Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://jet.sao.ru/jet/~goray/838/v838ecl-r.htm
Дата изменения: Mon Jan 8 14:36:55 2007
Дата индексирования: Tue Oct 2 00:45:17 2012
Кодировка: koi8-r
Поисковые слова: п п п п п п п

V838 Mon: Затмение спутника - звезды класса B3V коричневым сверхгигантом

English

Опубликовано в Astronomer's Telegram No. 964.

V838 Mon является членом нового класса эруптивных переменных звезд, которые проявляют себя как пекулярные новые, имеющие спектры класса K-M во вспышках. До вспышки это была широкая двойная система из звезд класса B3V. Яркий компонент этой системы взорвался в 2002 г. На основе архивов астронегативов выяснилось, что предшественник взорвавшейся звезды был на 36+/-3 % ярче в полосах B и V своего спутника, а их показатели цвета B-V были неотличимы в пределах ошибки определения. Спутник B3V был виден во вспышке в УФ спектре, полученном с телескопом Хаббла (Раух и др., Exotic Stars as Challenges of Evolution. ASP Conf. Ser. V.279, 345, 2002), он был открыт Мунари и др. (IAUC 8005) в спектре после вспышки. Остаток взрыва также виден в спектрах, это уникальный, экстремально холодный, богатый кислородом сверхгигант класса L (sgL) (Эванс и др., MNRAS V.343, 1054, 2003). В самых поздних спектрах спутник B3V доминировал в коротковолновых фотометрических полосах.

В декабре 2006 г. Горанским (ATel 964) был зарегистрирован резкий спад блеска V838 Mon в коротковолновых фотометрических полосах. Амплитуды спада составили 0.10, 0.65, 1.16 и 1.6 mag в Rc,V,B, и U, соответственно. На рис. 1 показаны ПЗС-изображения, полученные на 1-м телескопе САО РАН в полосе В, где этот спад хорошо виден. Эти наблюдения вместе с данными, опубликованными Бондом (ATel 966) показывают, что быстрый спад произошел между 26 октября и 22 ноября 2006 г., и, вероятно, нет наблюдений в этом временном интервале, чтобы восстановить нисходящую ветвь кривой блеска.

Fig. 1. ПЗС-кадры V838 Mon до затмения (слева) и в затмении (справа).

Фрагмент исторической кривой блеска V838 Mon в полосе B, показанный на рис.2 вверху, демонстрирует исчезновение обоих голубых компонентов двойной системы. Красные кружки - фотографические наблюдения до вспышки, которые отражают суммарный блеск двух компонентов системы. Кривая блеска главной вспышки здесь не показана, вертикальной линией нанесен только ее спад. Голубые и зеленые кружки - ПЗС-наблюдения. После спада основной вспышки видна только звезда B3V (около JD~2452600). Остаток вспышки в то время был столь холодным, что его излучение не попадало в фотометрическую полосу В. Позднее он становился горячее, и небольшое количество его света достигло полосы В, из-за чего произошло небольшое поярчание. И, наконец, вторая звезда B3V в системе исчезла из-за затмения. Кривая блеска затмения показана на рис. 2 внизу. Одна точка, заключенная в скобки показывает ненадежное наблюдение, опубликованное Бондом.

Fig. 2. Фрагменты кривых блеска V838 Mon в фильтре B.

Спектральные распределения энергии (SED) V838 Mon в полосах системы UBVRcIc показаны на рис. 3. Эти распределения исправлены за межзвездное покраснение, величина которого E(B-V)=0.77 mag. Белая линия - распределение энергии системы двух В-звезд до вспышки, которое воспроизведено на основе архивных астронегативов. Оно хорошо представляется спектром звезды класса B3V HD 29763. Фиолетовая линия - распределение энергии в сентябре 2002, сразу после вспышки. В него входит звезда класса B3V в полосах UBV со значительным вкладом звезды sgL в фильтрах R и I. Зеленая линия - распределение энергии в марте 2004 г., когда звезда sgL была в максимуме своей яркости. Темно-красная и светло-красная линии это распределения энергии в конце 2006 г. перед затмением и в затмении соответственно. Разность этих распределений - свет, потерянный в затмении - нарисован голубой линией. Заметим, что распределение энергии света, потерянного в затмении хорошо совпадает в полосах UBV с распределением звезды B3V сразу после вспышки, еще не искаженным излучением звезды sgL в этих полосах.

Fig. 3. Спектральные распределения энергии V838 Mon.

Интересно установить природу остаточного света в затмении (светло-красная линия). На длинных волнах это в основном излучение холодной звезды sgL, но заметен сильный избыток в синих и УФ лучах, который накладывается на распределение холодной звезды. Барсукова и др. (ATel 803) сообщали о быстром усилении спектра запрещенных линий [FeII] в синей области, которое они объясняли прибытием разреженного газа выброса в окрестности спутника B3V, причем этот спутник был источником ионизующего излучения. Так что этот эмиссионный спектр может объяснить такой сильный избыток. Бонд (ATel 966) сообщал, что голубые эмиссии [FeII] еще остаются сильными, но в спектрах 12 октября, 29 ноября и 13 декабря 2006 г. видна очень сильная эмиссия Н-альфа, которая еще не была видна в мае. Эта эволюция эмиссионного спектра сопровождалась фотометрическим поярчанием на 0.13, 0.15, 0.18 и 0.20 mag в Rc,V,B и U фильтрах, соответственно. Бонд предположил, что выброс достиг спутника B3V и уже начинает поглощать звезду. Наша фотометрия 19 декабря 2006 г. (наблюдения BVRcIc в САО получены А.Н.Буренковым) показывает, что излучение звезды B3V исчезло из распределения энергии V838 Mon полностью. Если столь горячая звезда действительно поглощена L-сверхгигантом, и теперь находится под его фотосферой, то источник ионизации должен исчезнуть, а спектр линий [FeII] пропасть. Наоборот, гипотеза затмения не предсказывает исчезновения спектра [FeII], хотя возможно частное затмение области их формирования.

Просмотр кривых блеска V838 Mon в полосах системы UBVRcRjIcIj. Требуется Java-совместимый браузер. Для просмотра деталей кривых блеска используется функция мыши mouseDrag.