Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://jet.sao.ru/~bars/Dissertation/chapt4_224.ps
Дата изменения: Thu Sep 7 19:20:24 2006
Дата индексирования: Mon Oct 1 23:24:20 2012
Кодировка: Windows-1251
Поисковые слова: п п п п п п п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п

Глава 4.
CПЕКТРАЛЬНЫЙ АНАЛИЗ ПЕКУЛЯРНОЙ КРАСНОЙ
НОВОЙ ЗВЕЗДЫ V4332 СТРЕЛЬЦА ПОСЛЕ ВСПЫШКИ
1994 ГОДА
V4332 Sgr (Nova Sgr 1994 No.1) была открыта во вспышке в 24 февраля
1994 г. М. Ямомото (Хаяши и др., 1994). В момент открытия ее блеск был
8 m .9 pg. Момент начала вспышки неизвестен, так как звезда в это время
появилась на утреннем горизонте из-за Солнца. Во вспышке за 5 дней
с 9 по 14 марта спектр изменился от K34 IIII до M3 IIII. Это спектр
холодной звезды: отождествлены полосы молекулы TiO. Линии водоро-
да наблюдались в эмиссии. К 20 марта спектр проэволюционировал до
М6.57 IIIII (Мартини и др., 1999). По фотометрии А.Ц. Джилморе на
обсерватории Маунт Джон, собранной в этой работе, показатели цвета
во вспышке были очень красными: U B = +1 m :22 +1 m :4, B V =
+1 m :65 +1 m :97, V R = +0 m :93 +1 m :07, а на спаде вспышки наблю-
далось дальнейшее покраснение в цветах V R и V I. Очень похожая
тенденция была видна и в поведении V838 Mon.
В спектре V4332 Sgr, полученном 5 и 6 июня 1994 г. на телескопе ММТ
Мартини и др. (1999) сразу после вспышки, видны эмиссии бальмеров-
ской серии водорода, многочисленные эмиссии Fe I, Fe II, отождествлена
линия Mg I 4571 A, эмиссии Na I D 2
,D 1
и [O I]. Никаких следов континуу-
ма при < 6000 A в спектре ММТ не видно. В длиноволновом диапазоне
более 7000 A виден спектр холодной звезды класса M89 III с глубоки-
ми полосами поглощения TiO и VO. Заметим, что в спектре V838 Mon
сразу после вспышки, водородных эмиссий и эмиссий металлов не было.
Спектр V4332 Sgr в желтом и красном диапазоне 2003 года, через 9 лет
после вспышки (Банерджи и Ашок, 2004), уже совершенно необычен и
показывает сильнейшие эмиссии в резонансном дублете Na I D 2
,D 1
, в ре-
зонансном дублете K I 7665 и 7699 A, две линии Rb I 7900 и 7948 A, а
133

