АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2015, том 92, № 10, с. 800-817
УДК 524.337
СПЕКТРАЛЬНОЕ ИССЛЕДОВАНИЕ ОБОЛОЧКИ ГИБРИДНОЙ НОВОЙ V458 Vul И ОКРУЖАЮЩЕЙ ЕЕ ПЛАНЕТАРНОЙ ТУМАННОСТИ
© 2015 г. Т. Н. Тарасова*
Крымская астрофизическая обсерватория, Научный, Республика Крым Поступила в редакцию 30.05.2014 г.; принята в печать 13.03.2015 г.
Исследованы данные спектральных наблюдений гибридной новой V458 Vul в период с 9-х по 778-е сутки после максимума блеска. В небулярной фазе обнаружены короткопериодические суточные изменения профилей запрещенных линий железа [FeVII], а также долгопериодическое циклическое изменение (около 60 сут), коррелирующее с фотометрическим и рентгеновским циклом. В оболочке новой оценено содержание гелия, неона и железа. Содержание гелия превышает солнечное в 4.4 раза, неона — в 4.8 раз, железа — в 3.7 раза. Получена масса оболочки, равная 1.4 х х 10~5 Ы0. Рассчитана электронная температура и концентрация в северо-западных и юго-восточных узлах планетарной туманности. Для северо-западного узла получены температура Те = 10 000 K и электронная концентрация пе = 600 см~3, для юго-восточного узла — соответственно Те = 13 000 К и пе = 750 см~3.
DOI: 10.7868/Б000462991509008Х
1. ВВЕДЕНИЕ
В данной работе мы исследуем оболочку новой V458 Vul, которая принадлежит к редкому типу гибридных новых. В настоящее время известно только несколько таких звезд. К данному типу, кроме V458 Vul, относятся новая LMC 1988-2, V3890 Sgr [1], V838 Her [2], M31 N 2006-10b [3] и рекуррентная новая T Ryx [4]. Новая V458 Vul была открыта 8 августа 2007 г. На тот момент ее звездная величина составляла 9.5т [5]. В течение суток она достигла максимума и составила V = 8.1. Имя новой V458 Vul было присвоено Самусем [6]. Интересной особенностью этой новой является то, что она была обнаружена внутри планетарной туманности [7]. Только одна такая новая была известна до настоящего времени — новая 1901 г. GK Per [8]. Существование таких туманностей является подтверждением того, что центральная звезда планетарной туманности может быть двойной системой. Согласно Мое и Де-Марко [9] доля планетарных туманностей, образующихся в процессе эволюции тесной двойной системы, составляет от 54% до 100%. Обнаружение новых звезд внутри планетарных туманностей является подтверждением предположения этих авторов.
Первые спектры низкого разрешения новой V458 Vul были получены Буилом и Фуджи [10] и Мунари [11] через сутки после открытия. В
E-mail: taya_tarasova@mail.ru
спектрах, кроме бальмеровских линий Ш, присутствовали линии ионизованного железа FeII. Все спектральные линии имели P Cyg-профили. Поэтому звезда была классифицирована как тип FeII в соответствии со спектральной классификацией, которая была предложена Вильямс [1, 12]. Однако более поздние наблюдения Шкоды [13] и Тарасовой [14] показали усиление линий и отсутствие в спектрах линий с P Cyg-профилем, т.е. новая на этом этапе более походила на тип ^^ Поэтому мы причислили ее к гибридным новым [14]. Эта классификация была подтверждена Поггиани [15]. Спектральные наблюдения в инфракрасной области 10 и 11 октября 2007 г. [16] также показали аномально сильные линии нейтрального гелия, тем самым подтвердив, что тип новой У458 уы1 изменился.
В данной работе мы представляем спектральные наблюдения, охватывающие период с 9-х по 778-е сутки. Некоторые из этих наблюдений проводились во время поярчаний новой почти на 1.5т. Поярчания регистрировались как на фазе плавного падения блеска, так и в небулярной фазе. В спектрах, полученных во время поярчаний, мы обнаружили изменения профилей спектральных линий и исследовали их переменность. На спектрах, полученных в поздней небулярной фазе, мы зарегистрировали излучение в спектральных линиях от симметрично расположенных узлов планетарной туманности. Мы воспользовались этими линиями для того, чтобы получить физические характеристики
данных образований. В спектрах, полученных во время небулярной фазы новой, очень сильными были линия Не11 4868, а также линии запрещенного железа [РеУП] и неона [ЫеУ]. Мы оценили содержание этих элементов в оболочке новой, а также ее массу.
2. КРИВАЯ БЛЕСКА НОВОЙ У458 Уи1
На рис. 1 приведена кривая блеска У458 Уи1, которая была построена нами с использованием базы данных ААУБО. На врезке к этому рисунку показано падение блеска звезды в первые 20 сут. Видно, что на фоне плавного падения наблюдалось временное увеличение блеска на 1.5т на 4-е и 10-е сутки после максимума. Продолжительность первого поярчания составляла около 3 сут, второго — около 4 сут, а интервал между поярчаниями — около 3 сут. Кроме того, через год после максимума блеска новая демонстрировала переменность как в течение суток, так и на протяжении более длительного периода. При этом последнее длительное поярчание около 60 сут произошло на фазе окончательного падения блеска. Звездная величина сначала в течение приблизительно 30 сут увеличилась почти на 2т, а затем за такой же период уменьшилась на такую же величину. Начиная с 770-х и по 830-е сутки поярчание повторилось. По-видимому, в системе происходили циклические, около 60 сут, изменения блеска.
