Публикации
Раздел: PZ: main journal
|
25 апреля 2012 г. получены спектры и изображения объекта NGC 5775 OT PSN J14535395+0334049, классифицируемого как кальциевый транзиент, подобный NGC 300 OT и SN 2008S в NGC 6496. Использовались 6-м телескоп БТА САО РАН и фокальный редуктор SCORPIO. Регистрировался спектральный диапазон 4070 - 5830 A; спектральное разрешение составило 5.4 A. Спектр зашумлен, в нем видны континуум и эмиссионная линия H_{beta}. Профиль линии - двухкомпонетный, он состоит из узкого компонента (FWHM ~ 300 км/с) и широкого компонента (FWHM ~ 4000 км/с). Объект расположен на передней кромке диска галактики, наблюдаемого с ребра, его покраснение невелико. Мы оцениваем абсолютную величину M_V на дату наблюдения как -13.7m; эта величина характерна для supernova impostors кальциевого типа.
Представлена ПЗС-фотометрия звезды типа Ae Хербига WW Vul, находящейся на стадии до главной последовательности, в отдельные ночи в 2007 - 2011 гг. Звезда показывала медленную непериодическую переменность в пределах 0.8 mag, на которую накладывались быстрые колебания с малой амплитудой. Приведены результаты поиска периодичности в изменениях блеска.
Заново обнаружена "утерянная" переменная звезда NSV 08092 = HV 8988. По архивным данным, характер ее изменений блеска весьма необычен. В некоторых аспектах она напоминает звезды типа R CrB, но не исключено, что она подобна знаменитой звезде на стадии пост-асимптотической ветви FG Sge.
После 33 лет интенсивных исследований SS 433 стало известно многое об этой уникальной системе с движущимися эмиссионными линиями в спектре. Наклонение орбиты известно из спектральных наблюдений движущихся линий, расстояние определяется по радио-интерферометрии релятивистских струй, отношение масс компонентов определено из рентгеновских наблюдений струй в затмении. В 2005 г. был обнаружен донор аккреции - гигант класса А4-А8, а спектральным методом был измерен его вклад в суммарный блеск в затмении. В настоящей статье А-звезда обнаружена методом многоцветной фотометрии по бальмеровскому скачку. Предложен метод оценки межзвездного поглощения, с помощью которого можно измерить индивидуальный закон межзвездной экстинкции для SS 433 методом спектрофотометрии. Метод основан на выделении спектрального компонента, принадлежащего очень горячему источнику, который покрывается в затмении, и на сравнении его распределения энергии с планковским распределением энергии черного тела с температурой, превышающей миллион K. Определение основных параметров SS 433 приводит к довольно точным оценкам светимости, радиуса и массы звезды класса А, и, следовательно, к точной оценке массы компактного компонента - источника струй. Эта масса ограничена пределами 1.25 и 1.87 массы Солнца. Обсуждаются причины переоценки массы динамическим методом. По нашему мнению, присутствие черной дыры в этой системе исключается.
В ходе идентификации объектов каталога NSV установлено, что NSV 07212 и NSV 07329 - две вероятные переменные редкого типа RCB. Обе звезды входят в каталог переменных звезд проекта ASAS-3 как переменные типа "MISC" (то есть объекты без надежной классификации в системе, принятой для переменных звезд), с ложными периодами. Нами представлены результаты, полученные для двух переменных, преимущественно на основе нашего анализа фотометрии проекта ASAS-3. NSV 07212, известная углеродная звезда, переменна с амплитудой до 7m. Хотя в этом случае отнесение звезды к типу RCB достаточно надежно, необходимы спектральные наблюдения обеих звезд.
Сообщается об открытии двух катаклизмических переменных в одном поле в Лире, изначально отождествленных по звездным величинам в каталоге USNO-B1.0 и Паломарским пластинкам. Исторические кривые блеска были проанализированы по 300+ фотографическим пластинкам Московской фототеки, охватывающим 35 лет наблюдений. Одна из звезд, USNO-B1.0 1320-0390658, показывает довольно частые вспышки от B~20 до B=15.2 и, скорее всего, является карликовой новой типа UGSS. У второй переменной, USNO-B1.0 1321-0397655, зарегистрирована только одна вспышка в 1993 году с R~19 до I=11.8. Она, по-видимому, является карликовой новой типа UGWZ или повторной новой. В обоих случаях ее следующая вспышка может произойти в ближайшем будущем.
