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: р р р с р с р р р п п п п п п п п п п п п п п п р п р п п р п р п р п р п

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