По сглаженной кривой блеска мы определили параметры ¿2, t3, равные 7 и 18 сут, соответственно [17]. Эти параметры характеризуют время падения блеска звезды на 2т и 3т. Судя по этим параметрам, новая принадлежит к быстрым новым согласно классификации Пайн-Гапошкин [18]. Используя статистические соотношения между абсолютной звездной величиной и параметрами ¿2, ¿3, [19—21], мы вычислили следующие значения абсолютной звездной величины в максимуме: —9.2, —8.8, —8.7. Зная абсолютную величину, мы оценили расстояние до новой, которое в зависимости от абсолютного блеска составила от 10.1 до 12.7 кпк.
Оценка массы белого карлика, полученная из соотношения Мтдх(У) = —8.3 — 10^(М^/Мо) [22] и равная = 1.3 Мо, указывает на то, что новая У458 Уи1 может быть потенциальным кандидатом в сверхновую типа 1а.
3. СПЕКТРАЛЬНАЯ ЭВОЛЮЦИЯ
И ПЕРЕМЕННОСТЬ ПРОФИЛЕЙ СПЕКТРАЛЬНЫХ ЛИНИЙ НОВОЙ У458 Уи1
Спектральные наблюдения проводились на спектрографе СПЭМ, установленном в фокусе Несмита на 2.6-м Зеркальном телескопе им.
Шайна (ЗТШ) в Крымской астрофизической обсерватории. Все спектры, за исключением двух, получены с дисперсией около 2 A/пикс. Два спектра получены со средней дисперсией 0.75 A/пикс. Обработка спектров осуществлялась по стандартной методике, включающей вычитание ноль-пункта аналого-цифрового преобразователя, коррекцию за плоское поле, привязку к шкале длин волн. Для привязки к шкале длин волн использовался спектр гелий-неоновой лампы. Калибровка потоков излучения в спектре звезды осуществлялась с использованием абсолютного распределения энергии спектрофотометрического стандарта HR 7679, взятого из каталога Бур-нашева [23]. Спектрофотометрический стандарт мы наблюдали в ту же дату, что и V458 Vul и на таком же зенитном расстоянии, поэтому различие в воздушных массах стандарта и новой не учитывалось. Поскольку спектрограф — щелевой, мы для контроля сравнивали показатели цвета B и V с показателями цвета, вычисленными из прокалиброванных спектров, полученных в те же даты, что и фотометрические величины. Различие между вычисленными и измеренными звездными величинами составило в среднем около 0.1m.
На кривой блеска на рис. 1 отмечены даты, когда мы проводили спектральные наблюдения, а в табл. 1 приведен журнал наблюдений, в котором содержатся сведения о спектральных данных новой. Подробное описание эволюции спектра новой мы приводим ниже, разделив весь период наблюдений на три фазы и сопоставив фазы с определенными участками на кривой блеска новой: фаза первоначального падения блеска (9-е— 25-е сутки после максимума блеска), переходная (с 49-х по 104-е сутки после максимума блеска) и наиболее продолжительная фаза — окончательное падение блеска, сопровождающееся появлением запрещенных линий в спектре новой. Последняя фаза с 232-х по 778-е сутки после максимума охватывает период около 1.5 лет.
3.1. Ранняя спектральная эволюция новой (9-е—25-е сутки)
Спектры, соответствующие этой фазе, представлены на рис. 2. Спектры получены на 9-е, 10-е, 13-е, 23-е и 25-е сутки после максимума. На первом и втором спектре доминируют линии HI и Fell (мультиплетов 27, 28, 37, 38, 42, 49 и 74). Присутствие этих линий характерно для новых, принадлежащих спектральному типу Fell. Однако на более поздних спектрах самыми сильными, кроме водородных линий, стали линии гелия, указывающие на тип HeN. Поэтому новая была нами классифицирована как "гибридная". Скорость
10
12
14
16
18
,11 III I
0.6-10 кэВ
4 *
10
11
12
13
III I I I I I II
Рентгеновское излучение
0.6-10 кэВ Фаза "Super-Soft-Source" 0.25-0.6 кэВ
.......••• •
i •
А
4k
•:
320 330 340 350 360 370 380 JD 2454000+
300 350 400 450 500 550 600 650 700 750 800 850 900 950 1000
ГО 2454000+
Рис. 1. Кривая блеска У458 Уи! в 2007—2009 гг. Наблюдения взяты из базы данных ЛЛУБО.
расширения оболочки, полученная на 10-е сутки, по линиям Ha и Hß составляет 1450 км/с, а по линиям HeI — 1560 км/с.
Третий спектр на этом рисунке (13-е сутки), полученный после второго поярчания, очень сильно отличается от остальных тем, что формы профилей спектральных линий нейтрального водорода и гелия принципиально изменились. Профили линий нейтрального водорода стали трехкомпонентными, а профили линий гелия — двугорбыми или седловидными. Синий и красный пики трехкомпонент-ного профиля линий HI имеют лучевые скорости соответственно —2000 ± 50 и 1400 ± 50 км/с. Лучевая скорость центрального компонента составляет около 200—250 км/с. Лучевые скорости синего и красного пиков двугорбого профиля линий HeI равны —1800 ± 50 и 1600 ± 50 км/с, соответственно. Трехкомпонентный профиль линий HI, скорее всего, образован в результате наложения двух профилей — округлого и седловидного профиля. Подтверждением такого предположения является одинаковое расстояние — около 3400 км/с, — между
пиками с синей и с красной стороны профилей линий HI и HeI. На рис. 3 представлены профили линий HI, а на рис. 4 — линий HeI. Такие же профили
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.