ГАИШ на 60-см телескопе Цейсса с одноканальным UBV -
фотометром конструкции В.М.Лютого. Этот плотный по времени и очень
однородный ряд наблюдений был использован нами для определения
систематических поправок в неоднородных ПЗС-наблюдениях, получен-
ных в системе UBV .
ПЗС-наблюдения CI Cam проводились в полосах системы UBV R J на
Крымской станции ГАИШ на телескопе Цейсс-600 с матрицами SBIG ST-
7, Apogee-47p и VersArray (Princeton Instruments), а также на менисковом
телескопе АЗТ-5 с матрицей Meade Pictor-416, установленной в прямом
фокусе. Матрица VersArray оснащена также и фильтром R C . Измере-
ния с VersArray проводились с двумя красными фильтрами, дающими
44

кривые реакции, близкие к кривым реакции полос Джонсона и Козин-
са. В САО ПЗС-наблюдения проводились в полосах системы UBV R C на
телескопе Цейсс-1000 с фотометром, оснащенным ПЗС-матрицами К585
(НПО "Электрон") и EEV 42-40. Обработка наблюдений осуществлялась
В.П. Горанским с помощью разработанной им программы WinFITS, осу-
ществлена методика скорректированной апертурной фотометрии. Смена
приемников и наборов фильтров, конечно, не способствовала однород-
ности наших ПЗС- наблюдений, проблема осложнялась еще и эмисси-
онным спектром изучаемой звезды. В полосах UBV проблему сведения
всех данных в одну систему удалось решить относительно легко благода-
ря однородным крымским данным, определяя систематические отличия
отдельных фрагментов кривых блеска. ПЗС-наблюдения хорошо согла-
суются с фотоэлектрической фотометрией. Привести все данные в крас-
ных фильтрах, включая R C , в одну систему R J оказалось сложнее, и
окончательная кривая блеска, возможно, содержит некоторые система-
тические неточности, которые не удалось скомпенсировать по одновре-
менным наблюдениям. Результаты фотометрии опубликованы в работах
Барсуковой и др. (2002а, 2006а).
На рис. 6 показаны кривые блеска CI Cam в полосах системы UBV R J .
Черными кружками показаны фотоэлектрические наблюдения Н.В. Мет-
ловой, светлыми кружками  наши ПЗС-наблюдения. На кривых блеска
видно медленное, возможно циклическое, синхронное во всех фильтрах
изменение блеска с широкими максимумами и узким минимумом около
JD 2452000. В начале 2005 г. около JD 2453400 блеск резко начал слабеть
и сформировался новый минимум. В конце года (JD 2453730) блеск опу-
стился ниже уровня предыдущего минимума (текущие наблюдения мож-
но посмотреть с Java-совместимым браузером на сайте http://jet.sao.ru/
goray/cicam.htm). Амплитуда медленных изменений составила около
0 m .2. Если это медленное изменение действительно циклично, то дли-
тельность цикла около 1600 дней. Такие медленные изменения не были
зарегистрированы в наблюдениях CI Cam до вспышки и не описаны ни в
работе Бергнера и др. (1995), ни в более поздней работе Мирошниченко
45

Рис. 6.
Кривые блеска CI Cam в полосах системы UBV R J в спокойном со-
стоянии. Вспышка и наблюдения до вспышки на этом графике не по-
казаны, сплошными линиями слева показана только конечная стадия
вспышки. Черные кружки  фотоэлектрические наблюдения Н.В. Мет-
ловой, светлые кружки  наша ПЗС-фотометрия. Прямоугольником
на кривой блеска V выделены наблюдения, специально проведенные для
изучения быстрой переменности в шкале дней  десятков дней, они
показаны отдельно на рис. 13.
46

Рис. 7.
Типичный спектр CI Cam, полученный со спектрографом UAGS на
1-м телескопе Цейсса САО. Отождествлены самые яркие эмиссионные
линии. Те линии, за которыми проводилось слежение для того, чтобы
установить характер их изменений со временем, отмечены черными
квадратами.
(1995). В работе Мирошниченко (1995) был заподозрен период 11.7 дня с
амплитудой периодической составляющей 0 m :13 V , что сравнимо с пол-
ной амплитудой обнаруженных в нашей работе медленных изменений.
В работах Барсуковой и др. (2002а,в) были обнаружены изменения
потоков в водородных линиях синхронные с фотометрическими изме-
нениями (см., например рис. 1 и рис. 5а в статье Барсуковой и др.,
2002а). Типичный спектр CI Cam и отождествление линий представлены
на рис. 7. Для исследования характера изменений в эмиссионных лини-
ях были выбраны в основном сильные линии, не составляющие бленды
47

(Барсукова и др., 2002а). Однако анализ спектров высокого разрешения
в некоторых случаях показывает близкие компоненты, не разделяемые в
спектрах среднего разрешения. Если линия оказывалась составной и не
разделялась, для нее определены суммарные эквивалентные ширины и
интенсивности компонентов.
H   самая интенсивная линия в оптическом спектре, в спокойном со-
стоянии звезды ее эквивалентная ширина меняется в пределах 350500  A.
В тех спектрах, которые предназначены для анализа слабых линий, эта
линия обычно "передержана". Мы специально получали короткие экспо-
зиции, чтобы измерить не искаженную интенсивность линии.
На рис. 8 а-г показаны типичные зависимости потоков в линиях от
времени. Не показан ход параметров во время вспышки 1998 г., чтобы
лучше представить поведение после вспышки в спокойном состоянии. На
большинстве графиков видна только окончательная стадия затухания
вспышки. Масштабы изменений в линиях во вспышке можно оценить по
данным в табл. 3 на стр.51.
На рис. 8 а видны изменения в потоках водородных линий. Видно по-
вторное усиление эмиссий после основной вспышки с максимумом около
JD 2451300. На рис. 8 б  изменения потоков в линиях He I. Иногда
наблюдается значительная быстрая переменность потоков. На рис. 8 в
 изменения потоков в линиях Fe II. Около JD 2451300 они показыва-
ют значительную быструю переменность, подобно линиям HeI, а затем
постепенно уменьшают свою яркость и выходят на стабильный понижен-
ный уровень, соответствующий потокам до вспышки. На рис. 8 г  по-
казано несколько линий с особым поведением. Вверху  кривая потока в
запрещенной эмиссии [N II] 5755  A. Повышенная дисперсия наблюдений
после максимума потока этой линии по нашему мнению связана с ошиб-
ками наблюдений. Поток в этой эмиссии был слабым и не переменным
во вспышке, а через 50 дней по окончании вспышки началось усиление
линии, и максимум интенсивности был достигнут около JD 2451115, т.е.
210 20 дней после пика основной вспышки. На этом фрагменте черными
кружками везде показаны наши наблюдения. Светлые кружки 
48

