УДК 524.337
СПЕКТРАЛЬНОЕ ИССЛЕДОВАНИЕ ОБОЛОЧКИ НОВОЙ N MON 2012
ИСТОЧНИКА y-ИЗЛУЧЕНИЯ
© 2014 г. Т. Н. Тарасова*
НИИ Крымская астрофизическая обсерватория, пос. Научный
Поступила в редакцию 21.10.2013 г.
На основе спектрофотометрических наблюдений исследована оболочка HeN Новой N Mon 2012. Оценено содержание некоторых химических элементов в оболочке и ее масса. Результаты показали, что в оболочке новой содержание гелия превышает солнечное в 1.5 раза, азота в 33 раза, кислорода в 9 раз, неона в 95 раз. Определена масса оболочки, равная 2.3 х 10-4 Mq.
Ключевые слова: новые звезды, спектральные наблюдения, оболочки новых, химический состав.
DOI: 10.7868/S0320010814050052
ВВЕДЕНИЕ
N Mon 2012, до того как была отождествлена Фуджикава и др. (2012) 9.8 UT Августа 2012 г., как новая с блеском 9.4 зв. величины, была уже обнаружена 22 июня 2012 г. как источник 7-излучения (Чюнг и др., 2012). Данная звезда является третьей среди известных новых (V407 Cyg, Nova Sco 2012), у которых регистрировалось это излучение. Поскольку на момент открытия этой звезды как 7-источника, она была недоступна для наблюдений с Земли, то первые фотометрические и спектроскопические данные были получены, когда новая находилась в ранней небулярной фазе. Спектральные наблюдения Чюнг и др. (2012а) подтвердили, что звезда является новой типа HeN с ONe-белым карликом. Ее спектральные (Шор и др., 2013) и фотометрические (Мунари и др., 2013; Павленко и др., 2013) характеристики показали сходство с другой яркой и очень быстрой новой V382 Vel. В максимуме блеска новая N Mon 2012 могла иметь визуальный блеск около 3—4 зв. величин, поэтому она является одной из самых ярких новых за последние 20 лет. Детальное исследование фотометрической эволюции новой было проведено Мунари и др. (2013). Рентгеновские наблюдения на спутнике Swift/XRT (Нельсон, 2012) показали, что новая является источником жесткого рентгеновского излучения (2 кэв). Эта новая также регистрировалась, как источник радиоизлучения на телескопах VLA (Чомик, 2012), e-VLBI (О'Брайн, 2012) и OVRO 40m, IRAM 30m (Фурменн, 2012). Радионаблюдения на e-VLBI (О'Брайн, 2012) показали,
Электронный адрес: taya_tarasova@mail.ru
что звезда имеет два компактных объекта, расположенных в направлении северо-запад — юго-восток. Моделируя профили спектральных линий, Рибейро и др. (2013) подтвердили, что выброс имеет биполярную структуру.
Первый спектр был получен нами через три месяца после открытия N Mon 2012 как тран-зиентного источника, а последний — через десять месяцев. Первый спектр показал, что новая находится в ранней небулярной фазе, а последний в развитой. В данной работе, на основе полученных нами наблюдений, мы исследуем некоторые физические характеристики оболочки новой: скорость расширения, содержание химических элементов, а также, оцениваем ее массу.
НАБЛЮДЕНИЯ
Спектральные наблюдения были выполнены на 2.6-м телескопе Шайна (ЗТШ). Все спектры получены с помощью щелевого спектрографа СПЭМ, установленного в фокусе Нэсмита. Приемником излучения служила ПЗС-камера SPEC-10 1340 х х 100 пиксел. Дисперсия с решеткой 651 шт/мм составляла около 2 A pix_1 (разрешение около 1000). Журнал наблюдений, в котором содержатся сведения о спектральных данных новой, находится в табл. 1. Первичная обработка спектров, включающая вычитание нуль пункта АЦП (bias), коррекцию неоднородности чувствительности поля матрицы, производилась программой SPERED, созданной С.И. Сергеевым в Крымской астрофизической обсерватории. Калибровка потоков излучения в спектре звезды осуществлялась с использо-
JD 2450000+
Рис. 1. Кривая блеска новой N Mon 2012, построенная по данным AAVSO и данным, взятым из работы Волтер (2012). На кривой блеска отмечены моменты, когда были получены спектры.
ванием абсолютного распределения энергии спек-трофотометрического стандарта HR2456, взятого из каталога Бурнашева (1985). Спектрофотомет-рический стандарт мы наблюдали в ту же дату, что и N Mon 2012 и с таким же зенитным расстоянием, поэтому различие в воздушных массах стандарта и новой не учитывалось. Поскольку спектрограф щелевой, мы для контроля сравнивали звездные величины N Mon 2012 в фильтрах B и V со значениями показателя цветов B и V, вычисленными из прокалиброванных спектров, полученных в данные даты. Различие между вычисленными и измеренными звездными величинами составило в среднем около 0.1 зв. величины.
На рис. 1 представлена кривая блеска новой, полученная по данным AAVSO и данным, взятым из работы Волтер и др. (2012). На кривой блеска на рис. 1 отмечены моменты, когда были получены спектры. Поскольку отсутствуют фотометрические наблюдения новой N Mon 2012 в максимуме блес-
Таблица 1. Журнал наблюдений новой N Mon 2012
Дата JD (2450000+) Сутки после максимума Спектральный диапазон,A
25.09.2012 6195.546 95 3301-7575
20.10.2012 6221.501 121 3270-7575
24.10.2012 6224.569 124 3230-7575
18.03.2013 6370.271 270 3302-7575
17.04.2013 6400.262 300 3252-7574
ка, то считается, что ее максимум совпадает с моментом регистрации новой, как источника y -излучения, то есть 22 июня 2012 г. Наши спектро-фотометрические наблюдения Новой N Mon 2012 охватывают период от 95 до 300 сут от даты регистрации y-излучения.
