| Peculiar Nova | R.A. 2000 | Decl. 2000 |
| V1006/7 M31 | 00h43m02s.42 | +41o 12' 56".9 |
| V838 Mon | 07 04 04.85 | -03 50 51.1 |
| V4332 Sgr | 18 50 36.73 | -21 23 28.9 |
V1006/7 M31 = RV = McD 88 No.1. История исследования.
Во вспышке 1988 г. (Max в JD 2447350) новая достигла блеска B = 17m.5, V = 15m.5 (B-V = 1m.89+/-0.24) (А.С.Шаров, ПАЖ т.19, 83, 1993). В работе А.С.Шарова (ПАЖ т.16, 199, 1990) сообщается об еще одной вспышке звезды 1968 г., однако в работе 1993 г. дается опровержение. Таким образом, явление 1988 г. - единственная достоверная вспышка этой звезды, которая зарегистрирована на 1100 негативах фототеки ГАИШ в интервале 1967-1992 г. В спектре новой, полученном Ричем и др. (ApJ V.341, L51, 1989), на фоне красного континуума доминируют линии BaII, CaI и FeI, есть линия Li на 6708A.
Фотометрия и спектры V838 Mon
Новая V838 Mon была открыта Н.Дж. Брауном 6 января 2002 г. и является наиболее изученным объектом нового класса. Предмаксимальная стадия продолжалась до 2 января 2002 г. Максимум блеска был достигнут 6 февраля 2002 г. в пике вспышки, напоминающей выход на поверхность звезды ударной волны. Через 32 дня после главного максимума блеска наблюдался второй, локальный максимум.
Кривые блеска V838 Mon до вспышки 2002 г., во вспышке
и после вспышки в синих B и красных RC лучах.
См. также
коллекцию UBVR наблюдений, включающую кривые блеска
и показателей цвета по самым современным данным.
Новая ведет себя по-разному в фильтрах системы
RJ Джонсона и RC Козинса.
Спектральные наблюдения V838 Mon во вспышке 2002 г.
показали, что звезда имеет нормальное, близкое к солнечному,
содержание элементов, и ее оболочка богата водородом.
Отождествлена сильная линия Li 6708 A.
В оптических спектрах V838 Mon после вспышки, полученных
на БТА в 2004 г., видны мощные абсорбционные полосы TiO,
VO, AlO и окислов других металлов, что типично для богатых
кислородом холодных звезд.
Все это радикально отличает V838 Mon от пост-AGB звезд
V605 Aql, V4334 Sgr и FG Sge, которые находятся на поздних
стадиях своего развития и также испытали новоподобные
вспышки. Эти звезды богаты углеродом, и на поздних стадиях
вспышек частицы углеродной пыли (сажа) выбрасываются в
фотосферу, вызывая характерные глубокие спады на кривых
блеска. См., например,
кривую блеска "объекта Сакураи", V4334 Sgr.
Спектр V838 Mon в предмаксимальной стадии полученный на 1-м телескопе Цейсса САО РАН со спектрографом UAGS. Напоминает спектр красного гиганта класса К0, линии поглощения которого усилены в 2-4 раза.
Изменения в спектре в районе линии Н-альфа в предмаксимальной стадии, в пике вспышки и на спаде вспышки. Спектры получены на 1-м телескопе САО РАН со спектрографом UAGS.
В спектре V838 Mon после вспышки, полученном на 6-м телескопе БТА в феврале 2004 г., видно 2 компонента системы, горячий голубой компонент класса B3V с абсорбционными линиями водорода и холодный "коричневый" сверхгигант класса L с глубокими молекулярными полосами поглощения окислов металлов. В некоторых сильных полосах поглощение достигает 100%, и виден непрерывный спектр В-звезды. Учтено межзвездное покраснение величиной E(B-V)=0m.77.
V838 Mon до вспышки была исследована по материалам коллекций негативов ГАИШ МГУ и Зоннебергской обсерватории (Германия), по цифровым обзорам неба и по фотометрическим наблюдениям в полосах UBVRI в спокойном состоянии после вспышки 2002 г. Если до вспышки распределение энергии в спектре V838 Mon соответствовало горячей звезде класса B3V, то после вспышки спектр звезды двухкомпонентный и состоит из горячей В-звезды и холодного сверхгиганта класса L, излучение которого сосредоточено в длинноволновом диапазоне спектра. Причем вклад горячей звезды в синих лучах после вспышки значительно уменьшился по сравнению с состоянием до вспышки. Имеется два альтернативных варианта объяснения этого явления. Либо В-звезда участвовала во вспышке, либо объектом, испытавшим вспышку, была другая В-звезда, которая "мимикрировала" под своего спутника, и потому не представлена в суммарном распределении энергии, хотя суммарный блеск двух звезд в синих лучах до вспышки из-за вклада еще одной В-звезды был повышенным. Во всех случаях V838 Mon является двойной системой.
