Peculiar Nova
| R.A. 2000
| Decl. 2000
|
V1006/7 M31
| 00h43m02s.42
| +41o 12' 56".9
|
V838 Mon
| 07 04 04.85
| -03 50 51.1
|
V4332 Sgr
| 18 50 36.73
| -21 23 28.9
|
V1006/7 M31 = RV = McD 88 No.1. История исследования.
Во вспышке 1988 г. (Max в JD 2447350) новая достигла блеска
B = 17m.5, V = 15m.5
(B-V = 1m.89+/-0.24) (А.С.Шаров, ПАЖ
т.19, 83, 1993). В работе А.С.Шарова (ПАЖ т.16, 199,
1990) сообщается об еще одной вспышке звезды 1968 г., однако
в работе 1993 г. дается опровержение. Таким образом, явление
1988 г. - единственная достоверная вспышка этой звезды,
которая зарегистрирована на 1100 негативах фототеки ГАИШ в
интервале 1967-1992 г. В спектре новой, полученном Ричем и др.
(ApJ V.341, L51, 1989), на фоне красного континуума
доминируют линии BaII, CaI и FeI, есть линия Li на 6708A.
Фотометрия и спектры V838 Mon
Новая V838 Mon была открыта Н.Дж. Брауном 6 января 2002 г.
и является наиболее изученным объектом нового класса.
Предмаксимальная стадия продолжалась до 2 января 2002 г.
Максимум блеска был достигнут 6 февраля 2002 г. в пике
вспышки, напоминающей выход на поверхность звезды ударной
волны.
Через 32 дня после главного максимума блеска наблюдался
второй, локальный максимум.
![](lc838z.jpg)
Кривые блеска V838 Mon до вспышки 2002 г., во вспышке
и после вспышки в синих B и красных RC лучах.
См. также
коллекцию UBVR наблюдений, включающую кривые блеска
и показателей цвета по самым современным данным.
Новая ведет себя по-разному в фильтрах системы
RJ Джонсона и RC Козинса.
Спектральные наблюдения V838 Mon во вспышке 2002 г.
показали, что звезда имеет нормальное, близкое к солнечному,
содержание элементов, и ее оболочка богата водородом.
Отождествлена сильная линия Li 6708 A.
В оптических спектрах V838 Mon после вспышки, полученных
на БТА в 2004 г., видны мощные абсорбционные полосы TiO,
VO, AlO и окислов других металлов, что типично для богатых
кислородом холодных звезд.
Все это радикально отличает V838 Mon от пост-AGB звезд
V605 Aql, V4334 Sgr и FG Sge, которые находятся на поздних
стадиях своего развития и также испытали новоподобные
вспышки. Эти звезды богаты углеродом, и на поздних стадиях
вспышек частицы углеродной пыли (сажа) выбрасываются в
фотосферу, вызывая характерные глубокие спады на кривых
блеска. См., например,
кривую блеска "объекта Сакураи", V4334 Sgr.
![](fig3.gif)
Спектр V838 Mon в предмаксимальной стадии полученный на
1-м телескопе Цейсса САО РАН со спектрографом UAGS. Напоминает
спектр красного гиганта класса К0, линии поглощения которого
усилены в 2-4 раза.
![](fig5a.gif)
Изменения в спектре в районе линии Н-альфа в предмаксимальной
стадии, в пике вспышки и на спаде вспышки. Спектры получены
на 1-м телескопе САО РАН со спектрографом UAGS.
![](onlyspec.jpg)
В спектре V838 Mon после вспышки, полученном на 6-м
телескопе БТА в феврале 2004 г., видно 2 компонента системы,
горячий голубой компонент класса B3V с абсорбционными линиями
водорода и холодный "коричневый" сверхгигант класса L с
глубокими молекулярными полосами поглощения окислов металлов.
В некоторых сильных полосах поглощение достигает 100%, и
виден непрерывный спектр В-звезды. Учтено межзвездное
покраснение величиной E(B-V)=0m.77.
V838 Mon до вспышки
была исследована по материалам коллекций
негативов ГАИШ МГУ и Зоннебергской обсерватории (Германия),
по цифровым обзорам неба и по фотометрическим
наблюдениям в полосах UBVRI в спокойном состоянии после вспышки
2002 г. Если до вспышки распределение энергии в спектре V838 Mon
соответствовало горячей звезде класса B3V, то после вспышки
спектр звезды двухкомпонентный и состоит из горячей В-звезды и
холодного сверхгиганта класса L, излучение которого сосредоточено
в длинноволновом диапазоне спектра. Причем вклад горячей звезды
в синих лучах после вспышки значительно уменьшился по сравнению
с состоянием до вспышки. Имеется два альтернативных варианта
объяснения этого явления. Либо В-звезда участвовала во вспышке,
либо объектом, испытавшим вспышку, была другая
В-звезда, которая "мимикрировала" под своего спутника, и
потому не представлена в суммарном распределении энергии,
хотя суммарный блеск двух звезд в синих лучах до вспышки
из-за вклада еще одной В-звезды был повышенным. Во всех случаях
V838 Mon является двойной системой.