также узкие эмиссионные линии молекул TiO и VO. Эмиссия молекул
сосредоточена в кантах молекулярных полос и напоминает радиолинии
межзвездного молекулярного газа. Континуум очень слабый. В работе
Тыленды и др. (2005б) рассматривается спектр V4332 Sgr в диапазоне
45007400 A, полученный в 2003 г. Дополнительно в этом диапазоне отож-
дествлены эмиссии нейтральных атомов Fe I и Ca I, а также узкие моле-
кулярные эмиссии AlO и ScO. Некоторые эмиссии, обнаруженные в этих
работах, остаются неотождествленными.
Интересны результаты спектроскопии V4332 Sgr в ИК диапазоне. Ба-
нерджи с соавторами (2004) в полосах LM обнаружили поглощение льда
H 2
O на 3.05 m и фундаментальную полосу 12 CO на 4.67 m в эмиссии.
Предполагается, что V4332 Sgr молодой объект, окруженный около-
звездным диском, содержащим газ, пыль и лед. В работе Банерджи и др.
(2003) у V4332 Sgr в полосах JHK обнаружены многочисленные эмис-
сионные линии молекулы AlO (у V838 Mon наблюдаются молекулярные
полосы AlO в поглощении (Линч и др., 2004)).
ИК фотометрия V4332 Sgr в полосах системы JHK в мае 1998 г. пока-
зывала чернотельный источник с температурой 3500 o K, относящийся к
фотосфере звезды раннего подкласса класса M (Банерджи и др., 2003).
В июне 2003 г. этими же авторами обнаружен ИК-избыток от нового,
дополнительного источника с температурой 900 o K, который по предпо-
ложению этих авторов является пылевой оболочкой, и она уже не связана
со вспышкой 1994 г., а представляет новый, второй эпизод потери массы.
На основании анализа каталогов SuperCOSMOS, USNO B1.0 и USNO
A2.0 Тыленда и др. (2005б) предположили, что до вспышки V4332 Sgr
была звездой типа Солнца, и что расстояние до нее составляет примерно
1.8 кпк. В нашем распоряжении есть 3 пары снимков в полосах B и V с
глубоким пределом, полученные в 19771986 годах на 50-см менисковом
телескопе АЗТ-5 Крымской станции ГАИШ с центром в шаровом скоп-
лении NGC 6717. V4332 Sgr хорошо видна на этих снимках. Так что у
нас есть возможность проверить предположение работы Тыленды и др.
Если считать, что V4332 Sgr имела такую же абсолютную величину, как
134

и V1006/7 в М31, то расстояние до нее оценивается в 22.5 кпс. А это
значит, что она расположена далеко за галактическим центром, на краю
Галактики.
Исследования пекулярных красных новых быстро развивают-
ся. В 2006 г. вышла в свет работа Кимсвенджера (2006) по результатам
спектроскопии V4332 Sgr на телескопе ММТ. Спектры ММТ распро-
страняются и на синий диапазон. Наши независимые отождествления
самых сильных эмиссий в синей области спектра (Горанский и Барсуко-
ва, 2006б; Барсукова и Горанский, 2006), основанные на описании спек-
тров химических элементов в астрофизических объектах в книге Мерри-
ла (1959), в основном подтверждаются результатами Кимсвенджера. Од-
нако спектры БТА имеют более высокое разрешение, и мы отождествили
большее число слабых линий. Некоторые спорные отождествления обсу-
ждаются в нашем докладе в трудах конференции на Ла Пальме, а также
в настоящей диссертации. Кимсвенджер (2006) обнаружил постепенное
увеличение блеска V4332 Sgr перед вспышкой 1994 г., о котором мы до-
кладывали еще на конференции ВАК-2004 в Москве (Горанский и др.,
2004б).
Как показывают исследования другой пекулярной красной новой V838
Mon, в ее синей области спектра наблюдается горячий голубой компонент
класса B3V. Поэтому мы поставили задачу исследовать спектр V4332 Sgr
в этом же диапазоне. Такая задача может быть решена с помощью БТА,
так как ее блеск в полосе B после вспышки меняется в диапазоне 1920 m .
1. Спектроскопические наблюдения остатка вспышки V4332 Sgr
Наблюдения V4332 Sgr проводились на телескопе БТА со спектрогра-
фом SCORPIO 8 и 9 июня 2005 г. при очень хороших погодных условиях.
Несмотря на низкое склонение объекта, 21 o , качество изображений бы-
ло отличным: FWHM = 1 00 .1 в первую и 1 00 .6 во вторую ночь. Чтобы
не потерять коротковолновую часть спектра из-за дифференциальной
рефракции, шель была установлена перпендикулярно горизонту, и при
135

