Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://jet.sao.ru/~bars/Dissertation/chapt3_224.ps Дата изменения: Thu Sep 7 19:20:24 2006 Дата индексирования: Mon Oct 1 23:24:09 2012 Кодировка: Windows-1251 Поисковые слова: белый карлик

Глава 3.
СПЕКТРОСКОПИЯ V838 ЕДИНОРОГА (N MON 2002)
ВО ВСПЫШКЕ И В СТАДИИ "КОРИЧНЕВОГО"
СВЕРХГИГАНТА.
V838 Mon  пекулярная красная новая звезда, которая во вспышке по-
казала холодный абсорбционный спектр, похожий на спектры красных
звезд-сверхгигантов класса КМ. Вместе с двумя подобными объектами,
V4332 Sgr и с наблюдавшейся в галактике М31 V1006/7 (McD Nova 88
No.1(Шаров, 1990,1993), RedVar(Рич и др., 1989)), звезда представляет
новый класс астрофизических объектов и переменных звезд. В отличие
от классических новых  карликовых катаклизмических систем  пеку-
лярные красные новые не проходят небулярную стадию. По термино-
логии Мунари и др. (2002а) это "звезды, при взрыве превращающиеся
в холодные сверхгиганты" (SECS, Stars Erupting into Cool Supergiants).
Природа этих звезд и причина их вспышек еще не ясны.
V838 Mon была открыта Брауном (2002) 6 января 2002 г., когда ее
блеск был около 10 m . С января 1999 по 21 декабря 2001 г. звезда еще была
слабее 12 m (Бедиент, 2002). Звезда входила в каталоги под номерами
GSC 4822.39 (15 m .5 V) и IRAS 07015-0346 (Като, 2002). В инфракрасном
обзоре неба 2MASS звезда имеет следующие величины: J = 13 m :905; H =
13 m :480; K = 13 m :347.
По фотографическим наблюдениям из архива Stardial, сделанным до
открытия, 31 декабря 2001 г. звезда была видна на уровне R = 9 m :6, око-
ло 5 января 2002 г. (JD 2452280) вышла на плато при R = 8 m :9 и затем
постепенно уменьшала свою яркость. Показатели цвета 14 января 2002 г.
были очень красными: B V = 1 m :832, V R = 0 m :916 (Кимсвенджер
и Ледерле, 2002а). Спектр звезды во вспышке в январе 2002 г. оказался
абсорбционным и необычным для новых звезд. Вагнер и др. (2002), Дел-
ла Валле и Иидзима (2002) отождествили самые сильные линии  5855,
6142 и 6497  A , имеющие профили P Cyg, с линиями Ba II,  5897  A - с
98

дублетом Na I D 2
и D 1
. Линия H  была в абсорбции и слаба. Присутство-
вало много абсорбционных линий Fe, Ca, O, характерных для фотосферы
звезды позднего спектрального класса. Скорости расширения фотосфе-
ры по абсорбциям в профилях типа P Cyg 380500 км/с. Нет полос TiO
и C 2
, наблюдаемых обычно у звезд поздних классов. Отмечается, что это
не нормальная классическая новая, а пекулярная медленная новая или
звезда в стадии после асимптотической ветви гигантов (post-AGB).
Цвиттер и Мунари (2002) по-другому интерпретировали спектр 26 ян-
варя 2002 г. Яркие линии  5270, 5857 и 6500  A с P Cyg-профилями они
приписали Ca I, хотя при этом оставалось неясным, почему не наблю-
дается более интенсивная линия Ca I  6717  A. Линии Ba в спектре они
наблюдали без P Cyg-профилей. Отождествлены также линии Na I, Si I,
S I, Ni I, Y II, Zr II, C I, Cr I, Gd II, Fe I и Ti I. Скорости расшире-
ния фотосферы, измеренные по минимуму абсорбционных компонентов,
составляют 250 км/с, максимальные скорости достигают 460 км/с. По
межзвездным линиям Na I и K I определена величина E(B V ) = 0 m .80.
Учитывая галактическое покраснение в направлении V838 Mon, в этой
работе получено расстояние до звезды 3 кпс. В марте 2002 г. в окрест-
ности звезды было обнаружено световое эхо (Хенден и др., 2002), по
наблюдениям которого получено меньшее расстояние 700 пс.
В ИК спектре V838 Mon в полосе J были найдены широкие и мелкие
полосы молекул воды и глубокие полосы окиси углерода. Линии Брэкета
водорода были в абсорбции и не показывали профилей типа P Cyg. Было
заметно множество линий нейтральных элементов Fe, Mg, Si (Гебалле и
др., 2002). Все эти спектральные проявления совершенно нетипичны для
новых звезд, у которых на ранних стадиях вспышки температуры фото-
сфер столь высоки, что молекулы диссоциированы, а атомы металлов
ионизованы.
2 февраля 2002 г. (JD 2452308) у звезды начался новый быстрый подъ-
ем блеска, 6 февраля (JD 2452312) блеск достиг максимума 6 m :66V . По-
явилась сильная эмиссия H  , крылья эмиссионной линии распростра-
нялись до 30  A в обе стороны (Моррисон, 2002). По-прежнему остались
99

линии Na I D 2
и D 1
, но появились линии ионизованных элементов Fe II,
Ti II, Cr II, Mg II, Si II и др., что характерно для нормальных новых
звезд (Иидзима и Делла Валле, 2002). Койфл и др. (2002) сообщили о
формировании пыли, они наблюдали абсорбцию SiO в ИК диапазоне уже
11 февраля.
В наших работах (Барсукова и др., 2002б; Горанский и др., 2002б; Го-
ранский и др., 2004а) содержатся результаты фотометрии и астрометрии
V838 Mon до вспышки. С точностью 0 00 :16 подтверждается тождествен-
ность Новой с GSC 4822.39 на паломарских снимках. Для фотометри-
ческого исследования звезды до вспышки мы использовали цифровые
изображения области V838 Mon из цифрового обзора неба DSS и из ар-
хива станции во Флагстаффе Морской обсерватории США (USNO FS;
http//ftp.nofs.navy.mil). По нашей просьбе оценки блеска V838 Mon до
вспышки выполнил по фотографиям коллекций ГАИШ и Зоннебергской
обсерватории С.Ю. Шугаров. По этим оценкам звезда была не перемен-
ной с 1928 по 1994 год. Ее блеск был B = 15 m :81  0 m :06, а показатель
цвета B R = 1 m :1. Отсюда нами установлено, что до вспышки V838 Mon
была голубой звездой с показателем цвета (B V ) 0 = 0 m :17  0 m :10 (с
учетом межзвездного покраснения). Распределение энергии в спектре в
широком диапазоне от полосы B до полосы I хорошо представлялось рас-
пределением энергии звезды класса В3 главной последовательности. (Мы
установили, что показатели цвета в полосах JHK из каталога 2MASS со-
ответствуют нормальной звезде спектрального класса B3V с умеренным
покраснением). В новой работе Кимсвенджер и Айрес (2006), однако, об-
наружили ослабление блеска V838 Mon на 0 m :46 в R в феврале 1998 г. за
4 года до вспышки, подтверждая наш вывод об отсутствии переменности
в более ранний период.
Ранее считалось, что V838 Mon до вспышки была звездой класса F
главной последовательности (Мунари и др., 2002в), или звездой F0III-II
(Мунари и др., 2002б). Мы исправили эту ошибку, классифицировали
звезду до вспышки и предложили гипотезу о ее предшественнице. В на-
стоящее время наша точка зрения общепризнана в мировой литературе.
100