Рис. 8 а-г. Изменения потоков в различных эмиссиях у CI Cam в спо-
койном состоянии со временем. Сплошными линиями в начале каждой
зависимости показан спад вспышки 1998 г. Заполненными и пустыми
кружками выделены наблюдения в разных эмиссионных линиях. Белый
кружок среди черных, и наоборот, обозначает наблюдение Орландини
и др.(2000), остальные наблюдения наши.
потоки, вычисленные по эквивалентным ширинам, снятым с графика на
рис. 5f из работы Хайнеса и др. (2002). Крестики  потоки, вычислен-
ные по эквивалентным ширинам из работы Орландини и др. (2000). Эти
дополнительные наблюдения интересны тем, что попадают на подъем
потока к максимуму. Из-за технического устройства 1-м Цейсса на нем
невозможно наблюдать CI Cam в низком положении над горизонтом на
севере, в котором она находилась в этот период времени. В середине
49

Рис. 8. Продолжение
рис. 8 г  поведение эмиссионной линии Si II 6347  A, которая не показала
повторного поярчания, подобного водородным линиям, и сразу перешла
в спокойное состояние. Внизу  кривая потока в эмиссии He II 4686  A.
Амплитуда изменения потока в этой линии была максимальной, более
300 раз, и сразу после вспышки эмиссия ослабела до уровня спокойного
состояния, в котором она временами усиливается или исчезает совсем.
Разные линии показывают существенно разное поведение. Выделяют-
ся по крайней мере 5 типов поведения спектральных линий, тип поведе-
ния приводится в последнем столбце табл. 3.
Тип He II 4686  A.
Сильная вспышка эмиссии с изменением эквивалентной ширины по
крайней мере в 130 раз, а потока в 300 раз по сравнению со спокойным
50

Таблица 3. Поведение спектральных линий во вспышке
Линия  lab EW o =EW q lg(F o =F q ) lg(P i + P ex ) Тип
H 4340.468 4.86 0.96 1.12 H 
FeII 4414.78 2.97 0.80 1.13 H 
HeI 4471.688 12.28 1.43 1.36 HeI
FeII 4583.290 2.89 0.88 1.13 H  ?
HeII 4685.810 132.82 2.49 1.88 HeII
H  4861.332 3.24 0.87 1.11 H 
HeI(+FeII) 4921.929 3.79 1.51 1.36 HeI
HeI 5015.675 22.90 1.68 1.36 HeI
FeII 5197.569 3.49 0.92 1.12 H 
FeII 5234.620 5.52 1.09 1.13 H 
FeII 5316.609 2.90 0.87 1.13 H 
FeII 5534.860 2.70 0.83 1.13 H 
[NII] 5754.640 0.32 -0.10 1.25 [NII]
HeI 5875.792 8.70 1.35 1.36 HeI
FeII 6147.735 2.60 0.98 1.14 SiII
FeII 6318.000 1.23 0.53 1.14 HeI
SiII 6347.091 5.52 1.26 1.26 SiII
FeII 6385.470 1.00 0.54 1.11 HeI
FeII 6456.376 1.71 0.88 1.14 H 
FeII 6491.670 0.94 0.82 1.13 SiII
FeII 6516.053 1.88 0.77 1.10 H 
H  6562.816 1.21 0.60 1.08 H 
HeI 6678.151 7.92 1.41 1.36 HeI
HeI 7065.440 4.60 1.23 1.36 HeI
состоянием. (Вспышка не воспроизводится на рис. 8г из-за неудобства
такого воспроизведения, отрезком линии показан только конец спада
вспышки). Линия He II, вероятно, формируется в непосредственной бли-
зости от компактного объекта. В течение семилетнего ряда наблюдений
в спокойном состоянии линия He II остается очень слабой, ее эквивалент-
ная ширина меняется около 0.3  A (рис. 8 г).
51

Тип H.
Вспышка в интенсивностях в 510 раз и волнообразное изменение эк-
вивалентной ширины, которое после вспышки повторяет цикл измене-
ния блеска (рис. 8 а). В начале наблюдательного сета даже существо-
вала корреляция эквивалентной ширины линий этого типа и блеска в
полосах UBV R. Но после первого фотометрического минимума около
JD 2452000, когда блеск пошел вверх, потоки в линиях вверх не пошли,
а стабилизировались в спокойном состоянии на низком уровне (см. рис. 6
и рис. 8 а). Таким же образом, как бальмеровские линии ведет себя боль-
шинство линий FeII.
Волну изменения потока в линиях в интервале JD 2451090  2452000 бо-
лее точно можно интерпретировать как повторное поярчание (rebrighte-
ning  термин Р.И. Хайнеса), после которого появляется тенденция пере-
хода в спокойное состояние с изменениями малой амплитуды. Возможно,
эта волна явилась реакцией газо-пылевой оболочки на вспышку. Перевод
эквивалентных ширин в потоки увеличивает относительную амплитуду
повторного поярчания в водородных линиях от 25 до 43%.
Тип He I.
Вспышка в потоках линий в 1550 раз, а в спокойном состоянии 
сильные неправильные изменения эквивалентных ширин (рис. 8 б). Кро-
ме всех линий He I к этому типу принадлежат линии Fe II  6318 и 6385  A.
Не наблюдается повторного поярчания в линиях этого типа. Cравнение
эквивалентных ширин до и после вспышки показывает, что линии He I
после вспышки ослабели даже ниже предвспышечного уровня. Впервые
это явление замечено в наших работах (Барсукова и др., 1998; Барсукова
и Фабрика, 2000) и в сообщении Хайнеса и др. (1998). По оценке Хайне-
са и др. (1998) после большой вспышки 1998 г. эквивалентные ширины
эмиссий He I (в отличие от H I) уменьшились в 210 раз ниже уровня,
наблюдавшегося в старых архивных спектрах, полученных до вспышки
1998 г. Более подробно это явление исследовано в последующей совмест-
ной работе (Хайнес и др., 2002). В течение всего нашего семилетнего
ряда наблюдается медленное поярчание гелиевых линий к невозмущен-
52

ному спокойному состоянию до 1998 г. Из такого значительного ослаб-
ления линий гелия мы предположили, что внешние части оболочки или
структура газовых потоков в системе CI Cam могли быть разрушены в
результате вспышки, а теперь они восстанавливаются.
В сезон 1999 г. (JD 24513992451485), когда у линий с поведением ти-
па H  наблюдается широкий максимум на зависимости эквивалентных
ширин и потоков от времени, линии типа He I показывают постепенное
систематическое ослабление эквивалентных ширин и потоков. Заметим,
что в начале этого сезона рентгеновский источник был зарегистрирован
спутником BeppoSAX с мягким спектром, а в середине сезона  с жест-
ким спектром (Орландини и др., 2000; Пармар и др., 2000). Вероятно,
поведение этих линий чувствительно к рентгеновскому потоку от ком-
пактного компонента, и мы наблюдали спад потоков в линиях после ло-
кальной слабой рентгеновской вспышки. Нужно заметить, что профили
линий Fe II (имеющие в высокодисперсных спектрах характерную пря-
моугольную форму (Робинсон и др., 2002) с крутыми спадами и двумя,
не равными по интенсивностям пиками на краях) заметно отличаются
по форме от водородных линий и линий He I.
Линии Fe II, которые показывали поведение подобное линиям водо-
рода или подобное линиям He I, после фотометрического минимума JD
2452000 повели себя одинаковым образом: опустились до еще более низ-
кого уровня, и их потоки стабилизировались (рис. 8 в).
В отличие от линий водорода интенсивности линий HeI к тому же
хорошо коррелируют между собой (рис. 8 б).
Тип Si II.
Вспышка по интенсивности в 618 раз, после которой наблюдается
медленное постепенное падение блеска. Следов циклического измене-
ния или повторного поярчания явно не наблюдается. Кроме линии Si II
6347  A так ведут себя еще две линии Fe II 6148 и 6492  A.
Тип [N II].
Запрещенная линия [N II] 5755  A попадает одновременно на голубые и
красные спектры, и поэтому ее изменение прослежено наиболее подробно
53