этом в нее попадала звезда в 9 00 к югу от объекта наш основной фото-
метрический стандарт. Ширина щели составляла 0 00 .5, причем она была
сдвинута так, что диапазон распространился дальше в УФ часть спектра
на 90 A. Использовалась та же гризма VPGH1200g, что и при наблюде-
ниях V838 Mon в ноябре 2004 г., дисперсия 0.87 A/pxl. Было получено
то же спектральное разрешение 4.6 A. Слабый континуум объекта виден
при > 4050 A, а на 5500 A отношение S/N в континууме составляет
25. Спектры были также калиброваны по фотометрическому стандарту
и сглажены методом скользящего среднего с интервалом 4 A. Сведения
по всем полученным для V4332 Sgr спектрам даны в табл. 7 (стр. 104
диссертации).
Спектр V4332 Sgr 9 июня 2005 г. (рис. 34 a) внешне напоминает спек-
тры далеких планетарных туманностей: на фоне слабого континуума
видны многочисленные эмиссионные линии. Тем не менее, спектр V4332
Sgr и спектр любой планетарной туманности не содержат ни одной об-
щей спектральной линии. В отличие от опубликованных ранее спектров
V4332 Sgr в спектрах, полученных на БТА, видно большое количество
слабых эмиссионных линий и бленд. Полуширина линий равна 4.75.5 A,
что лишь немного превышает спектральное разрешение спектрографа
SCORPIO с выбранной гризмой, FWHM = 4.6 A. Эмиссии в спектре
отождествляются с линиями нейтральных атомов металлов и с моле-
кулярными линиями окислов металлов (табл. 9).
В синем диапазоне мы отождествили две слабые эмиссии Rb I 4201.9
и 4215.6 A (рис. 34 а), и, таким образом, подтверждаем отождествление
рубидия в красном диапазоне спектра 2003 г. в работе Банерджи и Ашока
(2004). В спектре неожиданно оказалось большое количество линий Cr I
на лучевой скорости 70 км/с. Три резонансные линии Cr I на 4254.3,
4274.8, 4289.7 A, и бленда Cr I на 5204 A самые сильные линии в нашем
спектральном диапазоне (рис. 34 б).
136

Рис. 34 а,б.
Спектр V4332 Sgr. Слева спектральный кадр и прямое изображение,
на котором показано положение щели. В щель попадает фотометри-
ческий стандарт. Справа график спектра, отождествление атомных
и молекулярных линий.
137

Таблица 9. Отождествление атомных и молекулярных линий
в спектре V4332 Sgr.
(набл.) EW FWHM Элем. Vr Молек. Vr Примечание
A A A км/с км/с
3961 10: Al I -80 M,резонанс.
4030 -500: 7: Mn I -80 M,б.,резонанс.
4201 -8: Rb I -70:
4214.7 -14 Rb I -70
4225.2 -114 5.4 Ca I -70 М,резонанс.
4253.0 -86 4.8 Cr I -70 M,резонанс.
4273.7 -79 5.5 Cr I -70 M,резонанс.
4288.2 -103 4.7 Cr I -70 M,резонанс.
4374.4 -61 5.4 Fe I? -70 AlO +50 флуоресц.?
4393.6 -3 AlO
4494.1 -3.8 AlO +50
4516.0 -6.4 AlO +50
4570.1 -7.8 4.0 Mg I -70 M,интеркомбин.
4605.7 -24 4.5 Sr I -110 M,[T,не отож.]
4650.1 -29 11.4 Cr I AlO+YO PG,б.
4674.2 -14 AlO+ScO +10 PG,б.
4695.1 AlO+SrO +20 PG,б.
4760 -1.6 4.1 TiO PG
10 22 TiO PG,фотосф.
4842.1 -1 AlO PG,T,б.***
4846.8 -68 Ca I б.
4848.4 -42 10.7 TiO +60 б.
4866.3 -2.3 AlO +20 PG,T,б.
4870.9 -23 9.6 Cr I б.
Sr I
4954.7 -9.5 5.8 TiO -30 PG,эмис.
11 23 TiO PG,фотосф.***
5010.7 -2.3 ?
5079.3 -2.9 AlO +10 PG,T,б.
5084.3 -14 11.9 TiO б.
5102.5 -3 AlO +10 PG,T,б.
5109.3 -18 9.6 Fe I? -70 T,б.,флуоресц.?
5123.5 -2 AlO +10 T
5142.5 -0.4 AlO +10
5165.3 -16 5.2 Cr I -50 б.
TiO -80 PG,б.***
Fe I? -60 T,б.,флуоресц.?
6.7 15 TiO -80 PG,фотосф.
5204.7 -67 7.1 Cr I -110 б.
Fe I? T.,флуоресц.?
138