Распределения энергии в спектре V838 Mon до вспышки (progenitor) и после вспышки (remnant). Данные в ИК диапазоне до вспышки из 2MASS, после вспышки из сообщений Линча и др., IAUC No.8221, 2003 и Тапиа и Перси, IAUC No.8241, 2003. Распределение энергии V838 Mon до вспышки сравнивается со звездой B3V HD 29763 (учтена разница межзвездного покраснения между спектрами звезд).
Световое эхо V838 Mon
Цветной снимок светового эха V838 Mon, полученный на 1-м телескопе Цейсса САО РАН 30 декабря 2003 г. Заметим, что звезда V838 Mon расположена не в центре круглой туманности, освещенной светом вспышки.
Распространение границы светового эха в четырех направлениях в зависимости от времени. Заметим, что распространение границы эха замедляется в первые месяцы наблюдений, и что граница эха распространяется с разными скоростями в разных направлениях.
Моделирование светового эха. Свет, распространяющийся от пика вспышки, в каждый момент t подсвечивает для внешнего наблюдателя частицы межзвездной среды, располагающиеся вдоль трехмерной поверхности расширяющегося эллипсоида, так что в фокусах эллипсоида находятся источник вспышки и наблюдатель, а сумма расстояний от каждой частицы до фокусов равна d+ct (d - расстояние до звезды). Нецентральное расположение источника вспышки относительно границы туманности можно объяснить тем, что граница плотной межзвездной среды наклонена к лучу зрения (рис. вверху). Вдоль линии пересечения картинной плоскости и плоской границы межзвездной среды свет распространяется для удаленного наблюдателя по упрощенному закону y(x,t), x-глубина погружения источника вспышки в межзвездную среду (рис. и формулы внизу). Анализ формул показывает, что вдоль этой линии кажущаяся скорость распространения границы эха всегда является сверхсветовой, и приближается к скорости света асимптотически с большей стороны. Так что мы имеем возможность определять расстояние до V838 Mon с точностью, которая увеличивается со временем. По графику на предыдущем рисунке расстояние получается около 4 кпс. (В общем случае уравнения для светового эха выведены в работе R.Tylenda, AsAp V.414, 223, 2004).
Фотометрия V4332 Sgr
Вспышка V4332 Sgr произошла в 1994 г., наблюдались только ее последние стадии, так как ранее объект был расположен в стороне Солнца. Подробное спектральное и фотометрическое исследование во вспышке содержится в работе Мартини и др. (ApJ V.118, 1034, 1999). На спаде вспышки спектр менялся от K3-4III-I до M3III-I. В спокойном состоянии сразу после вспышки наблюдались эмиссионные линии H, MgI, FeI, FeII, [OI]. Это отличает звезду от V838 Mon, у которой в спокойном состоянии эмиссионные линии не наблюдались. В красной и ИК части спектра виден холодный компонент с молекулярными полосами TiO и VO. Спектры V4332 Sgr 2003 г. (Банерджи и Ашок, ApJ V.604, L57, 2004) выглядят необычно: видны яркие эмиссии NaI, K I и RbI, молекулярные полосы TiO в эмиссии.
Исторические кривые блеска V4332 Sgr в полосах BVRI. См. современные наблюдения здесь.
Двойственность V4332 Sgr еще не установлена. Мы исследовали историю звезды по цифровым обзорам неба. Найдено также шесть фотоснимков V4332 Sgr до вспышки, полученных в 1977- 1986 г. на менисковом телескопе АЗТ-5 в системе B,V. По историческим негативам и современным ПЗС-наблюдениям установлено, что блеск V4332 Sgr в синих лучах после вспышки опустился на 0m.6 ниже уровня блеска до вспышки, подобно V838 Mon.
Итак, три известные пекулярные новые показывают существенное сходство в фотометрическом и спектральном поведении во вспышках, что позволяет с уверенностью открыть новый класс астрофизических объектов и переменных звезд. Вместе с тем две галактические новые обнаружили спектральные различия в спокойном состоянии.