(рис. 8 г, вверху). Эмиссия была очень слабой, но измеримой во время
вспышки, и ее эквивалентная ширина постепенно увеличивалась по ме-
ре ослабления блеска (рис. 9). Это увеличение было обнаружено в нашей
первой работе (Барсукова и др., 1998). По окончании вспышки эквива-
лентная ширина достигла максимума, а затем постепенно уменьшалась.
Необычность поведения этой линии в сравнении с другими линиями была
объяснена в работе Барсуковой и др. (2002а), в которой эквивалентные
ширины были переведены в потоки излучения с помощью фотометри-
ческих данных. Оказывается, поток излучения в этой линии во время
вспышки был постоянным, в то время как потоки других эмиссий воз-
росли на порядок или больше. Ее эквивалентная ширина уменьшилась
во вспышке просто потому, что увеличился поток излучения в подстила-
ющем континууме. В JD 2451115, т.е. 21020 дней после пика рентгенов-
ской вспышки, когда потоки во всех других эмиссиях уменьшились до
спокойного уровня, поток в [N II] достиг максимума, который в 1.80.2
раза больше уровня, наблюдавшегося во время вспышки. Затем он посте-
пенно уменьшился до уровня, наблюдавшегося во время вспышки, или
даже немного ниже этого уровня, что видно на рис. 8 г (вверху). Линия
[N II], очевидно, формируется в самых внешних частях газо-пылевой обо-
лочки, где плотность газа очень мала.
Электронную плотность в этих областях оболочки мы определили по
отношению потоков в линиях [N II] 6583  A+ 6548  A к потоку в линии
[N II] 5755  A по уравнению (5.5) на стр. 101 (Остерброк, 1974). Вос-
пользовавшись спектром высокого разрешения, полученным на БТА со
спектрографом NES в ноябре 2005 г., и фотометрическими данными, от-
носящимися к этому периоду, мы получили следующие потоки в линиях
(в единицах 10 13 эрг см 2 c 1 ), исправленные за межзвездное поглоще-
ние: 29.7 (5755  A), 3.6 (6583  A), 11.5 (6548  A). Для электронной тем-
пературы от 9000 o K до 11000 o K, приемлемой для различных газовых
туманностей как первое приближение (Остерброк, 1974), мы определи-
ли электронную плотность в области излучения линий [N II] в пределах
5:5
10 6 см 3 < n e < 8:5
10 6 см 3 .
54

Рис. 9.
Изменение эквивалентной ширины эмиссионной линии 5755  A по
всем наблюдениям CI Cam, сделанным в мире, по совместной работе
Хайнеса и др. (2002) с нашим участием. По оси абсцисс отложено вре-
мя с начала вспышки, которое отсчитывается от максимума рентге-
новского потока в логарифмической шкале. По оси ординат отложены
эквивалентные ширины, нормализованные к уровню до вспышки, ко-
торый отмечен штриховой линией. Наши наблюдения, выполненные
в САО на БТА, на рисунке обведены кружками. Увеличение эквива-
лентной ширины в первые 2050 дней после вспышки связано только с
падением блеска в континууме. Поток эмиссии в это время оставался
постоянным.
55

По точным измерениям наших спектрограмм БТА с угловым разреше-
нием 23 00 профили распределения яркости вдоль щели в непрерывном
спектре и в эмиссии [N II] 5755  A совершенно не отличаются (совпаде-
ние с точностью 35% по полуширине профиля). Мы предположили, что
поярчание эмиссии через 210 дней после вспышки связано с выбросом ве-
щества при вспышке. Первоначальная скорость движения выброса 1200
км/с определяется по ширине пьедесталов (широких компонентов) эмис-
сионных линий во вспышке (Барсукова и Фабрика, 2000; Хайнес и др.,
1998). Угловой размер выброса в картинной плоскости в секундах дуги
составит  = 0:00058V t=d, где V  проекция скорости выброса на кар-
тинную плоскость, t  время в днях, d  расстояние в парсеках. Принимая
наклонение оси выброса 53 o из работы Медушевски и Рупена (2004), t =
210 дней, d = 1500 пк и не учитывая замедление выброса, получаем угло-
вой размер выброса 0".13. С учетом замедления эта величина была еще
меньше и осталась за пределами углового разрешения наших спектро-
грамм с длинной щелью. Отсюда же следует, что радиус протяженной
оболочки не превышает 200 а.е.
Итак, мы имеем пять типов поведения спектральных линий после вспыш-
ки. Вместе с известным инфракрасным избытком, который дает пыль,
разнообразие типов подтверждает существование в системе стратифици-
рованной газо-пылевой оболочки. Под термином "стратифицированная
оболочка" мы понимаем сложную структуру, окружающую В[e]-звезду и
состоящую из экваториального звездного ветра и формируемого этим
ветром экваториального диска ("дискообразного ветра" по Зикграфу,
2003), полярного звездного ветра, пылевой оболочки и удаленных от звез-
ды внешних слоев малой плотности, в которых формируются запрещен-
ные линии. Семилетние спектральные наблюдения в спокойном состо-
янии показывают основную тенденцию к стабилизации структуры этой
сложной стратифицированной околозвездной оболочки после того, как
эта структура была нарушена ионизацией при вспышке и прохождением
ударной волны в результате вспышки. Если слои оболочки, излучающие
эмиссию Fe II (экваториальный звездный ветер) были восстановлены уже
56