![](seds-s.jpg)
Распределения энергии в спектре V838 Mon до вспышки (progenitor)
и после вспышки (remnant). Данные в ИК диапазоне до вспышки
из 2MASS, после вспышки из сообщений Линча и др., IAUC
No.8221, 2003 и Тапиа и Перси, IAUC No.8241, 2003.
Распределение энергии V838 Mon до вспышки сравнивается со
звездой B3V HD 29763 (учтена разница межзвездного покраснения
между спектрами звезд).
Световое эхо V838 Mon
![](eho-838.jpg)
Цветной снимок светового эха V838 Mon, полученный на 1-м
телескопе Цейсса САО РАН 30 декабря 2003 г. Заметим, что
звезда V838 Mon расположена не в центре круглой туманности,
освещенной светом вспышки.
![](echo1vel.gif)
Распространение границы светового эха в четырех направлениях
в зависимости от времени. Заметим, что распространение
границы эха замедляется в первые месяцы наблюдений, и что
граница эха распространяется с разными скоростями в разных
направлениях.
![](echo1.jpg)
Моделирование светового эха.
Свет, распространяющийся от пика
вспышки, в каждый момент t подсвечивает для внешнего
наблюдателя частицы межзвездной среды, располагающиеся вдоль
трехмерной поверхности расширяющегося эллипсоида, так что
в фокусах эллипсоида находятся источник вспышки и наблюдатель,
а сумма расстояний от каждой частицы до фокусов равна
d+ct (d - расстояние до звезды).
Нецентральное расположение источника вспышки
относительно границы туманности можно объяснить тем, что
граница плотной межзвездной среды наклонена к лучу зрения
(рис. вверху). Вдоль линии пересечения картинной плоскости и
плоской границы межзвездной среды свет распространяется для
удаленного наблюдателя по упрощенному закону y(x,t),
x-глубина погружения источника вспышки в межзвездную
среду (рис. и формулы внизу). Анализ формул показывает, что
вдоль этой линии кажущаяся скорость распространения границы
эха всегда является сверхсветовой, и приближается к скорости
света асимптотически с большей стороны. Так что мы имеем
возможность определять расстояние до V838 Mon с точностью,
которая увеличивается со временем. По графику на предыдущем
рисунке расстояние получается около 4 кпс. (В общем случае
уравнения для светового эха выведены в работе R.Tylenda,
AsAp V.414, 223, 2004).
Фотометрия V4332 Sgr
Вспышка V4332 Sgr произошла в 1994 г., наблюдались только
ее последние стадии, так как ранее объект был расположен
в стороне Солнца. Подробное спектральное и фотометрическое
исследование во вспышке содержится в работе Мартини и др.
(ApJ V.118, 1034, 1999). На спаде вспышки спектр
менялся от K3-4III-I до M3III-I. В спокойном состоянии
сразу после вспышки наблюдались эмиссионные линии H,
MgI, FeI, FeII, [OI]. Это отличает звезду от V838 Mon, у
которой в спокойном состоянии эмиссионные линии не
наблюдались. В красной и ИК части спектра виден холодный
компонент с молекулярными полосами TiO и VO. Спектры V4332
Sgr 2003 г. (Банерджи и Ашок, ApJ V.604, L57, 2004)
выглядят необычно: видны яркие эмиссии NaI, K I и RbI,
молекулярные полосы TiO в эмиссии.
![](v4332lc1.jpg)
Исторические кривые блеска V4332 Sgr в полосах BVRI. См.
современные наблюдения
здесь.
Двойственность V4332 Sgr еще не установлена. Мы исследовали
историю звезды по цифровым обзорам неба. Найдено также
шесть фотоснимков V4332 Sgr до вспышки, полученных в 1977-
1986 г. на менисковом телескопе АЗТ-5 в системе B,V.
По историческим негативам и современным ПЗС-наблюдениям
установлено, что блеск V4332 Sgr в синих лучах после вспышки
опустился на 0m.6 ниже уровня блеска до вспышки,
подобно V838 Mon.
Итак, три известные пекулярные новые показывают существенное
сходство в фотометрическом и спектральном поведении во
вспышках, что позволяет с уверенностью открыть новый класс
астрофизических объектов и переменных звезд. Вместе с тем
две галактические новые обнаружили спектральные различия в
спокойном состоянии.