Таблица 9. Окончание.
(набл.) EW FWHM Элем. Vr Молек. Vr Примечание
A A A км/с км/с
5264.8 -6.8 9.1 Cr I -70 б.
Ca I -90 б.
5295.6 -4.9 6.2 Cr I -70 [T,не отож.]
5326 -0.6 Cr I: -130
5337.6 -1 AlO +30 ***
5345.4 -5.4 5.6 Cr I -70 б.
5357.4 -3 8.4 AlO +10 б.
TiO б.
5378.1 -0.5 AlO +10
5393.9 -0.6 3.6 AlO -60 PG
5407.9 -4.7 4.2 Cr I -70
O I? -40
5448.4 -6.6 8.4 TiO PG,б.***
5469.4 -3.7 7.1 VO +10 PG
5496.7 -3.1 8.9 TiO -10 PG
Примечание:
абс. абсорбция; б. бленда; интеркомбин. интеркомбинационная линия; M описана в [91];
межзв. межзвездного происхождения; резонанс. резонансная линия; T открыта, отождествле-
на и описана в [136]; [T, не отожд.] открыта в [136], но не отождествлена; флуоресц. возможно,
флуоресцентная линия Fe I; фотосф. фотосферная полоса; эмис. эмиссия; PG в таблице кантов
устойчивых полос в [110]; *** есть также в спектре V838 Mon.
Другие сильные эмиссии в фиолетовой и синей части спектра резо-
нансные линии Al I 3961 A и Ca I 4227 A, а также резонансный триплет
Mn I 4030 A, который при нашем спектральном разрешении не разделя-
ется на компоненты. В книге Меррила (1959) описано поведение линии
Mn I у долгопериодических переменных звезд: до максимума блеска эта
линия сильна и находится в поглощении, но после максимума начинают
появляться тонкие полоски излучения, которые по мере развития цикла
139

[пульсации] становятся интенсивнее, и затем начинают полностью доми-
нировать над поглощением. Так что, у мирид эмиссия Mn I формируется
в разреженном газе, выброшенном ударной волной при пульсационном
цикле. Физические условия в протяженных атмосферах пульсирующих
звезд, очевидно, близки к условиям в облаке разреженного газа, выбро-
шенного при вспышке пекулярной красной новой.
Сильную эмиссию 4606 A, не отождествленную в работе Тыленды и
др. (2005б), мы приписываем резонансной линии Sr I 4607.33 A.
В работах Тыленды и др. (2005б) и Кимсвенджера (2006) некоторые
сильные линии спектра отождествлены с Fe I. Однако, наш анализ с
помощью компьютерной программы и базы данных показывает, что в
спектре V4332 Sgr отсутствуют сильные линии, типичные для спектра
Fe I, несмотря на тот факт, что в спектрах 1994 г. сразу после вспышки
были видны линии Fe I и Fe II (Мартини и др., 1999). В нашем спектре
нет достаточно сильных линий Fe I общих со спектром железной дуги
(см., например, в книге Пирса и Гейдона (1949) описание спектрограмм,
лист 8). Поэтому мы проверили те идентификации Fe I, которые даны в
двух указанных работах.
Сильная линия на 4376 A, отождествленная Кимсвенджером с Fe I,
нами отождествлена с молекулярной линией AlO(6,3). Заметим, что ря-
дом с этой линией на 4383 A расположена сильнейшая линия Фраунго-
фера Fe I d солнечного спектра (там она видна в поглощении). Линия d
очень сильна и в эмиссионном спектре железной дуги, но в нашем спек-
тре V4332 Sgr линия d совершенно не видна. И, наоборот, линия 4376 A
очень слаба в спектре Солнца и железной дуги, но сильна в спектре
V4332 Sgr.
Для красного компонента бленды с максимумом на 5109.3 A, отож-
дествленного Тылендой и др. (2005б) как Fe I 5110.4 A, мы не нашли
лучшего отождествления. Это одна из сильнейших линий в этом диа-
пазоне спектра V4332 Sgr. Линия Fe I 5110.4 A очень слабая в спектре
железной дуги и в солнечном спектре, в то время как в соседнем диапа-
зоне 51505460 A спектр Fe I железной дуги богат сильными эмиссиями,
140