через 3 года после вспышки, эмиссия He I еще продолжает приближаться
к уровню до вспышки 1998 г.
3. Спектральный класс В[e]-звезды
После семи лет интенсивных исследований информация о CI Cam оста-
ется противоречивой. До сих пор не определено расстояние до звезды. В
работах Кларка и др., 2000, Жореца, 1998, Чхиквадзе (1970), Беллони и
др. (1999), Орландини и др. (2000) приводятся аргументы в пользу ма-
лого расстояния 12 кпс, в работах Хайнеса и др. (2002), Робинсона и др.
(2002) и Медушевски и Рупена (2004)  в пользу большого расстояния
517 кпс, в работе Мирошниченко и др. (2002) отдано предпочтение про-
межуточной величине  2.5 кпс. От выбора расстояния зависит многое:
природа компонентов системы, оценка энергетики и объяснение причи-
ны вспышки 1998 г. Согласно Хайнесу и др. (2002), Робинсону и др.
(2002) и Ишиде и др. (2004), оптическим компонентом является звезда-
сверхгигант класса B0B3, компактным компонентом может быть либо
черная дыра или нейтронная звезда, либо белый карлик. В качестве при-
чин вспышки рассматривается событие сверхкритической аккреции на
черную дыру или нейтронную звезду (Хайнес и др., 2002), а также тер-
моядерный взрыв на поверхности белого карлика  механизм вспышек
классических новых звезд (Орландини и др., 2000; Ишида и др., 2004).
В оптической и ИК областях спектра вклад эмиссии околозвездной обо-
лочки очень большой, и звездные компоненты почти не проявляют се-
бя в спектре. Согласно Мирошниченко и др. (2002) никаких фотосфер-
ных линий не было обнаружено даже в спектрах высокого спектрального
разрешения (R  60000). По спектральным наблюдениям на телескопе
"Хаббл" в далеком ультрафиолете (УФ) распределение энергии CI Cam
совпадает с распределением энергии звезды класса B3IV при учете меж-
звездного покраснения E(B-V)=0 m :85  0:05 (Робинсон и др., 2002). Как
видно из цитированной ранее литературы по расстоянию до CI Cam, ра-
бота Робинсона и др. (2002) была первой, которая серьезно ревизовала
57

расстояние в сторону увеличения, более 5 кпк. Именно на этой работе
основаны выводы о том, что CI Cam относится к классу сверхгигантов
sgB[e], что энергетика вспышки 1998 г. соответствует сверхкритической
аккреции на черную дыру. Этой же точки зрения придерживаются и
мои соавторы работы (Хайнес и др., 2002). В частности Хайнесом и др.
(2002) были обнаружены широкие абсорбции в бальмеровских линиях
высоких номеров, наиболее четко выраженные в H Ж и H  , которые, веро-
ятно, являются фотосферными. Известно, что ширина линий водорода
зависит от плотности вещества в фотосфере звезды (эффект Штарка).
А плотность вещества в фотосферах сверхгигантов меньше, чем у звезд
главной последовательности и гигантов. Поэтому линии, формирующие-
ся в фотосферах сверхгигантов, более узкие, чем линии в спектрах звезд
главной последовательности. Ширина крыльев линий водорода в спектре
CI Cam противоречит выводам работы Хайнеса и др. (2002) о том, что
B[e]- компонент системы является сверхгигантом, они для этого вывода
очень широки. На рис. 3 в статье Хайнеса и др. (2002) они составляют
25  A. Однако, наши соавторы не провели детальную диагностику в водо-
родных линиях по своим спектрам "из-за большой засоренности крыльев
линий другими линиями и, возможно, остаточной ветровой эмиссией".
Для проведения такой диагностики 18 февраля 2004 г. мы получили
на БТА со спектрографом UAGS спектр CI Cam, распространяющийся в
синюю сторону до 3680  A, при высоком отношении сигнал/шум. В спек-
тре видны профили водородных линий более высоких номеров, от H  до
H 10 (рис. 10). Спектральное разрешение составляет 4.3  A, полная ширина
абсорбционных крыльев на уровне континуума FWZI = 25  2  A, в то
время как полуширина эмиссионных компонентов всего FWHM = 4.8 
0.2  A. На рисунке видно, что интенсивность эмиссионных компонентов
водородных линий круто падает с увеличением номера линии, так что
уже в профиле H  пик эмиссии лишь немного превышает уровень кон-
тинуума. Выпадает из крутой зависимости только линия H  3889.051  A,
которая выглядит более сильной и широкой, вероятно, из-за блендирова-
ния сильной эмиссией He I 3888.646  A. Для определения спектрального
58

класса и класса светимости CI Cam мы должны сравнить параметры аб-
сорбционных профилей CI Cam и профилей нормальных звезд класса B
с различными классами светимости. Очевидно, что для сравнения мы не
можем использовать параметр полуширины FWHM абсорбционного ком-
понента из-за искажения центральных частей профиля эмиссией. Однако
полная ширина FWZI может быть использована, так как для ее опреде-
ления не нужно знать глубину линии, а узкий эмиссионный компонент
не искажает края широких крыльев линии. Однако, точность определе-
ния FWZI на порядок меньше, чем FWHM.
Рис. 10.
Фрагмент спектра среднего разрешения CI Cam в синем диапазоне
(БТА/UAGS). Видны широкие абсорбционные крылья водородных линий
и межзвездная линия Ca II H 3968  A.
Мы выбрали линии H Ж 4101  A и H  3835  A, абсорбционные крылья
которых наименее искажены близкими эмиссионными линиями около-
звездной оболочки. На рис. 10 видно, что на красное крыло H Ж наклады-
вается только одна слабая и узкая линия, которую мы отождествляем с
Cr II 4112  A, и которая не помешает оценке полной ширины H Ж .
Зависимость ширины и полуширины водородных линий для нормаль-
ных B-звезд разного класса светимости мы исследовали по звездным
спектрам из двух баз данных (Якоби и др., 1984; Ле Боргне и др., 2003),
в качестве контрольной звезды использовалась HD 52918 (B1V), спек-
59

трограмма которой была получена в ту же ночь и с тем же прибором.
Разрешение спектров в базе данных Якоби и др. (1984) составляет в
среднем 4.5  A, что близко к нашему, 4.3  A. Спектры из Тулузской базы
данных (Ле Боргне и др., 2003) имеют более высокое разрешение, 2.9  A.
Для них величины FWZI и FWHM были пересчитаны к более низкому
разрешению, 4.3  A в предположении, что сами линии и инструменталь-
ные профили имеют форму гауссианы. Полуширины линий FWHM этих
звезд определялись с помощью метода CENTER/GAUSS пакета MIDAS.
Результат анализа баз данных  зависимость ширины линий H Ж и H 
от спектрального класса и класса светимости показана на рис. 11, на ко-
тором сверхгиганты класса I и II отмечены косыми и прямыми крестами
соответственно, а звезды класса III, IV и V - кружками, ромбами и квад-
ратами соответственно. Светлым квадратом отмечено положение кон-
трольной звезды HD 52918. В определении полной ширины линий есть
некоторый элемент произвольности, полная ширина зависит от приня-
того уровня континуума и оценивается с погрешностью 23  A. Поэтому
мы оценивали также и полуширины линий, результаты этих оценок по-
казаны на рис. 12. Наличие четкой зависимости величин FWZI и FWHM
является основанием считать наши оценки достаточно достоверными.
Как видно на рис. 11, минимальное различие ширины линий для раз-
ных классов светимости наблюдается только у самых горячих B-звезд,
B0B2. Для более поздних спектральных классов разница ширин линий
между классами светимости III и IIIV увеличивается, хотя не заметно
существенного различия между I и II классами, а также между классами
IIIV. Имея ширину абсорбционных крыльев в 25  A, CI Cam расположена
на графиках далеко вне области сверхгигантов, и ее спектральный класс
может быть определен однозначно как B4 IIIV. Абсолютная величина
такой звезды M V может быть в пределах 1 m :2 и 2 m :3 (Страйжис,
1982), а расстояние, вычисленное с принятой величиной межзвездного
покраснения E(B V ) = 0 m :85 составляет 1.11.9 кпк.
60