1. Спектральные наблюдения V838 Mon во вспышке
Спектральное исследование V838 Mon во вспышке изложено в работах
(Барсукова и др., 2002б; Горанский и др., 2002б). На рис. 26 вертикальны-
ми линиями показаны даты получения спектров. Кривая блеска постро-
ена по наблюдениям Н.В. Метловой (Крымская станция ГАИШ МГУ),
А.В. Кусакина (Тяньшаньская обсерватория, Казахстан), и нашим на-
блюдениям в САО. Использовались также опубликованные в VSNET
(vsnet-campaign-v838mon) ПЗС-наблюдения ван Вийка (F.van Wyk), Ве-
ста (D.West), Кийоты (S.Kiyota), Корелли (P.Corelli), Краля (L.Kral),
Лапассета (J.M.Llapasset), Ломоца (F.Lomoz), Оксанена (A.Oksanen),
Пейчи (O.Pejcha), Смелцера (L.Smelcer), Соботки (P.Sobotka), Хендена
(A.Henden), Хорноча (K. Hornoch), а также Кимсвенджера и Ледерле
(2002а,б). Наблюдения выполнены на разных приборах и инструментах,
привязаны к разным звездам сравнения и имеют значительные система-
тические различия. Мы привели все эти данные к одной системе наиболее
точного и однородного крымского ряда Н.В.Метловой, внося в каждый
независимый ряд поправки так, чтобы перекрывающиеся участки кри-
вых блеска совместились наилучшим образом.
На кривых блеска и показателей цвета (рис. 26) можно выделить пред-
максимальную стадию в январе 2002 г. (до JD 2452307.6). В это время
показатель цвета B R = 2 m :9 оказался значительно краснее, чем до
вспышки (B R = 1 m :1), причем со временем увеличивался. Подъем
к главному максимуму начался между JD 2452307.6 и 2452308.2. Перед
подъемом можно заметить ослабление блеска, подобно тому, как блеск
слабеет перед выходом на поверхность ударной волны у пульсирующих
переменных звезд типа RR Лиры. Как показали расчеты Кристи (1966),
перед фронтом ударной волны происходит резкое сжатие газа, в резуль-
тате которого его непрозрачность увеличивается, чем и вызвано ослабле-
ние блеска. Это объяснение по нашему мнению справедливо и для V838
Mon. После первичного подъема до 2452308.5 скорость увеличения блес-
ка замедлилась, и в JD 2452312.0 (6 февраля 2002 г.) был достигнут
101

Рис. 26.
Кривая блеска и показателей цвета V838 Mon во вспышке в полосах
системы UBV R J . Черные точки  электрофотометрия (Н.В. Мет-
лова и А.В. Кусакин), крестики  ПЗС-фотометрия (VSNET и на-
ша); кружки  наблюдения с усилителем яркости (Горанский В.П.).
На поздней стадии вспышки видно расхождение фотоэлектрических и
ПЗС-наблюдений, которое связано с появлением светового эха в окрест-
ностях звезды. В фотоэлектрических наблюдениях вклад эха в диафраг-
му не учитывался. Вертикальными линиями показаны даты получения
спектров: 21.01, 23.01, 5.02 и 16.02 2002 г.
102

максимум в полосе V 6 m :7. Амплитуда этого подъема к максимуму, счи-
тая от уровня предмаксимального состояния перед подъемом, сильно за-
висит от длины волны: 6 m :8U , 5 m :0B, 4 m :1V и 3 m :6R. При этом пол-
ная амплитуда переменности, считая от уровня спокойного состояния до
вспышки, составила в полосе B 7 m :87 (пределы переменности 7 m :93
15 m :8) и в полосе R 8 m :77 (6 m :12 14 m :89). Звезда стала более голубой
в максимуме вспышки (B R = 1 m :75), но, тем не менее оставалась
краснее, чем в спокойном состоянии (B R = 1 m :1). Если по амплитуде
вспышки звезду можно сравнить с классическими новыми, то поведение
показателей цвета не характерно для новых.
После максимума 6 февраля наблюдалось постепенное ослабление блес-
ка (кроме полосы R) и увеличение показателей цвета. Через 32 дня после
главного наступил локальный максимум в JD 2452344, и с ним было свя-
зано новое уменьшение показателей цвета. В середине марта (JD 2452355)
показатели цвета достигли столь же больших значений, как в предмакси-
мальной стадии. В полосе R наблюдается плоский максимум. Скорость
падения блеска уменьшается с увеличением длины волны. Такое поведе-
ние свидетельствует об охлаждении расширяющейся оптически толстой
оболочки звезды, при котором максимум распределения энергии посте-
пенно смещается в длиноволновую сторону спектра.
Итак, в полосах UBV R во вспышке видны два максимума (JD 2452312
и 2452344), которые мы объяснили выходом на поверхность звезды удар-
ных волн. Они могли образоваться или в результате пульсационной не-
устойчивости в медленно расширяющейся оболочке сверхгиганта (как у
FG Sge), или в результате отражения волны основного взрыва от ядра,
если взрыв произошел в слоевом энергетическом источнике. Реттер и
Маром (2003), однако, приводят другое объяснение этому явлению  по-
глощение расширяющимся сверхгигантом окружающих планет.
Спектральные наблюдения проводились на 1-м рефлекторе Цейсса со
спектрографом UAGS Н.В. Борисовым по нашей просьбе. Список полу-
ченных спектров, диапазон длин волн и спектральное разрешение даются
в таблице 7. Наблюдения обработаны автором диссертации по стандарт-
103

ной методике в среде MIDAS. После обработки все полученные спектры
за ночь в выбранном диапазоне складывались.
Спектр звезды за 21 января в предмаксимальной стадии показан на
рис. 27. По распределению энергии это спектр позднего класса K. В
красной части спектра видна слабая абсорбционная линия H  на нулевой
скорости, сильная широкая линия дублета Na I D 1
+D 2
и сильные линии
Ba II на 6500, 6137, 5851  A. В области спектра 48005600  A виден "лес"
абсорбционных линий, которые местами подавляют излучение в непре-
рывном спектре.
Таблица 7. Спектральные наблюдения красных новых
V838 Mon и V4332 Sgr в САО на БТА
Дата JD hel. 24... Диапазон Разрешение Прибор Наблюдатели
(  A) (  A)
V838 Mon
2002.01.21 52296.458 56407300 5.0 UAGS Б2
2002.01.21 52296.481 41005760 3.3 UAGS Б2
2002.01.23 52298.451 41204930 2.2 UAGS Б2
2002.01.23 52298.497 61907040 2.5 UAGS Б2
2002.02.05 52311.287 61907040 2.2 UAGS Б2
2002.02.05 52311.354 41004960 2.5 UAGS Б2
2002.02.16 52322.313 61907040 2.3 UAGS Б2
2004.02.18 53054.239 3800-5000 4.3 UAGS П,Г,Б1
2004.02.18 53054.301 4870-6100 4.3 UAGS П,Г,Б1
2004.02.18 53054.330 5720-6950 4.3 UAGS П,Г,Б1
2004.11.18 53328.426 3970-5730 4.6 SCORPIO Б1,Б2,Г
2005.01.15 53385.402 5580-6960 4.5 MPFS А,Ф
2005.12.11 53715.544 3880-5600 4.6 SCORPIO А,Ф
V4332 Sgr
2005.06.08 53530.486 3880-5600 4.6 SCORPIO Б1,Б2,Г,Ф
2005.06.09 53531.489 3880-5600 4.6 SCORPIO Б1,Б2,Г,Ф
Наблюдатели:
А  Аболмасов П.К.; Б1  Барсукова Е.А.; Б2  Борисов Н.В.; Г  Горанский В.П.;
П  Прамский А.Г.; Ф  Фабрика С.Н.
104

Рис. 27 а,б.
a) Спектр V838 Mon в предмаксимальной стадии и идентификация
самых сильных линий. Прямоугольником выделен фрагмент спектра
в районе линии Li I. б) Увеличенный фрагмент спектра V838 Mon с
сильной линией Li I 6707  A в спектрах, полученных в январе 2002 г.
Для того, чтобы проверить присутствие в спектре элементов s-про-
цесса, спектр V838 Mon сравнивался со спектрами бариевых звезд по
работам Байдельмана и Кинана (1951), Зача (1989а,б, 1990), Смита и др.
(1984). В спектрах бариевых звезд линии элементов s-процесса Ba, Y, Zr,
La, Ce, Pr, Nd и Sm оказываются насыщенными по сравнению с элемен-
105