которые мы не видим в спектре V4332 Sgr.
В нашем диапазоне, как в красном и ИК диапазонах, хорошо представ-
лены молекулярные линии AlO, TiO и VO. Три абсорбционные полосы
-системы TiO видны в красном континууме спектра V4332 Sgr с кан-
тами на 4760, 4955 и 5165 A, причем все они сопровождаются узкими
эмиссионными компонентами в кантах этих полос (рис. 34 б). Кимсвен-
джер (2006) и Тыленда и др. (2005б) отождествляют один из таких эмис-
сионных компонентов с Fe I 5168 A. Другой эмиссионный компонент в
канте полосы TiO на 4955 A Кимсвенджер оставил под вопросом.
Очень сильная бленда, отождествленная нами как Cr I 5204 A, при-
писана Тылендой и др. (2005б) Fe I 5204.6 A. Эта линия Fe I тоже слаба
в спектре железной дуги. В нашем спектре V4332 Sgr она имеет заметно
большую полуширину FWHM = 7.1 A, чем одиночные линии. Так что, это
явная бленда, которая состоит из трех компонентов Cr I 5204.5, 5206.0,
5208.4 A. К тому же в окрестностях этой бленды мы отождествляем еще
несколько линий Cr I, положение которых соответствует той же лучевой
скорости Cr I, равной 70 км/с в этом спектре.
Механизм усиления интенсивности эмиссионных линий Fe I 4376,
5110, 5166 и 5204 A (которые отождествлены ненадежно) пока не ясен.
Если реально это линии Fe I, то поведение этих линий напоминает флу-
оресценцию. В астрофизике известны аномально сильные флуоресцент-
ные линии Fe I 4063 и 4132 A, которые светят за счет накачки на уровень
y 3 F o
3
эмиссией CaII H + H, и Fe I 4202 и 4308 A на уровень z 3 G o
4
эмис-
сией Mg II 2795 A (Меррил, 1959). Однако перечисленные нами линии
не известны как флуоресцентные. В книге Меррила (1959) некоторые
из них описаны как интеркомбинационные (на диаграмме Гротриана на
стр. 184) как переходы между термами различной мультиплетности.
Однако, эта схема не полна, как пишет автор книги. Интеркомбинацион-
ной линией может быть Fe I 5166.3 A, но не близкая к ней линия Fe I
5167.5 A, которая обсуждалась ранее. Именно она соответствует пере-
ходу z 7 D o a 5 D, как и линия Fe I 5204.6 A(Стриганов и Свентицкий,
1966). Пока не ясен механизм излучения этих линий, их отождествление
141