Рис. 11.
Зависимость полной ширины линий FWZI H Ж и H  в спектрах нор-
мальных B-звезд от спектрального класса и класса светимости. Сверх-
гиганты класса I и II отмечены косыми и прямыми крестами соот-
ветственно, а звезды класса III, IV и V - кружками, ромбами и квад-
ратами соответственно. Светлым квадратом отмечено положение
контрольной звезды HD 52918.
Согласно Робинсону и др. (2002), УФ спектр CI Cam в диапазоне
12502650  A хорошо согласуется со спектром звезды BD+33 o 2642 (B3IV)
(рис. 5 в работе Робинсона и др., 2002). Спектр B3 IV в пределах ошибки
определения совпадает с нашим значением, B4 III-V. Но в работе Робин-
сона и др. (2002), тем не менее, звезда была классифицирована по другим
признакам как сверхгигант, и ей было приписано расстояние более 5 кпк.
61

Рис. 12.
Зависимость полуширины линий FWHM H Ж и H  и полной ширины в
спектрах нормальных B-звезд разных классов светимости. Обозначе-
ния те же, что и на рис. 11.
4. Орбитальный период CI Cam
В первых наших работах (Барсукова и др., 2002а,в) предполагалось,
что медленные циклические изменения, наблюдаемые фотометрически,
могут быть результатом "эффекта отражения" на поверхности холод-
ного компонента G8II или K0II (Мирошниченко, 1994,1995) в широкой
системе, подобной симбиотическим (подкласс symB[e]). Тогда фотомет-
рический цикл мог бы быть связан с движением по орбите. Впоследствии
62

мы от этого предположения отказались.
У CI Cam был известен также еще один фотометрический период,
11 d :7, найденный Мирошниченко (1995) в наблюдениях Бергнера и др.
(1995). По нашим фотометрическим наблюдениям первых трех лет сле-
жения (Барсукова и др., 2002а,в) период Мирошниченко был подтвер-
жден только в полосе V . Полумплитуда пика, относящегося к 11-дневному
периоду, составляла всего 0 m :015, то есть полная амплитуда 0 m :03, но
оценка уровня значимости этого периода была достаточно высокой, выше
99.999%. Остаточные уклонения в этой полосе имели дисперсию 0 m :029.
Значение периода составляло тогда 11 d .719.
Мы повторили исследование Мирошниченко по фотометрии Бергнера
и др. (1995) и подтвердили период 11 d :704 по наблюдениям до вспыш-
ки. Амплитуда периодической составляющей была тогда равна 0 m :16 B
и 0 m :13 V и 0 m :10 R. В работе Като и Уемуры (2001) период 11 d :7 не
был подтвержен по новой ПЗС-фотометрии в сезон 1999 г. по их 259
ПЗС-наблюдениям. Наблюдения показали неправильный характер пере-
менности с амплитудой 0 m .2, медленный тренд, мини-вспышку.
Мы провели специальные интенсивные фотометрические наблюдения
на 60-см телескопе Крымской станции ГАИШ МГУ в период 28 ночей с
15 ноября по 12 декабря 2002 г. (JD 2452594  2452621), чтобы еще раз
проверить период 11.7 дня. Этот интервал времени перекрывает 2.4 иско-
мых 11-дневных периода. Наблюдения проводились параллельно фото-
электрическим и ПЗС-методом. Мы благодарны ГАИШ и его Крымской
станции за предоставление такого большого количества наблюдательно-
го времени и ПЗС-приемника, а также Н.В. Метловой за поддержку па-
раллельной электрофотометрией, так как все это привело к открытию
орбитального периода CI Cam (Барсукова и др., 2005а,б). Результаты
наблюдений в фильтре V показаны на рис. 13. Наблюдается четкая вол-
на в изменениях блеска, период которой явно больше, чем 11.7 дня, и по
этому рисунку он оценивается как  19 дней. Оказывается, этот период
содержится и в остальных фотометрических данных.
63

Рис. 13.
Фрагмент кривой блеска V , показывающий периодические малоам-
плитудные изменения с P 19 дней. Черные кружки  фотоэлектриче-
ские наблюдения Н.В. Метловой, светлые кружки  наша ПЗС-фото-
метрия. На рис. 6 этот фрагмент выделен прямоугольником.
Для уточнения 19-дневного периода был использован весь ряд на-
ших фотометрических наблюдений 1998  2005 годов, представленный на
рис. 6. Для частотного анализа быстрых изменений блеска мы вычли из
кривых блеска в полосах UBV среднюю сглаженную кривую медленно-
го тренда. К остаточным уклонениям был применен частотный анализ
методом Диминга (1975). Были просчитаны два варианта: все данные,
усредненные за ночь (всего 172 ночи), и те же данные без наблюдений
ноября-декабря 2002 г. Амплитудный спектр по всем данным показан
на рис. 14, где доминирует пик с периодом 19.407 дня (полуамплитуда
гармоники 0 m .016). Точность определения периода составляет 0.02 дня.
На этом же рисунке показано положение, соответствующее ранее выяв-
ленному периоду 11.7 дня (Мирошниченко, 1995). Очевидно, что пик 11-
дневного периода сильно подавлен наблюдениями последних 4 сезонов,
но новый пик 19-дневного периода четко выявляется. Старые наблюде-
64

ния первых трех сезонов не противоречат новому периоду. Аналогично
выглядит амплитудный спектр по независимому ряду наблюдений (без
ноября-декабря 2002 г.), и это доказывает наличие 19-дневной периодич-
ности независимо во всех остальных наблюдениях. На рис. 15 показана
фазовая кривая блеска с периодом 19.407 дня. На этом рисунке каждая
точка  среднее значение по всем наблюдениям за ночь. Эпоха максиму-
ма, снятая со средней кривой блеска, JD hel. = 2452200.750 d :6. Сплош-
ной линией на этом рисунке нанесена средняя кривая блеска, вычислен-
ная методом скользящего среднего.
Рис. 14.
Периодограмма амплитуда-частота, рассчитанная методом Димин-
га. Показаны пики орбитального периода 19.407 дня и ранее найденного
Мирошниченко (1995) периода 11.7 дня.
Мы обнаружили, что линия He II 4686  A смещается из-за эффекта До-
плера относительно соседних линий Fe II и He I более, чем на 400 км/с
(см. рис. 16). Смещения линии He II зависят от фазы нашего фотомет-
рического периода 19.41 дня (рис. 17).
По имеющимся у нас эшелле-спектрам БТА, полученным со спектро-
графами NES и LYNX, и по литературным источникам большинство
65