тами группы железа (Байдельман и Кинан, 1951). Согласно МакКлуру
(1983), элементы ядерного синтеза попадают в оболочки бариевых звезд
в процессе прохождения компонентом двойной системы стадии AGB и
переноса вещества в системе. Две известные звезды FG Sge и V4334
Sgr (объект Сакураи) испытали слоевые гелиевые вспышки в пост-AGB
стадиях, и у них наблюдалось появление линий элементов s-процесса в
спектре в результате перемешивания вещества в оболочках в результате
вспышек. Поэтому мы еще сравнили спектры V838 Mon со спектрами
FG Sge (Аккер и др., 1982).
Как оказалось, спектр V838 Mon имеет мало общего как с бариевыми
звездами, так и с FG Sge и V4334 Sgr. Удается подтвердить только линии
Ba и иногда Zr.
Далее, мы сравнили спектр V838 Mon со спектром нормальной звезды
K0V HD 23524 (из базы данных Якоби и др., 1984). Обнаружилось, что
спектры хорошо коррелируют между собой. На рис. 28 показана кросс-
корреляционная функция между спектрами HD 23524 и V838 Mon. Для
того, чтобы использовать весь спектр в большом диапазоне 41006300  A,
мы перевели шкалу длин волн в шкалу натуральных логарифмов. Дей-
ствительно, из формулы эффекта Доплера dv=c = d= = d(ln) следует
dv = c d(ln). На рисунке аргументом кросс-корреляционной функции
представлена лучевая скорость. (Спектр за пределом  6300  A не
Рис. 28.
Кросс-корреляционная функция между спектром V838 Mon и спек-
тром звезды класса K0V HD 23524.
106

рассматривался, так как там доминируют полосы поглощения земной
атмосферы). Коэффициент корреляции оказался большим, 0.68. Причем
сдвиг максимума функции (с учетом лучевой скорости HD 23524) со-
ответствует скорости абсорбционного спектра  150 км/с. (Точность
наших лучевых скоростей 20-30 км/с). И, наконец, последний тест  за-
висимость между эквивалентными ширинами одинаковых линий двух
звезд показывает, что в обоих спектрах видны те же линии, только ли-
нии в спектре V838 Mon интенсивнее в 3-4 раза.
Очевидно, что столь необычный спектр с сильными линиями фор-
мируется в довольно плотной протяженной атмосфере над фотосферой
звезды или в окружающей расширяющейся туманности. Наличие такой
среды подтверждается инфракрасными наблюдениями. Важно то, что
фотосферный спектр V838 Mon в предмаксимальной стадии состоит из
тех же абсорбционных линий и с тем же соотношением эквивалентных
ширин, что и спектр нормальной звезды класса K0V HD 23524, и это
свидетельствует о нормальном содержании элементов в фотосфере V838
Mon, близком к солнечному, хотя ее линии и усилены в 34 раза по срав-
нению со спектрами звезд того же спектрального класса. Мы класси-
фицируем этот спектр как К0I. Этот вывод, впервые сделанный в на-
ших работах (Барсукова и др., 2002б; Горанский и др., 2002б) затем был
количественно подтвержден анализом содержания элементов по высоко-
дисперсным спектрам Киппером и др. (2004). Хотя в последней работе
отмечается некоторое избыточное содержание элементов Li, Ba и La.
Принимая скорость 150 км/с, мы надежно идентифицировали силь-
ную линию 6500  A как Ba II 6496.9  A. Отождествление этой линии с
Ca I (Цвиттер и Мунари, 2002) маловероятно, так как нет никаких сле-
дов более интенсивной линии Ca I  6717  A, которая хорошо наблюдается
у звезд спектрального класса K. Более того, на той же лучевой скорости
наблюдаются и другие более слабые линии Ba II: мы надежно отожде-
ствили линии 6769.6 (с профилем типа P Cyg), дублет 6135.8/6141.7,
5853.7, 5784.2, 4957.2, 4934.1, 4554.0, 4216.0, 4130.0  A. Линия 6500  A мо-
жет иметь компонент Fe I 6495.0  A, который расширит ее профиль, но
107

отождествление линии железа с этой деталью определяет скорость толь-
ко 50 км/с. Отметим, что довольно сильные линии Ba наблюдаются и
в спектре Солнца.
В спектрах, полученных 21 и 23 января, самые сильные линии отож-
дествляются с нейтральными атомами Mg I, Na I, Fe I, Ti I, Ca I, Cr I и
Si I (рис. 27 a). Самое интересное отождествление, которое было не заме-
чено другими исследователями,  линия Li I 6707  A c P Cyg-профилем
(рис. 27 б). Присутствие Li подтверждается и другой, слабой линией Li I
 6103.6  A. И это очень важный аргумент в пользу того, что V838 Mon
является молодой звездой, который впервые был отмечен в нашей ран-
ней работе (Барсукова и др., 2002б). В настоящее время есть и другие
косвенные свидетельства молодости звезды, которые далее будут обсу-
ждаться.
Лаулор (2005) считает, что во вспышке произошел кратковременный
"тепловой импульс". После этого звезда начала охлаждаться без цен-
трального энергетического источника, расширяясь в окружающее про-
странство. Появление линии Li I в фотосфере может быть связано с ак-
том быстрого перемешивания в медленно расширяющейся оболочке V838
Mon, при котором промежуточные продукты нуклеосинтеза попали на
поверхность. Камерон и Фаулер (1971) предсказали механизм появления
лития в звездных фотосферах на поздних стадиях эволюции, когда во
время вспышки гелиевого слоевого источника происходит перемешива-
ние всех расположенных выше слоев звезды, вплоть до внешних слоев
оболочки.
Асплунд и др. (1997) отмечают, что литий может образовываться в об-
ласти звезды, где горение водорода только началось, но ранее эта область
не подвергалась воздействию температуры, при которой происходит го-
рение водорода. Условие Асплунда и др. выполняется как в одиночных
звездах, так и в двойных системах в результате аккреции богатого во-
дородом вещества на поверхность белого карлика в катаклизмических
системах и при вспышках новых звезд. Очевидно, продукты нуклеосин-
теза, и литий тоже, должны присутствовать в выброшенных оболочках
108

у всех новых. Но в данном случае линия Li I наблюдается только из-за
низкой температуры фотосферы. В других случаях этот атом ионизован
и его линии не наблюдаются. Поэтому в наших первых работах также
обсуждалось предположение, что красные новые  предельно медлен-
ные классические новые, которые из-за малой скорости разлета оболочки
удерживают ее силой тяжести, и потому не проходят через небулярную
стадию. Оказалось, подобная модель тогда уже была построена Ибеном и
Тутуковым (1992) для объяснения феномена красной новой в M31. Ими
рассматривалась вспышка водорода в оболочке очень холодного мало-
массивного вырожденного карлика, аккрецирующего вещество с близко-
го маломассивного компонента, заполняющего свою полость Роша. Это
была модель катаклизмической системы с орбитальным периодом в пре-
делах 80 - 120 минут. Однако наши последние более глубокие исследова-
ния не свидетельствуют в пользу модели катаклизмической системы.
В спектрах, полученных 5 февраля за сутки до максимума, видна силь-
ная эмиссия H  , имеющая широкие крылья, полная ширина на уровне
континуума FWZI = 3100 км/с (рис. 29а). Профиль эмиссии состоит из
узкого компонента с полушириной FWHM = 340 км/с и широкого ком-
понента с FWHM 1400 км/с. В профиле виден также абсорбционный
компонент на скорости 300 км/с. Крылья такой же ширины прослежи-
ваются в линии H  , на эти крылья накладываются сильные линии Cr II
и Ti II с профилями P Cyg (рис. 29б). Моррисон (2002) объясняет эти
крылья рассеянием квантов H  на электронах. В спектре вспышки про-
изошли значительные изменения, отражающие повышение уровня воз-
буждения газа. Появились многочисленные линии тех же элементов, что
наблюдались в предмаксимальной стадии, но уже не нейтральных ато-
мов, а однократно ионизованных, с ярко выраженными профилями типа
P Cyg. Эмиссионные компоненты профилей усилились. Появились линии
He I. В красной части спектра, наконец, появилась Ca I  6717  A, а линия
Li I  6707  A исчезла. В это время самая сильная в красной части спек-
тра линия Ba II 6496.9  A уже едва намечается. Скорости абсорбционных
компонентов профилей Р Cyg достигли 180  200 км/с.
109

Рис. 29.
а) Сравнение спектров в районе линии H  в предмаксимальной ста-
дии 23 января, за день перед максимумом вспышки 5 февраля и на спаде
вспышки 16 февраля. б) Спектр V838 Mon за день до максимума в рай-
оне линии H  .
110