как линий Fe I остается как одно из альтернативных.
В наших спектрах хорошо видна интеркомбинационная линия Mg I
4571 A. Эта эмиссия также формируется только в разреженном газе ма-
лой плотности. Так как интеркомбинационный переход маловероятен,
требуется большой объем газа, чтобы наблюдать эту эмиссию.
Узкие молекулярные эмиссии AlO, TiO, и VO так же хорошо пред-
ставлены в нашем спектральном диапазоне, как и в длинноволновых диа-
пазонах, согласно работам Банерджи и Ашока (2004) и Тыленды и др.
(2005б). Как уже упоминалось, три полосы TiO с кантами на 4760, 4955
и 5165 A видны в абсорбции на фоне красного континуума, который при-
надлежит фотосфере холодного компонента.
Вклад эмиссий в фотометрические полосы B и V у V4332 Sgr состав-
ляет 43% и 26%, соответственно.
2. Анализ спектроскопии V4332 Sgr в совокупности с архивной фото-
графической и современной ПЗС-фотометрией
Архивными источниками для фотометрического исследования V4332
Sgr служили цифровые файлы DSS, оцифрованные файлы, полученные
со сканеров станции во Флагстаффе Морской обсерватории США (USNO
FS) через Интернет, и оцифрованные в ГАИШ на сканере CREO снимки
фототеки ГАИШ, полученные на телескопе АЗТ-5 Крымской станции
ГАИШ.
Мы не нашли в литературе данных о фотометрическом стандарте око-
ло V4332 Sgr и сделали его сами. Основным стандартом служила звезда в
9 00 к югу от переменной. Звезда имеет низкое склонение для широты САО
и Крымской станции ГАИШ, абсолютные привязки проводились на боль-
ших воздушных массах (>2.3). Это может быть причиной неточности, и
потому такие привязки были повторены 4 раза. Результаты привязки
даны в табл. 10. Относительно измеренного стандарта были получены
величины ряда слабых звезд в окрестностях V4332 Sgr в полосах систе-
мы UBV RC I C для построения характеристических кривых
142

Таблица 10. Фотометрия V838 Mon и V4332 Sgr
JD hel.24... U B V RC I C Источник
V838 Mon
53084.26 16. m 69 16. m 38 15. m 32 12. m 47 9. m 48 CCD EEV 42-40
53321.50 16.65 16.59 15.52 12.96 10.15 CCD EEV 42-40
V4332 Sgr
33475 - 19.00 - 17.18 - POSS1,O,E
.10 .10
43311 - - 18.05 - - АЗТ-5, 4412
.40
44435 - 18.08 - - - АЗТ-5, 5899
.20
44436 - - 17.60 - - АЗТ-5, 5904
.20
46255 - - - 16.29 - ESO R
.10
46558 - 18.30 - - - АЗТ-5, 8001
.20
46589 - - 17.66 - - АЗТ-5, 8008
.10
46596 - 18.24 - - - АЗТ-5, 8037
.15
46863 - - - - 15.10 POSS2,IN
.05
47011 - 17.87 - - - DSS1
.20
48470 - - - 14.68 - AAO R
.10 -
53530.45 20.7: 19.60 17.80 16.47 14.74 CCD EEV 42-40
53530.48 20.6: 19.61 17.82 16.47 14.71 CCD EEV 42-40
53531.47 >20 19.49 17.77 16.49 - CCD EEV 42-40
Стандарт 15.68 14.69 13.30 12.56 11.40 9 00 к югу от var
0.10 0.03 0.02 0.03 0.05
143