спектральных линий CI Cam в спокойном состоянии не показывает за-
метной переменности лучевой скорости. Точность измерений лучевой
скорости с эшелле-спектрографами БТА составляет 1 км/с. Эмиссии
Fe II, формирующиеся в звездном ветре, имеют прямоугольный профиль
шириной 1.3  A (см., например, Робинсон и др., 2002, рис. 7). Лучевая ско-
рость, измеренная по центру этих линий, колеблется в пределах -46 и -51
км/с, что может быть объяснено систематическими ошибками разных
приборов. Важно, однако, то, что смещения линии He II в 100 раз боль-
ше, чем возможные смещения линий Fe II.
Рис. 15.
Кривая блеска в полосе V для остаточных уклонений с периодом
19.41 дня. T 0 - спектроскопическая фаза нижнего соединения источни-
ка эмиссии He II. Каждая точка на графике  среднее за ночь значение.
Средняя точность одного наблюдения составляет 0 m :01 0 m :02.
При обработке спектров 1-м Цейсса САО, полученных со спектрогра-
фом UAGS, мы обнаружили большие систематические ошибки в опре-
делении лучевых скоростей. В индивидуальных спектрах шкала длин
волн, определяемая дисперсионной кривой по спектру лампы, произволь-
66

но смещается в диапазоне 300 км/с. Для повышения точности измерения
лучевой скорости линии He II 4686  A пришлось использовать диффе-
ренциальный метод определения лучевой скорости относительно стаци-
онарных "ветровых" линий Fe II в ее окрестностях. Фрагмент спектра
высокого разрешения (рис. 18) показывает в окрестностях линии He II
удобные неблендированные линии Fe II 4629  A и 4731  A. Тесную блен-
ду He I 4713  A мы использовали как контрольную линию для оценки
точности измерений лучевой скорости и для проверки стабильности ско-
ростей линий Fe II. Линия He I не показывает доплеровского смещения
и фазовой зависимости от 19-дневного периода (рис. 17 б). Средняя точ-
ность лучевой скорости He I по спектрам cо спектрографом UAGS со-
ставила 23 км/с.
Рис. 16.
Совмещение двух спектров (БТА/UAGS) в районе эмиссии HeII
4686  A. Видно доплеровское смещение линии HeII на 400 км/с.
В спокойном состоянии линия He II 4686  A очень слаба и временами
видна на уровне шума. В четырех спектрах она не обнаружена. Измере-
ния лучевой скорости столь слабой линии могут быть неточными, и для
контроля точности мы оценили в каждом спектре качество ее профи-
ля в 10-кратной шкале. Если профиль имеет симметричную колоколооб-
разную форму и большую интенсивность, ему давалась оценка 10, если
линия видна как слабая флуктуация на уровне шума, то 1, несиммет-
67

ричные или искаженные шумами в различной степени профили имеют
промежуточные оценки. На кривой лучевой скорости (рис. 17) эти оцен-
ки отражены кружками разного радиуса. Чем больше радиус кружка,
тем выше качество профиля и, таким образом, точность лучевой ско-
рости. На рис. 17 показаны только наблюдения в спокойном состоянии.
Средняя точность лучевой скорости линии He II приблизительно в 2 раза
ниже, чем He I, и составляет 50 км/с.
Рис. 17.
Лучевые скорости линии He II (а) и бленды He I (б) в зависимости
от фазы орбитального периода 19.407 дня. Размер кружка зависит от
качества измеряемого профиля линии HeII и точности измерения лу-
чевой скорости (объяснение в тексте). Сплошной линией показана те-
оретическая кривая лучевой скорости с принятыми спектроскопиче-
скими элементами.
68

Кривая лучевой скорости CI Cam по линии He II 4686  A (рис. 17а)
имеет пилообразную форму, что свидетельcтвует об эллиптической ор-
бите и о том, что прохождение периастра этой орбиты наступает вблизи
нижнего соединения источника эмиссии He II (долгота восходящего уз-
ла орбиты !  270 o ). Такая интерпретация кривой лучевых скоростей
сомнений не вызывает: у CI Cam реализуется вариант "C" из учебника
Мартынова (1971), рис. 88, причем по форме кривой видно, что эксцен-
триситет орбиты компактного компонента CI Cam очень близок к значе-
нию 0.6, показанному в этом варианте.
Рис. 18.
Спектр высокого разрешения (БТА/NES) в районе эмиссии He II
4686  A. Отмечены опорные ветровые линии FeII для определения точ-
ных относительных скоростей.
Скорости линии He II, измеренные во вспышке, не зависят от орби-
тальной фазы и близки к 100 км/с.
Численные данные по лучевым скоростям и эквивалентным ширинам
линий He II и He I приведены в табл. 4. В 1м столбце табл. 4 даны
юлианские даты (гелиоцентрические), во 2-м  фазы периода 19.4 дня, в
3-м  лучевые скорости эмиссии He II, в 4-м  лучевые скорости эмиссии
He I, в 5-м  оценка качества профиля He II, в 6-м и 7-м  эквивалентные
ширины эмиссии He II и He I, соответственно.
69

Таблица 4. Лучевые скорости и эквивалентные ширины
линий HeII 4686  A и HeI 4713  A
JD hel. Фаза V r V r Q EW EW
24... HeII HeI HeII HeI
50908.260 0.490 -93 -85 10 -33.27 -17.11
50909.190 0.538 -116 -81 10 -38.82 -20.15
50910.200 0.590 -106 -106 10 -47.24 -22.42
50923.250 0.262 -59 -74 10 -4.74 -1.27
50950.307 0.656 -86 -79 10 -1.59 -1.35
51150.338 0.964 -104 -59 3 -0.53 -1.80
51204.333 0.746 -96 -66 7 -0.28 -1.94
51399.525 0.804 -106 -81 3 -0.19 -1.56
51400.510 0.855 -143 -21 6 -0.28 -2.05
51423.566 0.043 187 -36 5 -0.43 -1.03
51424.551 0.094 -16 -33 2 -0.31 -2.40
51426.582 0.198 128 -59 5 -0.60 -2.27
51464.542 0.154 247 -41 1 -0.37 -2.16
51465.434 0.200 -34 -51 2 -0.28 -1.10
51485.653 0.242 169 -21 3 -0.16 -1.68
51488.447 0.386 61 -50 6 -0.33 -1.50
51514.288 0.718 -151 -66 4 -0.23 -1.35
51844.500 0.733 -124 -40 8 -0.32 -1.18
51864.448 0.761 -76 -98 3 -0.31 -1.35
51885.319 0.836 -244 -74 9 - -
52176.467 0.839 -244 -97 3 -0.52 -1.40
52177.402 0.887 -344 -116 3 -0.45 -1.11
52192.586 0.669 -51 -29 2 -0.20 -1.40
52293.428 0.866 -188 -106 3 -0.80 -1.64
52299.268 0.167 -4 -149 1 -0.33 -1.23
52300.409 0.225 - -51 0 0.00 -2.12
52310.470 0.744 -146 -62 10 -1.04 -1.35
52327.251 0.609 -196 -16 1 -0.35 -1.55
52531.573 0.137 129 -51 1 -0.20 -1.5
52542.554 0.703 -184 -132 2 -0.13 -1.68
52598.190 0.570 -70 -63 10 -0.28 -1.41
52683.344 0.958 -190 -52 4 -0.30 -2.28
52906.476 0.455 -81 -65 9 -0.37 -2.14
52906.492 0.456 -66 -68 9 -0.38 -2.12
52906.508 0.457 -51 -60 9 -0.40 -2.22
52965.435 0.494 4 -166 4 -0.70 -2.80
53019.304 0.269 -19 -39 1 -0.05 -1.52
53023.278 0.474 4 -46 3 -0.18 -1.37
53054.190 0.067 113 -60 10 -0.33 -1.60
53082.346 0.518 -121 -43 4 -0.18 -1.83
53300.435 0.756 - -66 0 0.00 -1.48
53301.449 0.808 -243 -11 4 -0.41 -1.90
70