Как уже отмечалось, мы объясняем эти изменения выходом на поверх-
ность ударной волны, который сопровождался повышением температуры
и увеличением степени ионизации окружающего вещества.
В красном спектре, полученном 16 февраля на спаде вспышки, H  име-
ет P Cyg-профиль без высокоскоростных крыльев. Эмиссионный компо-
нент имеет FWHM = 265 км/с, его средняя скорость v r = +110 км/с.
Абсорбционный компонент в минимуме интенсивности показывает v r =
220 км/с. В спектре все еще видны глубокие абсорбции Fe II, Si II, Ti II,
но появились те же линии Ba II и пока еще слабые абсорбции нейтраль-
ных атомов Fe I. Снова видна слабая линия Li I  6707  A. Ca I  6717  A еще
присутствует. В Интернете мы нашли спектр звезды, полученный позд-
нее, 10 марта (C. Buil; http://www.astrosurf.com/buil/us/nmon/nmon.htm).
Скорости расширения фотосферы в это время уменьшились до
6070 км/с. В этом спектре, содержащем большое количество линий по-
глощения, мы отождествили одновременно две системы абсорбционных
линий тех же элементов, нейтральных и однократно ионизованных, что
свидетельствует о стратификации оболочки.
Во всех спектрах только одна деталь  6282  A выглядит неизменной, ее
эквивалентная ширина равна 2:78  0:05  A. Она отождествляется с диф-
фузной межзвездной полосой.
2. Спектроскопия V838 Mon после вспышки
Кривые блеска V838 Mon после вспышки в полосах оптического и
ближнего ИК диапазона, построенные по нашим и собранным в научной
литературе данным (Краузе и др., 2003, 2005; отдельные наблюдения У.
Мунари и А. Хендена опубликованные в циркулярах МАС) показаны на
рис. 30. Наши наблюдения проводились на 1-м телескопе Цейсса САО и
на 60-см телескопе Цейсса Крымской станции ГАИШ МГУ с различными
ПЗС-приемниками. Наблюдения в полосе I C системы Козинса, показан-
ные на рисунке, сделаны в САО, в полосе R J системы Джонсона  на
Крымской станции ГАИШ. Как видно, блеск звезды в полосе B упал
111

ниже
Рис. 30.
Кривые блеска пекулярной красной новой V838 Mon в лучах UBV
RcRjIc после большой вспышки 2002 г., которые показывают повтор-
ное поярчание во всех фильтрах (кроме U). Вертикальными линиями
показаны моменты получения спектров на БТА. Горизонтальные ли-
нии справа  уровни блеска в фильтрах B и R до вспышки.
112

уровня, наблюдавшегося до вспышки, и по прошествии 3 лет не превысил
этот уровень. В более длиноволновых фильтрах блеск после локального
минимума снова пошел вверх, достиг локального максимума и теперь
снова уменьшается. Как и у CI Cam, наблюдается повторное поярчание
звезды после основной вспышки, природа которого, конечно, иная, и мы
будем ее обсуждать далее. Нужно отметить, что в ИК лучах объект оста-
ется очень ярким, и в этом диапазоне в полосах системы JHK в 2003
2005 г. его блеск оставался сравнимым с блеском в максимуме 2002 г.
Так что некоторые исследователи считают, что вспышка V838 Mon еще
продолжается.
Звезда после вспышки имеет составной спектр, состоящий из компо-
нента класса B3V (Мунари и др., 2002б) и экстремально холодного и
единственного в своем роде "коричневого" сверхгиганта класса L (sgL) с
температурой поверхности 1200 o K (Эванс и др., 2003) (хотя коричневые
карлики класса L уже давно известны). Именно компонент B3V виден во
время вспышки в далеком ультрафиолетовом (УФ) диапазоне в спектре,
полученном на телескопе Хаббл (Раух и др., 2002; авторы этой статьи
считали, что это спектр белого карлика). В оптическом спектре холодно-
го сверхгиганта видны полосы поглощения молекул TiO, AlO, VO. Это
означает, что звезда относится к ветви кислородных звезд, а значит, име-
ет нормальное содержание элементов. В инфракрасных лучах у V838
Mon также обнаружены молекулярные полосы AlO в поглощении (Линч
и др., 2004). Кроме AlO в ИК спектре V838 Mon в диапазоне 0.813 m в
этой же работе отождествлены полосы молекул H 2
O, CO, TiO, SiO, SO 2
,
OH, VO и SH в поглощении.
Формирование спектров холодных звезд уже изучено в астрофизике.
Холодные звезды делятся на две ветви  кислородные и углеродные, и
это разделение зависит от относительного содержания углерода и кисло-
рода. При понижении температур в оболочках звезд углерод соединяется
с кислородом, образуя молекулы CO. В случае избытка углерода остав-
шиеся атомы соединяются в молекулы C 2
и формируют крупные части-
цы пыли (сажи). Поглощение углеродной пылью во многом определяет
113

форму кривых блеска пост-AGB звезд  звезд в стадии после асимпто-
тической ветви гигантов  во вспышках (примеры FG Sge, V4334 Sgr 
объект Сакураи, V605 Aql). На последних стадиях вспышек этих звезд
при понижении температуры фотосфер появляются резкие спады блес-
ка, связанные с выбросами в фотосферу углеродных частиц. У пост-AGB
звезд на поздних стадиях их вспышек в спектрах появлялись линии эле-
ментов s-процесса, что характерно для звезд в поздних стадиях эволюции
при перемешивании и попадании в фотосферу продуктов нуклеосинтеза.
На кривых блеска V838 Mon и V4332 Sgr не наблюдалось резких спадов,
связанных с углеродной пылью. В случае избытка кислорода остаточ-
ный кислород после образования CO соединяется с металлами, образуя
окислы металлов, полосы которых доминируют в спектрах, что и наблю-
дается в спектрах пекулярных красных новых.
Важным выводом нашего и последующих спектроскопических иссле-
дований является то, что остатки вспышек пекулярных красных новых
относятся к кислородной ветви холодных звезд. Это подтверждает вы-
воды о нормальном, близком к солнечному, содержании элементов в ве-
ществе, выброшенном при взрыве  вывод, сделанный в наших первых
исследованиях.
Целью нашего исследования было получить спектры остатков красных
новых в синем диапазоне, где влияние излучения холодных компонентов
минимально, где можно обнаружить следы взаимодействия компонентов
в двойных системах: эмиссии от газовых потоков, аккреционных дисков
или от прогрева поверхности холодных звезд излучением горячих компо-
нентов. Именно в коротковолновой области спектра имеет смысл искать
и изучать следы спектров горячих компонентов звездных систем. В по-
лосе B V838 Mon имеет блеск 16 m .5, а V4332 Sgr 19 m .6. Для таких слабых
звезд получить спектры в синей области нужного качества можно только
на больших телескопах.
Первые наблюдения V838 Mon на БТА были проведены 18 февраля
2004 г. в ночь с плохими погодными условиями и качеством изображе-
ний 4 00 .5. Использовался спектрограф UAGS с длинной щелью шириной
114

1 00 , дисперсия 1.22  A/pxl, спектральное разрешение 4.2  A. Спектры по-
лучены в трех диапазонах (см. табл. 7, стр. 104): с накоплением 60 m в
синем диапазоне, 40 m в желтом и 20 m в красном. Отношение сигнал/шум
(S/N) в континууме звезды составило 5 на 4000  A, 12 на 5500  A и 10 на
6300  A. В синей области спектра мы усреднили спектр методом "скользя-
щего среднего", чтобы увеличить соотношение S/N за счет уменьшения
спектрального разрешения. Интервал усреднения был переменным в пре-
делах 208  A, так что на 4000  A было достигнуто соотношение S/N = 20,
и это позволило отождествить более слабые линии в спектре голубого
компонента. Яркие детали звезды sgL в желтой и красной части спектра
наблюдались при S/N = 40100. В районе 6880  A расположена сильная
полоса поглощения O 2
земной атмосферы. Для того, чтобы компенсиро-
вать это поглощение в спектре V838 Mon, мы поймали в щель спектрогра-
фа вместе с объектом исследования одну из близких звезд, для которой
у нас имеются точные фотометрические калибровки, и использовали ее
спектр как спектр сравнения. Таким образом, мы получили абсолютную
привязку для наших спектров. Как показала проверка фотометрическим
методом, ошибки такой привязки могут доходить до 50%. Особенно ве-
лики они при хороших изображениях, так как невозможно совместить
центры двух изображений с тонкой щелью с необходимой точностью и
удержать их на щели все время экспозиции.
18 ноября 2004 г. мы повторили наблюдения V838 Mon на БТА. В
эту ночь погодные условия были не лучше: качество изображений 4 00 и
боковой ветер, который временами раскачивал телескоп. Использовался
спектрограф SCORPIO с гризмой VPHG1200g, в моде с длинной щелью
шириной 1 00 . Дисперсия 0.87  A/pxl, спектральное разрешение 4.6  A. На-
копление было 40 m , при этом достигнуто отношение S/N = 15 на 4000  A
и 30 на 5500  A. Преимущество получено за счет большей прозрачности оп-
тики спектрографа SCORPIO в коротковолновой области и отсутствия
виньетирования. Спектр также был сглажен методом "скользящего сред-
него" с интервалом 4  A уже без ухудшения спектрального разрешения.
15 января и 11 декабря 2005 г. дополнительные спектры на БТА были
115