по архивным снимкам. В табл. 10 сведены архивные наблюдения и совре-
менные ПЗС-наблюдения, привязанные к выбранному стандарту. Исто-
рические кривые блеска V4332 Sgr, построенные по нашим и всем опуб-
ликованным данным, показаны на рис. 35 (вспышка на этом рисунке не
показана).
Из фотометрии следуют такие выводы: блеск звезды в полосе B в
настоящее время на 0. m 5 ниже, чем он был до вспышки в 1950 г., и на
1. m 3 ниже, чем в первой половине 80-х годов. Такое понижение блеска
напоминает поведение V838 Mon. В отличие от V838 Mon, у которой
блеск до вспышки был постоянен, у V4332 Sgr перед вспышкой блеск
звезды постепенно повышался в полосе R от 17 m .18 в 1950 г. до 14 m .68 в
1991 г., повышение блеска заметно и в полосе B.
Распределения энергии, построенные по этим данным, показаны на
рис. 36, где заполненные кружки средние значения 19801986 г., квад-
раты измерения по оцифрованным фотографиям паломарского обзора
1950 г., светлые кружки - данные июня 2005 г. Величина межзвездного
поглощения для V4332 Sgr определяется избытком цвета E(B V ) =
0: m 32 из работы Мартини и др. (1999) и общепринята в литературе. На
рисунке восстановлены не искаженные межзвездным поглощением спек-
тральные распределения. По нашим спектральным данным мы смогли
учесть вклад эмиссий только в полосах B и V , причем наш спектр не
охватывает полосу V полностью, и в этом фильтре оценка может быть
недостаточно точной. Фотометрически определенное положение конти-
нуума в современном спектре показано крестиками. Для сравнения мы
нанесли на рисунок континуум спектра 2005 года, сглаженный мето-
дом скользящего среднего. Рассогласование между спектральной и фо-
тометрической калибровками по описанным ранее причинам составило
(lgF ) 0:18, и спектральный континуум на рис. 36 сдвинут на эту
величину вниз.
На рисунке видно, что распределение энергии в спектре V4332 Sgr в
19801986 годах было составным и содержало голубой компонент, кото-
рый уже не виден в современном спектре. В спектре до вспышки еще
144

Рис. 35.
Исторические кривые блеска V4332 Sgr до и после вспышки в полосах
B; V и R. Длинной вертикальной чертой отмечено положение спада
вспышки по времени (сама вспышка не показана), короткой момент
получения наших спектров.
содержался красный компонент, вклад которого в современном спектре
почти не изменился (хотя его блеск явно переменный). Так что V4332
Sgr была двойной системой, состоящей из голубого и красного компо-
нента, причем после вспышки наблюдается только континуум красного
компонента. Этот континуум в диапазоне BV RI плохо представляется
распределениями энергии нормальных M-звезд из работ Глушневой и др.
(1992) и Якоби и др. (1984). Нужно отметить, однако, что распределе-
ния энергии холодных звезд в этих двух источниках совершенно
не похожи и сильно отличаются систематически. Тем не менее
145

Рис. 36.
Распределение энергии в спектре V4332 Sgr. Восстановлены не ис-
каженные межзвездным поглощением спектральные распределения с
использованием указанного на рисунке избытка цвета E(B V ). За-
полненными кружками показано распределение энергии в 19801986
годах до вспышки 1994 г. и плавной линией (2) чернотельная мо-
дель; квадратами распределение энергии в синем и красном диапазоне
в 1950 г.; пустыми кружками распределение энергии в июне 2005 г. по
фотометрическим данным; крестами распределение энергии в июне
2005 г. в континууме в полосах B и V с вычетом вклада эмиссионного
компонента; ломаной линией нанесен сглаженный спектральный кон-
тинуум в июне 2005 г. и плавной линией (1) представление контину-
ума чернотельной моделью. Температуры компонентов чернотельных
моделей указаны на рисунках.
146

континуум хорошо представляется планковским чернотельным распре-
делением с температурой 2700 o K (рис. 36). Такая температура соответ-
ствует спектральному классу M7. Заметим, что в ИК лучах для этого
континуума была определена другая чернотельная температура, 3500 o K
(Банерджи и др., 2003). Наблюдения 19801986 г. приблизительно пред-
ставляются суммой двух планковских распределений с температурами
2700 o K и 28000 o K, при этом модельное отношение интенсивностей ком-
понентов в полосе V составляет 1.6:1.
Итак, красный звездный компонент, континуум которого мы сейчас
видим в спектре, не является остатком вспышки 1994 г., так как он был
виден и в распределении энергии 80-х годов. Звезда близкого спектраль-
ного класса М89 III видна и в спектрах, полученных Мартини и др.
(1999) с телескопом ММТ сразу после вспышки 1994 г. На рис. 36 видно,
что красный участок современного спектрального распределения энер-
гии совпадает с наблюдениями середины 80-х годов. Фотометрические
точки 50-х годов в фильтрах B и R, основанные на изображениях пало-
марского обзора, расположены заметно ниже (квадраты на рис. 36). Это
свидетельствует о переменности обоих компонентов системы до вспыш-
ки или об изменении прозрачности околозвездной среды. Природа этих
изменений пока не ясна.
В нашем спектре вообще не видно звездного остатка вспышки или
какого-либо влияния его на холодный разреженный газ (в виде иониза-
ции атомов или диссоциации молекул). Из наших наблюдений следует,
что горячей звезды в системе сейчас нет. Если все-таки остаток это дру-
гая холодная звезда, то ее спектральное распределение энергии должно
совпадать с распределением энергии известного красного компонента. И
тогда эта холодная звезда столь слаба, что ее излучение теряется на фоне
переменности красного компонента.
Вывод о том, что до вспышки V4332 Sgr была звездой типа Солнца
Тыленды и др. (2005б), или хотя бы содержала компонент солнечного
типа, нашими наблюдениями не подтверждается.
Отличия спектров остатков вспышек двух пекулярных красных но-
147