Таблица 4 (продолжение)
JD hel. Фаза V r V r Q EW EW
24... HeII HeI HeII HeI
53357.286 0.685 -332 -49 2 -0.28 -1.82
53358.336 0.739 -336 -66 3 -0.15 -2.05
53359.354 0.792 -86 -74 2 -0.21 -2.00
53360.365 0.844 -251 -61 1 -0.20 -2.22
53389.253 0.332 24 -71 1 -0.11 -2.10
53390.279 0.385 - -51 0 0.00 -1.92
53417.296 0.777 - -51 0 0.00 -2.41
53419.239 0.878 -114 -14 1 -0.27 -2.92
53451.245 0.527 -29 -77 3 -0.33 -2.73
53593.513 0.856 -171 -51 7 -0.49 -1.40
Таблица 5. Спектроскопические элементы CI Cam
Sp: B4 III-V[e]
P orb 19.407 0.020 дня
K x 230 50 км/с
K B[e] < 5 км/с
e 0.620.07
!  270 o
T 0 JD 2452199.0
a
sin(i) 48
10 6 км
f x (M) 12 M
Методом, описанным в книге Миннарта (1971), мы определили при-
близительные спектроскопические элементы орбиты (табл. 5). Полуам-
плитуда кривой лучевых скоростей K x = 230 50 км/с. Наилучшим
образом представляющая наблюдения модельная кривая лучевых ско-
ростей, нанесенная сплошной линией на рис. 17 а, дает эксцентриситет
орбиты 0.62. Большая полуось орбиты a
sin(i)  69 R . При этом высо-
та периастра над центром главного компонента  B[e]-звезды составляет
71

h
sin(i)  22 R . Параметр h ограничивает оценку радиуса B[e]-звезды.
Так как радиусы сверхгигантов составляют 3446 R (Страйжис, 1982),
главный компонент CI Cam может быть сверхгигантом лишь в случае
малого наклонения орбиты, i < 35 o , и это следует только из условия, что
орбита должна проходить над его поверхностью. Радиус звезды класса
B4 III-V может быть в пределах 3.65.9R  . Так что определенный нами
спектральный класс звезды не противоречит орбитальным элементам ни
при каких углах наклонения орбиты.
Момент нижнего соединения источника эмиссии He II JD 2452199.0
0 d :2. Фазы кривой блеска на рис. 15 (стр.66) вычислены относительно
этого момента, и фаза нижнего соединения отмечена на этом рисунке
как T 0 . Как видно, фаза максимума блеска наступает через 0.09 P (1.75
0 d :63 дня) после нижнего соединения  фактически при достижении
максимальной скорости удаления объекта, движущегося по орбите. (За-
метим, что пик рентгеновского излучения во вспышке приходится на
орбитальную фазу 0 p .30, и что в пике вспышки 1998 г. интенсивность
эмиссии He II 4686  A увеличилась в 300 раз.)
Причина малоамплитудной орбитальной переменности блеска пока не
ясна, но очевидно, что повышенная яркость системы наблюдается не точ-
но в периастре, а через некоторое время после сближения компактного
объекта с B-звездой. При сближении плотность звездного ветра и ско-
рость движения компактного компонента увеличиваются. Компактный
компонент окружен аккреционным диском (который излучает в линии
He II), и это могло бы привести к изменениям блеска системы. Звезд-
ный ветер в системе CI Cam не сферически симметричен, и его медлен-
ный компонент концентрируется к экваториальной плоскости B-звезды.
Модели профилей в оптически тонких линиях, которые формируются
"дискообразным ветром", рассчитанные в работе Зикграфа (2003), при
наклонениях оси вращения звезды 4560 o напоминают профили "ветро-
вых" линий CI Cam, которые имеют трехпиковую структуру (Мирош-
ниченко и др., 2002). Связь такой структуры с околозвездным диском
уже обсуждалась Мирошниченко и др. (2002). Заметным отличием ре-
72

альных профилей от модельных является то, что красный пик заметно
слабее голубого, но это отличие может быть объяснено как раз внутрен-
ним поглощением околозвездного вещества и частичным перекрытием
"дискообразного ветра" самой B-звездой. По нашему мнению рассогла-
сование фаз фотометрической кривой и кривой лучевых скоростей мож-
но объяснить тем, что наибольшая яркость системы наблюдается в мо-
мент прохождения компактным компонентом экваториальной плоскости
B-звезды, где взаимодействие между ее плотным экваториальным вет-
ром и компактным компонентом должно быть максимальным. А этот
момент может и не совпадать с моментом прохождения периастра из-за
несовпадения оси орбиты и оси вращения звезды.
Рис. 19.
Фазовая зависимость эквивалентной ширины линии He II 4686  A.
Сплошная линия - сглаженная усредненная методом скользящего сред-
него зависимость. T 0 - спектроскопический момент нижнего соедине-
ния источника эмиссии He II. Эквивалентная ширина линии определе-
на с точностью не хуже 50%.
73