получены для нас С.Н. Фабрикой и П.К. Аболмасовым с использованием
спектрографов MPFS и SCORPIO. Эти спектры охватывают красный
и синий диапазон (см. табл. 7, стр. 104) и имеют то же спектральное
разрешение и высокое отношение сигнал/шум.
Обработка спектральных наблюдений UAGS и SCORPIO выполнена
автором диссертации в пакете MIDAS по стандартной методике, разра-
ботанной в Южной европейской обсерватории (ESO). Спектры, получен-
ные на MPFS обработаны П.А. Аболмасовым. Результаты наблюдений
публикуются в работах Барсуковой и др. (2006б), Горанского и Барсуко-
вой (2006б).
В нашем спектре V838 Mon, полученном 18 ноября 2004 г. в синей об-
ласти (рис. 31 а), виден континуум звезды класса B3V, открытой Мунари
и др. (2002б), с линиями поглощения водорода (H  , H , H Ж , видно крас-
ное крыло H  ). Видны слабые линии поглощения He I. Лучевая скорость
звезды класса B3V составляет 1020 км/с. Мы проверили спектраль-
ную классификацию по линиям водорода, интенсивность и ширина кото-
рых показывают сильную зависимость от спектрального класса и класса
Рис. 31 а,б.
Спектр V838 Mon в спокойном состоянии после вспышки и отож-
дествление линий и молекулярных полос. (а) Диапазон 39705730  A
(SCORPIO). (б) Диапазон 56106950  A (UAGS).
116

светимости. Использованы три параметра: эквивалентная ширина линии
(EW), полуширина (FWHM) и полная ширина (FWZI). Эти параметры
были определены для 15 звезд в интервале спектральных классов O9
A5V для трех линий, H  , H и H Ж по спектрам из базы данных Якоби и
др. (1984), в которой спектральное разрешение совпадает с нашим. Мы
получили для компонента V838 Mon класс B2VB3V по эквивалентным
ширинам, класс B8VA0V по ширинам FWHM и класс B5VB7V по ши-
ринам FWZI. Зависимость средней эквивалентной ширины по трем ли-
ниям от спектрального класса имеет наименьший разброс (им можно
объяснить использование именно этого параметра при классификации
B-звезд). Мы считаем значение спектрального класса B3V вполне при-
емлемым. Однако малый разброс зависимости может быть связан с тем,
что звезды из базы данных классифицированы также по эквивалентным
ширинам и по тем же спектрограммам. Возможно, что более поздние
спектральные классы, определяемые по полуширине и полной ширине
линий, связаны с пониженной светимостью компонента B3V.
На фоне континуума голубой звезды видны эмиссионные полосы, похо-
жие на те, которые наблюдаются в спектрах комет (рис. 31а,б на стр.116).
Это абсорбционный молекулярный спектр звезды sgL  остатка взрыва
2002 г. Яркие широкие детали это излучение сверхгиганта, которое видно
в просветы между полосами молекулярного поглощения. В самых силь-
ных полосах поглощение достигает 100%, так что там виден, в основном,
чистый континуум голубого компонента. Список абсорбционных и эмис-
сионных деталей в спектре V838 Mon дается в табл. 8. В спектрах 18
февраля (рис. 31 б) и 18 ноября 2004 г. (рис. 31 а) мы надежно отожде-
ствили полосы окиси титана TiO с кантами на длинах волн 4421, 4584,
4762/4763, 4955, 5167, 5308, 5359, 5448/5451, 6652, 6782, 6815, 6850  A и
окиси ванадия VO с кантами на 5469, 5737 и 6478  A. Характерно, что
в кантах сильнейших полос TiO видны эмиссионные детали, похожие на
эмиссионные линии (это явление еще не отмечалось в других работах и
открыто в нашей работе). Одно из объяснений этого явления состоит в
том, что в фотосфере холодного компонента работает известный эффект
117

Таблица 8. Отождествление линий атомов и молекулярных
полос в спектре V838 Mon.
(набл.) EW FWHM Элем. Vr Молек. Vr Примечание
 A  A  A км/с км/с
3970 - - H  B
4028.8 1.7 12.8 He I - B,б.
4101.7 4.5 14.4 H Ж -10 B
4223 1.8 - Ca I - CaO PG,межзв.?
4244.7 -1.1 9 [Fe II] 0 взаим.
4286.1 -1.2 6.0 [Fe II] 0 взаим.
4340.1 5.2 15.8 H -10 B
4360.0 -1.2 5.0 [Fe II] 0 взаим.
4373.9 0.3 0.3 AlO -10 взаим.?
4389.0 0.4 6.3 HeI 40 B
4414.1 -1.7 -7.9 [Fe II] 0 (TiO) (-650) взаим.
4423.6 6 27 взаим.
4452.8 -0.8 12 [Fe II] 0 (TiO) (-650) взаим.,б.
4462.0 2.7 18 TiO
4471.9 - - He I б.
4503 2.6 20 TiO
4550 0.6 10: TiO
4571 -3.3 16 Mg I 0 интеркомбин.
4584.0 4.1 30 TiO PG,абс.
4716 0.25 5 AlO
4735.4 1.7 11.7 AlO
4753 -2.6 10.6 TiO -600
4758 1.8 11.6 AlO
4761 80 TiO PG
4814 -0.7 [Fe II] 0 взаим.
4841 TiO+AlO PG,абс.***
4861 4 16.4 H  -10
4946 -4 15 TiO -750: *** б?
4952 55 150 TiO PG
5080 0.5 5.5 AlO PG
5102 0.25 3.5 AlO PG
5123 0.2 4.5 AlO
5143 0.25 6.6 AlO
5159.4 -0.8 5.8 TiO -500 ***
5165 30: >60 TiO PG
5227 6.6 25 TiO
5276 4.4 15 ?
5316 2.8 13 TiO б?
5338 1.6 10 AlO ***
5359 4.2 14 AlO
5401.5 -3.6 11 ?
5410.0 1.0 11 AlO PG
5440.0 -1.9 9.4 TiO -540 ***
118

Таблица 8. Окончание.
(набл.) EW FWHM Элем. Vr Молек. Vr Примечание
 A  A  A км/с км/с
5447 72 TiO PG,абс.
5469 4.3 20 VO PG
5561 95 ? абс.
5736 33 49 VO PG
5811 2.5 12 ScO PG
5827 0.9 4.6 ?
5837 150 YO?
5891.2 0.7 2.8 Na I D 2 80 межзв.
5896.9 0.2 2 Na I D 1 65 межзв.
6003 3.4 10 CaO? PG
6023 20 30 ?
6065 3.8 10 ScO PG
6079 5.7 13 ScO PG
6130 4.5 9 YO PG
6146 250 ? абс.,M-звезды
6292 10 19 BaO+ZrO PG
6413 15 23 ZrO PG
6446 ScO PG
6477 10 26 VO
6494.7 0.9 3.9 BaO PG
6532.1 0.7 3.6 ?
6548 1.4 5 ?
6564 5 12.4 H ? ? б.B
6634 1.6 6.6 ?
6648 127 TiO PG
6780 13 23 TiO PG
6831 1.3 3.9 TiO
6839 6 2.1 ?
6884 1.2 4.4 ?
6891 5 14 ?
6918 10 23 ? M-звезды
Примечание:
абс.  абсорбция; б.  бленда; B  принадлежит компоненту B3V; взаим.  подтверждает взаимодей-
ствие компонентов в системе; интеркомбин.  интеркомбинационная линия; М-звезды - встречается
в спектрах М-звезд; межзв.  межзвездного происхождения; PG  в таблице кантов устойчивых
полос в [110]; ***  есть также в спектре V4332 Sgr.
блокировки излучения молекулярными полосами большой оптической
толщи (покровный эффект или бланкетинг-эффект), так что задержи-
ваемое в молекулярных полосах излучение в конечном счете выходит
119