В статье представлены новые имена в системе ОКПЗ для нескольких молодых переменных звезд, представляющих особый интерес с точки зрения астрофизики. Эти звезды будут включены в 80-й Список обозначений переменных звезд, но имена ОКПЗ им присваиваются уже сейчас, чтобы позволить исследователям использовать в публикациях постоянные обозначения.
Представлено предварительное исследование двух плохо изученных затменных двойных, разделенных на небе расстоянием около 3'. Первая звезда (GSC 2576-01248) открыта в рамках проекта поиска экзопланет TrES. Вторая звезда (GSC 2576-02071) найдена авторами в ходе ПЗС-наблюдений GSC 2576-01248. Мы объединили нашу специально проведенную ПЗС-фотометрию с архивными наблюдениями TrES и данными, полученными по оцифрованным фотографическим пластинкам московского архива, с целью точного определения периодов обеих переменных звезд. В случае GSC 2576-01248 добавление старых фотографических данных позволило значительно улучшить точность определения периода. Не найдено указаний на изменения периода исследованных двойных систем. Кривая блеска GSC 2576-01248 характеризуется ярко выраженным переменным эффектом О'Коннелла, что указывает на присутствие темного звездного пятна и на асинхронное вращение компонента двойной системы. У GSC 2576-02071 выявлен сдвиг вторичного минимума по отношению к фазе 0.5, указывающий на значительный орбитальный эксцентриситет.
V445 Pup – пекулярная новая без спектральных линий водорода во вспышке. Спектр содержал сильные эмиссионные линии углерода, кислорода, кальция, натрия и железа. Мы провели цифровую обработку фотографических изображений предшественника V445 Pup по архивам астрономических пластинок. В полосе B звездная величина предшественника была 14.3. Он был периодической переменной звездой с наиболее вероятным периодом 0.650654+/-0.000011 сут. По форме кривой блеска сделан вывод, что предшественник – двойная система с общей оболочкой, с пятном на поверхности и переменной поверхностной яркостью. Распределение энергии в спектре в пределах 0.44-2.2 мкм соответствует звезде спектрального класса A0V. После вспышки в 2001 г. в выброшенной массе сформировалась пыль, и звезда стала сильным инфракрасным источником. В результате в полосе V звезда стала слабее 20-й величины. Наши ПЗС-наблюдения в полосах BVR, полученные в промежутке между 2003 и 2009 годами, показали,что минимум, связанный с пылевымо поглощением, завершился в 2004 г., и остаток снова появился на уровне 18.5 величины в V. Пыль рассеялась, но на кадрах в полосе K, полученных с адаптивной оптикой на телескопе VLT, звездообразный объект отсутствует. На этих кадрах до марта 2007 г. был виден только расширяющийся протяженный остаток взрыва. В спектральном распределении энергии так и не появилось покрасневшей звезды класса A0V. Взрыв V445 Pup 2000 года был гелиевой вспышкой на поверхности белого карлика класса CO. Принимая во внимание результаты современных динамических рассчетов, мы обсуждаем возможность детонации ядра белого карлика, инициированной гелиевой вспышкой, и наблюдательные указания на нее. К тому же при взрыве была потеряна и общая оболочка системы. Разрушения компонентов и потеря массы исключают сценарий сверхновой типа Ia в будущем у V445 Pup.
Представлена BVRI ПЗС-фотометрия сверхновой типа Ia SN 2008gy. Кривые блеска согласуются с типичными кривыми для сверхновых типа Ia с быстрым падением блеска, но показатели цвета оказались краснее средних, а светимость сверхновой может быть несколько пониженной. SN 2008gy обнаружена далеко за пределами трех ближайших к ней галактик и может принадлежать к любой из них с одинаковой вероятностью. |