Из фазовой зависимости эквивалентной ширины эмиссии HeII следу-
ет, что один из локальных максимумов этого параметра наблюдается
около момента T 0 . Зависимость имеет форму "двойной волны" с двумя
локальными минимумами около  = 0 p :25 (рис. 19). Около фаз мини-
мумов получены и те спектры, в которых нет следов эмиссии He II. Эта
зависимость имеет большой разброс, и неясно, насколько статистически
значимыми являются описанные детали. Поэтому, прежде чем искать
объяснение зависимости, следует уточнить ее большим количеством на-
блюдений. Один вывод из фазовой зависимости эквивалентной ширины
линии He II очевиден: исчезновение линий не связано с затмением ком-
пактного компонента B-звездой, и такого затмения в ожидаемой фазе не
наблюдается.
Отсутствие доплеровских смещений сильных линий (H, He I, Fe II),
превышающих несколько км/с, является надежным наблюдательным фак-
том. "Ветровые" линии B-звезды должны как-то отражать ее движение
по орбите. Это может означать, что масса компактного компонента в си-
стеме CI Cam в 46 раз меньше массы главного компонента  B[e] звезды
(из соотношения K B[e] =K x = M x =M B[e] следует q = K B[e] =K x > 230=5).
Скорость экваториального ветра у CI Cam, измеренная по профилям ли-
ний железа, всего 32 км/с (Робинсон и др., 2002). В то же время, струк-
тура этих профилей в спокойном состоянии, как показывают спектры
высокого разрешения, очень стабильна. Тот факт, что движение ком-
пактного компонента не нарушает структуру столь медленного звезд-
ного ветра, также может свидетельствовать о малой массе компонента.
Известно, что функция масс спутника в двойной системе является аб-
солютным нижним пределом массы главного компонента (Черепащук,
2003). Использовались формулы для вычисления функции масс, взятые
из работы Черепащука (2001). Функция масс компактного компонента CI
Cam f x (M) = 12M , следовательно, является нижним пределом массы
B[e]-звезды. В настоящей работе по бальмеровским абсорционным лини-
ям мы установили, что главным компонентом системы CI Cam является
звезда спектрального класса B4 IIIV. Масса такой звезды ожидается не
74

более 7 солнечных, а радиус не более 6 солнечных. Так что фотосфер-
ный спектр звезды противоречит динамической оценке ее массы. Это
противоречие, по нашему мнению, означает, что B-звезда в системе CI
Cam не является нормальной звездой главной последовательности, а яв-
ляется далеко проэволюционировавшей звездой пониженной светимости.
Очевидно, ее маломассивный компактный компонент в начальной точке
эволюции имел большую массу, чем теперешний главный компонент. Он
прошел свой путь эволюции до компактного состояния с потерей почти
всей своей массы, которая частично была передана наблюдаемой теперь
B[e]-звезде.
Наши наблюдения несут информацию и о природе компактного ком-
понента. Так как доплеровские смещения главного компонента системы,
измеренные по его ветровым линиям с помощью высокодисперсных спек-
тров, явно не превышают 10 км/с, из отношения полуамплитуд лучевых
скоростей можно сделать вывод (пока предварительный), что масса ком-
пактного компонента по крайней мере в 46 раз меньше массы главного
компонента, при этом M x sin 3 (i) < 0:26M . Это неравенство следует из
уравнения (12) из работы Черепащука (2001). Отсюда следует, что при
наклонении орбиты i > 38 o масса компактного объекта ниже чандрасека-
ровского предела, и тогда компактный объект является белым карликом.
При меньшем наклонении орбиты объект может быть нейтронной звез-
дой. Источником слабой эмиссии He II, вероятно, является аккреционный
диск вокруг компактного компонента.
Первые результаты определения фотометрического периода 19.4 дня
были опубликованы нами на всероссийской конференции ВАК-2004 "Го-
ризонты науки" в Москве, а также в Интернете на сайте http://jet.sao.ru/
bars. Первое сообщение об открытии орбитального периода 19.4 дня
содержится в "Astronomer's Telegram" (Барсукова и др., 2005а). Спек-
тральные наблюдения 19-дневного периода и кривые блеска и лучевых
скоростей опубликованы на конференции "Звезды с B[e]-феноменом" в
Нидерландах на о. Влиеланд (Барсукова и др., 2005б). 19-дневный пе-
риод CI Cam был подтвержден на этой конференции фотометрическими
75

наблюдениями в докладе С. Кларка. Подробная статья по семилетним
спектральным наблюдениям CI Cam опубликована в "Астрономическом
журнале" (Барсукова и др., 2006а).
Рентгеновские наблюдения во вспышке и в спокойном состоянии (Ор-
ландини и др., 2000, Ишида и др., 2004) также свидетельствуют, что
вторичным компонентом в системе CI Cam является белый карлик, а
вспышка 1998 г.  ядерный взрыв накопившегося на его поверхности в
результате аккреции водорода. Гипотеза о белом карлике в литерату-
ре обосновывается следующими аргументами (Орландини и др., 2000).
(1) Двухтемпературный тепловой спектр рентгеновского излучения во
вспышке и продолжительность вспышки около недели, согласующиеся с
расчетами Ибена (1982) ядерного взрыва на поверхности горячего белого
карлика массой  1 M . (2) Отсутствие быстрой переменности (в рентге-
новских лучах и в оптическом диапазоне). (3) Наблюдение в радиолучах
расширяющейся оболочки, объясняемой выбросом слоев, богатых гелием
и водородом, в результате термоядерного взрыва (хорошо подтвержда-
ется появлением пьедесталов линий H и He I во вспышке).
Приведем оценку мощности оптической вспышки CI Cam. Известно,
что система поярчала во вспышке не менее, чем на 3 m V . Для расстоя-
ния 1.5 кпк светимость CI Cam в спокойном состоянии примерно 1
10 37
эрг/с. Тогда вклад вспышки в оптике не менее 10 38 эрг/с. Самые яркие
быстрые новые в М31 имеют в пике вспышки болометрическую свети-
мость 4
10 38 эрг/с. Таким образом, энергетика вспышки CI Cam в оптике
близка к энергетике классических новых.
5. Основные выводы исследования CI Cam
1) Обнаружена связь между амплитудой изменения потоков эмиссион-
ных линий в спектре CI Cam во вспышке и потенциалами возбуждения
этих линий.
2) Во вспышке обнаружен выброс газа со скоростью 1200 км/с.
3) Найдена быстрая переменность потоков излучения гелиевых и неко-
76

торых линий железа, по-видимому, связанная с изменениями рентгенов-
ского потока в спокойном состоянии.
4) Обнаружено запаздывание вспышки запрещенной линии [N II]
5755  A на 210 20 дней относительно пика вспышки в оптическом, рент-
геновском и радио диапазонах.
5) В линиях водорода и в некоторых линиях FeII обнаружено повтор-
ное поярчание с максимумом, наступившем через 500 дней после пика
вспышки,  реакция среды на вспышку, а затем в течение 4-х лет струк-
тура околозвездной оболочки стабилизировалась.
6) Определена орбита компактного компонента в системе CI Cam с
периодом 19.41 0.02 дня с эксцентриситетом 0.62. На кривой блеска
наблюдается малоамплитудная волна с орбитальным периодом. Cделана
динамическая оценка массы для B[e]-звезды в системе CI Cam M(B[e]) >
12M .
7) По абсорбционным водородным линиям классифицирован главный
компонент CI Cam как звезда спектрального класса B4 III-V. Спектро-
скопически определяемое расстояние до звезды B4 III-V составляет 1.1
1.9 кпк.
77