в узкие "просветы" между полосами и усиливает яркость этих просве-
тов. Поэтому "просветы" имеют форму резко выраженных эмиссий, и не
прослеживается уровень "нормального" континуума холодной звезды.
Второе объяснение может быть в том, что это  излучение холодного
разреженного молекулярного газа в эмиссионных линиях, наблюдающе-
еся, как мы далее покажем, у V4332 Sgr. Скорость истечения газа, изме-
ренная по этим эмиссиям у V838 Mon, равна 600 км/с. Максимальные
скорости расширения оболочки во вспышке, определенные по абсорбци-
онным компонентам в линиях металлов, составляли 220 км/с, в линиях
водорода 300 км/с, что в 23 раза меньше. Вторая гипотеза требует
объяснения причины ускорения истечения газа после вспышки.
Интересной деталью синего диапазона спектра является полоса погло-
щения TiO на 4421  A c эмиссионным компонентом на 4414  A. В этом
диапазоне излучение холодной звезды незначительно. Хорошо заметно,
что полоса TiO перекрывает непрерывный спектр горячей звезды. Если
это поглощение молекулярным газом, выброшенным при вспышке 2002 г.
и расположенным на луче зрения, то это свидетельствует о принадлеж-
ности горячей звезды к двойной системе. Эмиссия 4414  A, однако, имеет
другую природу (см. далее). Соседняя полоса TiO на 4462  A также, но
в меньшей степени поглощает в континууме B-звезды. На фоне горячего
континуума видна еще широкая абсорбционная полоса на 4223  A, кото-
рая согласно (согласно с Пирсом и Гейдоном, 1949) отождествлена нами
с CaO. На краю этой полосы может наблюдаться резонансная линия CaI
4227  A, которая, однако, не встречается в спектрах горячих звезд. Эта
полоса может иметь межзвездное происхождение. Другой интересной ли-
нией является эмиссия на 4571  A. Это может быть интеркомбинацион-
ная эмиссия Mg I 4571.10  A на нулевой скорости. Эта линия наблюдалась
в спектре V4332 Sgr сразу после вспышки (Мартини и др., 1999), и на-
блюдается у V4332 Sgr в настоящее время (см. далее). По описанию Мер-
рила (1959) эта линия наблюдается у астрофизических объектов только
в эмиссии, и формируется только в больших объемах газа малой плот-
ности. Возможно, эмиссия Mg I формируется в околозвездной среде и не
120

связана с выбросом газа при вспышке.
В ИК диапазоне 0.81.3 m отмечены слабые полосы поглощения оки-
си алюминия AlO. В наших спектрах в синем и желтом спектральном
диапазонах эта молекула также хорошо представлена многочисленными
абсорбционными деталями (см. табл. 8). В ИК диапазоне наблюдаются
абсорбции H 2
O, SiO, SO 2
, OH, SH (Линч и др., 2004). Мы не обнару-
жили следов этих молекул в оптическом диапазоне. С другой стороны,
мы отождествили абсорбционные полосы BaO 6291.0 и 6493.1  A, YO
6132.1  A, ScO 5809.9, 6064.3, 6079.3, 6446.2  A, ZrO  6412.3  A. Линии
металлов, окислы которых мы видим в полосах поглощения, были отож-
дествлены в спектре вспышки. Между тем, некоторые молекулярные
полосы мы пока не смогли отождествить, причем среди них есть весь-
ма сильные (отмечены знаком "!"): 5276, 5561!, 5827, 5839!!(YO?), 6003
(CaO?), 6023!, 6146!!, 6533, 6548, 6634, 6839, 6884, 6891, 6918  A!. Следует
отметить, что полосы 6146 и 6918  A наблюдаются и у обычных звезд
класса M.
Итак, в результате вспышки 2002 г. в системе V838 Mon образовал-
ся холодный сверхгигант кислородной ветви. Фотометрическая кривая
блеска V838 Mon (рис. 30), как отмечалось в нашей работе (Горанский
и др., 2004а), состоит из основной вспышки, продолжавшейся с января
по май 2002 г., и повторной вспышки  повышения блеска во всех фото-
метрических полосах (кроме полосы U ), с амплитудами, наибольшими в
ИК лучах. По предположению Лаулора (2005) в основной вспышке V838
Mon наблюдался кратковременный "тепловой импульс", после которого
звезда начала охлаждаться, расширяясь в окружающее пространство.
Можно предположить, что повторная вспышка V838 Mon связана с вы-
делением энергии химических реакций соединения углерода и металлов
с кислородом (что в обиходе называется пожаром).
Важной особенностью спектра V838 Mon после вспышки является пол-
ное отсутствие эмиссионных линий водорода, гелия и железа (FeI + FeII),
которые в большом количестве наблюдались после вспышки в спектре
V4332 Sgr (Мартини и др., 1999).
121

В синем спектре V838 Mon 18 ноября 2004 г. (рис. 32), полученном на
спектрографе SCORPIO, видны слабые эмиссии, которые не были видны
в февральском спектре с низким отношением S/N, полученном на спек-
трографе UAGS. Потому эти наблюдения требовали подтверждения. В
декабре 2005 г. мы получили еще один спектр на БТА и обнаружили, что
интенсивности этих эмиссий увеличились в 23 раза.
Рис. 32.
Сравнение спектров V838 Mon в диапазоне 47005700  A, полученных
в феврале 2004 г. (верхний и более яркий) и в ноябре 2004 г. (нижний
и более слабый). Видно изменение потоков холодной звезды вдвое за
время между февралем и ноябрем 2004 г.
122

Мы отождествили эти эмиссии с запрещенными линиями железа [Fe II]
(Барсукова и др., 2006б). Спектр [Fe II] представлен линиями 4244.0,
4287.4, 4359.3, 4413.8, блендой 4452.1/4458.0 и 4814.6  A. Одна из этих ли-
ний, [Fe II] 4413.8  A совпадает с кантом полосы TiO, но не является
молекулярной эмиссией. В декабрьском спектре продолжается ослабле-
ние деталей sgL и эмиссии Mg I, а эта линия железа усиливается. Другая
линия [Fe II] 4359.3  A совпадает с линией ночного неба Hg I 4358.34  A
и в декабрьском спектре уже надежно выделяется при вычитании фона
неба. Для ионизации атомов железа и возбуждения запрещенных ли-
ний [Fe II] требуется горячий источник излучения, и компонент класса
B3V может быть таким источником. Мы предполагаем, что появление
и быстрое усиление запрещенных линий железа связано с прибытием
разреженного газа расширяющегося сверхгиганта в окрестности компо-
нента B3V. Процесс идет так динамично, что в ближайшем будущем эта
широкая пара может стать полуразделенной системой с образованием
аккреционного диска вокруг звезды B3V.
Открытие в нашей работе таких указаний на взаимодействие компо-
нентов в широкой системе, как эмиссионный спектр [Fe II] и перекры-
тие полосой поглощения TiO спектра горячего компонента, опровергает
предположение, что звезда класса B3V является звездой дальнего фона
(Миколаевски и др., 2003).
Вклад холодного компонента в суммарный блеск V838 Mon в фото-
метрических полосах BV R C в январе 2004 г. составлял, соответственно
11%, 53% и 90%. В ноябре 2004 г. он заметно уменьшился и в фильтрах
BV составлял соответственно 7.5% и 38%. При сравнении спектров, нор-
мированных на голубой континуум, заметно, что интенсивность ярких
деталей sgL уменьшилась за этот период вдвое (рис. 32).
3. Анализ спектроскопии с применением результатов фотометрии
Рассмотрение спектроскопических данных в совокупности с фотомет-
рией современной и архивной, дает качественно новую информацию о
123