вых очень значительны. Это фотосферный спектр "коричневого" сверх-
гиганта у V838 Mon и спектр холодного оптически тонкого газа у V4332
Sgr. Общие черты этих двух спектров в том, что это спектры объектов,
богатых кислородом, имеющих нормальное, близкое к солнечному со-
держание элементов. Возможно, причиной значительных спектральных
отличий является возраст остатков, 23 года V838 Mon, и 11 лет V4332
Sgr. В современном спектре V4332 Sgr мы не видим каких-либо следов
"коричневого" сверхгиганта, подобного остатку V838 Mon, а ИК наблю-
дения обзоров 2MASS и DeNIS 1998 и 1999 г. (4 и 5 лет после вспышки)
не обнаружили столь сильного источника ИК излучения, как компонент
sgL V838 Mon. Можно предположить также, что в системе V4332 Sgr
"коричневый" сверхгигант не смог сформироваться из-за того, что эта
система была более тесной, чем V838 Mon, и он разрушился из-за при-
ливного воздействия М-звезды.
3. Основные выводы исследования V4332 Sgr
1) В спектре V4332 Sgr через 11 лет после вспышки видно облако хо-
лодного разреженного газа, состоящего из нейтральных атомов метал-
лов и молекул окислов металлов. Молекулы TiO и AlO излучают в уз-
ких эмиссиях, локализованных в кантах молекулярных полос. В синих и
желтых лучах наиболее сильны эмиссии Cr I, отождествлены резонанс-
ные линии Al I, Mn I, Ca I, Sr I. Найдены линии Rb I, которые ранее
были открыты в красных лучах. Возможны идентификации нескольких
эмиссий с линиями Fe I, но тогда эти линии не являются тиничными
линиями спектра Fe I, а аномально усилены. Возможно, они являются
флуоресцентными по природе, но флуоресценция в этих линиях ранее не
наблюдалась. Эмиссионный спектр накладывается на красный контину-
ум холодной звезды спектрального класса М7 с температурой 2700 o K, в
спектре которой видны полосы TiO в поглощении.
2) Установлено, что спектр V4332 Sgr до вспышки состоял из двух ком-
понентов: голубого и красного. По архивным фотометрическим данным
148

обнаружено поярчание звезды перед вспышкой. После вспышки в спек-
тре V4332 Sgr голубой компонент не наблюдается. Так что и в системе
V4332 Sgr вероятно произошел взрыв голубого компонента.
149

ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Перспективы дальнейших исследований
Наши наблюдения подтвердили уникальность вспышки CI Cam 1998 г.
как среди рентгеновских транзиентных источников, так и среди B[e]-
звезд. Природа этой вспышки термоядерный взрыв водорода, накопив-
шегося на поверхности белого карлика в результате аккреции.
Для получения точных значений масс компонентов системы CI Cam
необходимо получить кривую лучевой скорости массивного главного ком-
понента В[e]-звезды. Так как полуамплитуда лучевых скоростей эми