природе пекулярных красных новых звезд. Была поставлена задача 
установить, какие изменения в распределениях энергии V838 Mon про-
изошли в результате вспышки.
Сразу после вспышки в полосе B (где влияние звезды sgL было ни-
чтожным) блеск стал слабее на 1 m по сравнению с состоянием до вспыш-
ки, а затем стал постепенно повышаться. Это явление замечено многи-
ми исследователями, и нами в том числе. В нашей работе (Горанский
и др, 2004а) такое поведение звезды объяснялось двумя гипотезами. (1)
Звезда, испытавшая вспышку, до вспышки была невидима на фоне спек-
тра голубого компонента. Возможно произошло взаимодействие голу-
бого компонента со вспыхнувшим компонентом, в результате которого
яркость голубого компонента сначала уменьшилась, а затем постепен-
но приближалась к первоначальной. (2) Звезда, испытавшая вспышку,
ранее была такой же голубой звездой, как и ее спутник, так что ее спек-
тральное распределение энергии совпадало с распределением спутника.
После вспышки эта звезда превратилась в холодный сверхгигант, причем
вклад холодного компонента меняется в полосе B. У нас тогда не бы-
ло спектральных данных, и мы не знали причину, почему блеск звезды
"приближался к первоначальному", и потому привели эти два альтерна-
тивных предположения. Мунари и др. (2005) и Тыленда и др. (2005а),
имея такие спектры и используя наши архивные и современные фотомет-
рические данные, подтвердили нашу гипотезу (2), считая, что взорвав-
шийся компонент был ярче и горячее, чем его спутник B3V (Мунари и
др. 2005), возможно, его спектр был B1V (Тыленда и др. 2005а).
Мы провели измерения блеска звезд на 1-м телескопе Цейсса САО РАН
в моменты, близкие к нашим спектральным наблюдениям, и по архив-
ным данным с использованием тех же фотометрических стандартов и по
одинаковой методике. В качестве архивных данных использовались циф-
ровые обзоры неба Digitized Sky Survey и USNO PMM Project, доступные
в Интернете, архивы фотопластинок ГАИШ и Зоннебергской обсервато-
рии (Германия). Наши первые результаты, основанные на глазомерных
оценках блеска С.Ю. Шугарова (ГАИШ), опубликованы в работе Горан-
124

ского и др. (2004а). В 2006 г. мы обнаружили в коллекции ГАИШ еще
50 снимков V838 Mon в полосе V , полученных на менисковом телеско-
пе АЗТ-5 Крымской станции ГАИШ в 19771979 г. (Ни одного снимка в
мире в этом фильтре еще не было известно для V838 Mon до вспышки).
Эти снимки и 20 снимков 40-см астрографа Крымской станции ГАИШ,
были оцифрованы на сканере CREO ГАИШ (А.В. Жаровой, ГАИШ по
нашей просьбе) или нами с помощью цифровой камеры.
Для измерения архивных снимков V838 Mon мы использовали стан-
дарт А. Хендена из работы Мунари и др. (2002в) и распространили его
на слабые звезды для построения характеристических кривых.
Современные фотометрические наблюдения V838 Mon, самые близкие
по времени к спектральным наблюдениям 18 февраля 2004 г. относятся
к 19 марта 2004 г., JD 2453084. На рис. 33 они сравниваются с наблюде-
ниями в октябре 2002 г. из работы Мунари и др. (2002б), полученными
сразу после вспышки 2002 г., и с наблюдениями до вспышки (Горанский
и др., 2004а). Для перевода звездных величин UBV в физические ве-
личины использованы потоки света для звезды A0V нулевой величины
из табл. 20 в книге Страйжиса (1977), для величин R C I C  из Моро и
Мунари (2000), учет межзвездного покраснения согласно табл. 1 в кни-
ге Страйжиса (1977). Межзвездное покраснение V838 Mon определяется
избытком цвета E(B V ) = 0: m 77 (Горанский и др. 2004а) (в работе Му-
нари и др., (2005) дается несколько большая величина величина 0: m 87).
Наблюдения до вспышки  заполненные кружки  хорошо представля-
ются распределением энергии звезды HD 29763 (B3V) по данным Глуш-
невой и др. (1992), если принять значение межзвездного покраснения
для HD 29763 равным E(B V ) = 0: m 07 на основе UBV -фотометрии.
Вклад холодного компонента sgL в полосах системы BV R в распреде-
ление энергии V838 Mon марта 2004 г. определен. Для того, чтобы найти
положение континуума оставшейся после вспышки горячей звезды в 2004
г., мы вычли этот вклад. На рис. 33 положение континуума отмечено кре-
стиками. Спектр компонента B3V расположен ниже суммарного спектра
компонентов до вспышки. Из этого следует, что компонент, испытавший
125

Рис. 33.
Распределение энергии в спектре V838 Mon до и после вспышки. За-
полненными кружками показано распределение энергии до вспышки и
сплошной линией спектр звезды HD 29763 (B3V), хорошо представля-
ющий наблюдения до вспышки; квадратами  распределение энергии в
октябре 2002 г. сразу после вспышки и плавной линией (2)  чернотель-
ная модель с температурами 1200 o K и 28000 o K; кружками  распре-
деление энергии в марте 2004 г. и плавной линией (1)  чернотельная
модель с температурами 1500 o K и 28000 o K. Крестиками показано по-
ложение континуума горячей звезды-спутника в марте 2004 г. после
вычитания вклада холодной звезды, определенного по спектру.
126

вспышку, был ярче, чем тот компонент B3V, который мы наблюдаем в
настоящее время. Взорвавшийся компонент был тоже голубой звездой,
и имел спектральное распределение энергии, близкое к B3V. На рис. 33
видно, что этот компонент изчез из суммарного спектра, а вместо его
спектра появился спектр холодной звезды sgL. Отклонение расчетно-
го распределения энергии оставшегося голубого компонента (на рис. 33
показано крестиками) в полосе R C вверх, по-видимому, означает, что в
красных лучах в минимумах полос молекулярного поглощения мы не ви-
дим чистый континуум оставшегося голубого компонента, так как погло-
щение не полное. Возможно, при учете сказалась переменность спектра
и расхождение по времени спектральных и фотометрических данных на
1 месяц. Распределение энергии сохранившегося голубого компонента в
полосах UBV в октябре 2002 г. не искажено влиянием холодного компо-
нента. Это подтверждается также спектром, приведенным в работе Му-
нари и др. (2005). Блеск в полосе U по всем имеющимся данным вообще
не меняется после окончания вспышки, и холодный компонент никогда
не был виден в этой полосе (рис. 30 на стр.112). Можно воспользоваться
этими фактами и выделить величины и показатель цвета взорвавшегося
компонента из суммарного блеска и цвета до вспышки:
V B B V
Суммарный блеск 15 m :27  0 m :01 15 m :87  0 m :03 0 m :60  0 m :03
Компонент B3V 16.210.03 16.790.03 0.580.04
Взорвавшаяся звезда 15.860.03 16.480.04 0.620.05
Сравнение архивной и современной фотометрии показывает, что взо-
рвавшийся компонент V838 Mon до вспышки был ярче своего спутни-
ка в 1.360.03 раза, и их цвета были неотличимы в пределах ошибки
фотометрии. Таким образом, спектроскопия вместе с фотометрией под-
тверждают гипотезу (2): V838 Mon была двойной системой, состоящей
из двух звезд класса B, одна из которых взорвалась и превратилась в
холодный сверхгигант.
Распределения энергии после вспышки, показанные на диаграмме на
127

рис. 33, хорошо представляются суммой планковских распределений: с
температурой 1200 o K + 28000 o K для октября 2002 г. и 1500 o K + 28000 o K
для марта 2004 г. О повышении температуры холодного компонента сви-
детельствует также распространение его спектра в коротковолновую об-
ласть, что хорошо заметно на рис. 33.
За 10 месяцев, прошедших между нашими спектральными наблюде-
ниями на БТА 2004 г., яркость деталей спектра холодной звезды в полосе
V уменьшилась в 2 раза (рис. 32). При этом блеск V838 Mon в полосе V
уменьшился всего на 0 m :2, то есть в 1.2 раза. В то же время ослабление
блеска в полосе R C составило 0 m :5 (в 1.6 раза), а в полосе I C  0 m :6 (в
1.7 раза), что следует из табл. 10 (на стр.143 диссертации). Излучение
холодной звезды в полосах R C и I C преобладает, и поэтому амплитуды
ее переменности в этих полосах ближе по величине к амплитуде пере-
менности ее деталей в спектре.
4. Дискуссия о природе пекулярной новой V838 Mon
Интерпретация наблюдений пекулярных красных новых зависит от их
светимостей, а это проблема определения расстояний.
Расстояние до одной из новых, V1006/7 в туманности Андромеды из-
вестно очень хорошо, 770 кпк, и ее блеск в максимуме V = 15 m :5 (Шаров,
1990,1993), что соответствует абсолютной величине в максимуме блес-
ка Mv=9 m .1. Если считать, что такую же абсолютную величину, как
и V1006/7 в максимуме имели галактические красные новые, то рас-
стояние до V838 Mon можно оценить как 5.4 кпс. А если исходить из
предположения, что B3V-компонент V838 Mon входит в физическую па-
ру, принимая абсолютную величину звезды класса B3V в пределах 1 m
и 1 m .7 (Страйжис, 1982) и межзвездное покраснение 0 m .77, получаем
расстояние 1014 кпк (эта наша оценка близка к оценке Мунари и др.,
2005). Недавно у V838 Mon обнаружено мазерное излучение молекулы
SiO в радиодиапазоне (Дегучи и др., 2005), и по мазерному источнику
определено расстояние 7 кпк. По световому эху V838 Mon расстояние
128

составляет примерно 9 кпк (Краузе и др., 2005). Из этих оценок следует,
что V838 Mon  далекий и очень яркий объект. Он расположен на краю
нашей Галактики приблизительно в направлении ее антицентра.
Рассмотрим имеющиеся гипотезы о природе V838 Mon в свете наших
наблюдательных результатов.
Вспышка в стадии пост-AGB. Гипотеза о том, что V838 Mon на-
ходится в пост-AGB стадии эволюции и испытала гелиевую вспышку,
не подтверждается по содержанию химических элементов и развитию
вспышки. Известные пост-AGB звезды FG Sge и V4334 Sgr  звезды уг-
леродной ветви, и избыток углерода явно связан с тем, что эти звезды
находятся в поздней стадии эволюции.
Классическая новая, не прошедшая небулярную стадию. В
модели Ибена и Тутукова (1992) для объяснения феномена красной но-
вой в M31 рассматривалась вспышка водорода в оболочке очень холод-
ного маломассивного вырожденного карлика, аккрецирующего вещество
с близкого маломассивного компонента, заполняющего свою полость Ро-
ша. Это катаклизмическая переменная с орбитальным периодом 80 мин 
2 часа. В наших работах (Барсукова и др., 2002б; Горанский и др., 2002б)
также обсуждалось предположение, что V838 Mon  предельно медлен-
ная классическая новая, которая из-за малой скорости разлета оболочки
удержала ее силой тяжести, и не проходила через небулярную стадию.
Наблюдения показали, что V838 Mon  широкая пара, состоявшая до
вспышки из массивных В-звезд. После вспышки она содержит "корич-
невый" сверхгигант. Так что гипотеза о карликовой катаклизмической
системе не подтверждается. Вопрос об отсутствии небулярной стадии то-
же требует объяснения. У классических новых при термоядерном взры-
ве водорода, накопившегося на поверхности белого карлика, в оболочку
выбрасывается очень малое количество вещества, в несколько десяти-
тысячных долей массы Солнца. Маломассивная оболочка расширяется
со скоростями в несколько тысяч км/с, становится разреженной и оп-
тически тонкой. Она подвержена жесткому ионизующему излучению с
поверхности белого карлика на которой еще продолжается ядерное горе-
129

ние, в результате чего излучаются запрещенные линии атомов, которые
высоко ионизованы. V838 Mon  это взрыв массивной молодой звезды,
при котором выбрасывается так много вещества, что оно не достигает
оптически тонкого состояния, и такая оболочка не пропускает наружу
жесткое излучение.
Звездное столкновение или слияние. В работах Сокера и Тылен-
ды (2003) и Тыленды и др. (2005б) рассматривается сценарий столкно-
вения и слияния звезд, а околозвездные структуры, излучающие в ИК
лучах, могут быть дисками, в которых сохранился угловой момент при
слиянии звезд. Из других катастрофических сценариев рассматривается
поглощение планет для объяснения пиков яркости в основной вспышке
V838 Mon (Реттер и Маром, 2003). В наших работах это явление объ-
ясняется выходом на поверхность звезды ударных волн. Отметим, что
для V838 Mon столкновительная гипотеза требует уже существования
третьей B-звезды, спектральное распределение которой тоже совпадало
бы с суммарным спектральным распределением остальных двух звезд,
из-за чего она не была видна до вспышки. В общем-то столкновительная
гипотеза, как и модель кратной системы В-звезд, имеет право на суще-
ствование. Столкновение заведомо приведет к приливному разрушению
звезд и к появлению следов локально направленных газовых потоков в
спектрах при вспышке. Такое событие можно наблюдать в профилях
эмиссионных линий с высоким разрешением. Образцы профилей разных
линий приведены в работе Киппера и др. (2004). Они показывают P Cyg-
компоненты, типичные для радиально симметричной и расширяющейся
оболочки.
Вспышка в стадии PMS. И, наконец, гипотеза о том, что крас-
ные новые звезды представляют собой молодые объекты в стадии PMS
(до главной последовательности), а взрыв звезды связан с включени-
ем водородного горения в центре звезды после стадии первоначального
сжатия. В пользу этой гипотезы можно привести следующие аргументы:
сильные линии лития и обилие водорода в спектре вспышки, ассоциация
V838 Mon с плотным облаком межзвездного газа и пыли, по которому
130

распространяется световое эхо взрыва. Правда, в этом облаке не видно
следов звездообразования, при котором молодые горячие звезды взаимо-
действуют с газо-пылевой материей, из которой они образовались.
На цветных снимках, полученных на космическом телескопе Хаббл,
в окрестностях V838 Mon видно много других голубых горячих звезд.
Причем фотометрия звезд поля в этом районе показывает главную по-
следовательность на диаграмме цвет-величина (зависимость показателя
цвета от яркости), смещенную общим покраснением звезд на величину
E(B V ) = 0: m 77 (см., например Мунари и др. (2005), рис. 4, хотя в
этой статье дается другая интерпретация этой зависимости  увеличение
поглощения с расстоянием). На ней лежат оба голубых компонента V838
Mon. По-видимому, это звезды отдаленной спиральной ветви нашей Га-
лактики, в которой расположена V838 Mon. Тогда, вероятно, мы имеем
дело со взрывом звезды главной последовательности, что противоречит
теории звездной эволюции.
После рассмотрения гипотез мы пришли к выводу, что причина взры-
ва горячей звезды пока остается неясной.
5. Основные выводы исследования V838 Mon
1) Спектральный анализ во вспышке показал, что V838 Mon  звезда
с нормальным, близким к солнечному, содержанием элементов. Интен-
сивности абсорбционных линий в ее спектре в 34 раза больше, чем у
нормальных звезд такого же спектрального класса, что, вероятно, свя-
зано с наличием разреженной атмосферы над фотосферой звезды.
2) Обнаружена сильная линия Li I 6707  A. Наблюдение этой линии
означает, что V838 Mon  молодой объект, и/или что литий как промежу-
точный продукт ядерного горения водорода был выброшен в фотосферу
звезды в результате акта глубокого перемешивания во время вспышки.
3) Остаток вспышки V838 Mon относится по спектру к кислородной
ветви холодных звезд, что подтверждает его нормальный химсостав.
4) В синей области спектра обнаружены следы взаимодействия ком-
131

понентов  поглощение окисью титана спектра горячего компонента, по-
явление и усиление запрещенных эмиссий [Fe II]. Первое означает, что
холодный газ, выброшенный при взрыве V838 Mon, расположен на луче
зрения, направленном на горячий компонент. Второе  что разреженный
газ выброса достиг окрестностей горячего компонента B3V. Эти наблю-
дательные факты - первое и прямое доказательство того, что V838 Mon
 физическая пара.
5) V838 Mon до вспышки была системой двух горячих звезд класса B,
одна из которых взорвалась.
132