СПЕКТРАЛЬНАЯ ЭВОЛЮЦИЯ НОВОЙ N Mon 2012 И СТРУКТУРА
ПРОФИЛЕЙ СПЕКТРАЛЬНЫХ ЛИНИЙ
На рис. 2 представлены наши спектральные наблюдения. На первом спектре, полученном через 3 месяца после регистрации ее как y-источника, наряду с Бальмеровскими линиями водорода и линиями ионизованного кислорода [OI] 6300, 6330, [OIII] 4363, 4959, 5007, [OII] 7320+7330 выделяются линии нейтрального гелия HeI 5876, 6678, 7065. В спектре, кроме указанных линий, достаточно сильными являются линии неона [NeIII] 3869, 3968, азота NII 5679, [NII] 5755, бленда NIII 4640. На двух последующих спектрах, полученных уже через четыре месяца, заметно усилились указанные линии и появились линии неона [NeV] 3346, 3426, которые почти не уступают по интенсивности линиям [OIII] 5007 и [NeIII] 3968. На двух последних спектрах, полученных через девять и десять месяцев, присутствуют линии с высоким потенциалом ионизации: [FeVII] 5159+[FeVI] 5176, [FeVII] 5276+[CaV] 5309, [FeVII] 6087 и [ArIII] 7136.
Потоки, полученные для указанных спектральных линий, приведены в табл. 2. Потоки вычислялись с учетом покраснения. Мы оценили избыток цвета E(B — V), сравнив теоретический Бальме-ровский декремент с наблюдаемым. Вычисленный
Н—I—I—I—I—I—I—гц—|—I—I—I—I—I—I J_ I—I—|—ГД—I—I—|—I—I—I—I—I—I—I—I ri. I—I—I—I—I—I—I—I—I—I—Г
"нч _ ет м (3 ffi
S и я gz + £о ci
£ £ ^ ==? + 3 |Èh „в„„ > „g |
24/09/2012
95 сут n
V/wJVuV.^r'v
21/10/2012
24/10/2012 м ~ ^ --
18/03/2013 270 сут
WwVjUv
17/04/2013 i л 300 сут Г
J_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_L
3000 3500 4000 4500 5000 5500 6000 6500 7000 7500
Длина волны, À
Рис. 2. Спектры низкого разрешения новой N Mon 2012. Потоки смещены относительно друг друга, начиная с первого, на постоянную величину. Над каждым спектром указано количество суток, прошедших после предполагаемого максимума блеска. Потоки приведены в логарифмическом масштабе.
таким образом избыток цвета был близок к единице. Однако не исключено, что на наших вычислениях могло сказаться влияние запрещенных линий азота, которые составляют бленду с линией
Т—I—I—I—I—I—I—I—I—I—I—г
К
х
3
Е
-0.5 -
-1.0
■ . -75р. ,+750 , , ■ ,[NeIII]. 3968
J_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_|_
-4000 -2000
0
2000 4000
Рис. 3. Нормированные на максимальное значение потока профили некоторых спектральных линий новой N Mon 2012. Профили смещены относительно друг друга, начиная с первого, на постоянную величину.
На. В пределах погрешностей измерения (10%) вычисленный нами избыток цвета E(B — V) почти совпадает с избытком цвета E(B — V) = 0.85, полученным Шор и др. (2013), но заметно отличается от значения E (B — V) = 0.38, полученным Мунари и др. (2012). Такое различие в значениях избытка цвета, возможно, связано с тем, что получены они разными методами. Мы вычисляли значение избытка цвета, сравнивая наблюдаемое отношение потоков в линиях На и Hfî с теоретическим отношением. Мунари и др. (2013) — по отношению эквивалентных ширин спектральных линий межзвездного Na I D1, D2 и KI 7699, Шор и др. (2013) — используя LAB профили линии HI 21 см (Калберла и др., 2005). Для определения наблюдаемых потоков, мы взяли величину избытка цвета, полученную Шор и др. (2013). Метод, которым была получена эта величина, представляется нам более предпочтительным.
На рис. 3 представлены профили некоторых спектральных линий, выделенных из спектра, полученного на 121 сут после предполагаемого максимума визуального блеска N Mon 2012. Профили всех спектральных линий имеют седловидную структуру с почти симметричными компонентами
на лучевых скоростях —750 ± 50 и 750 ± 50 км/с. Такая форма профилей, наблюдавшаяся еще у одной HeN новой V2491 Cyg, как правило, не характерна для такого типа новых.
Таблица 2. Потоки в эмиссионных спектральных линиях N Mon 2012 с учетом покраснения E(B — V) = 0.85 (10~12 эргсм-2 с-1)
JD 2450000+
Линия (А) 6295.6 6221.5 6224.6 6370.3 6400.3
[NeV] 3345.9 1000 1065 887 584
[NeV] 3425.8 2624 2682 2225 1431
[NeIII] 3868.7+ Н8 2439 2231 2142 603 488
[NeIII] 3968.7+ Не 820 784 7762 165 151
НЙ + NUI 4097.3, 4103.9 507 436 449 27.5 25.6
[OUI] 4363.2+ Н7 889 875 869 83.6 62.6
Hel 4471.4 60.4 72.2 70.6 3.5 2.7
Mgl 4570.9 92.6 58.5 50.2 2.2 1.6
NII+NIII 4640 682 459 442 21.2 17.3
Hell 4685.7 + [NeIV] 4720.0 155 405 391 48.2 35.2
H/5 987 768 746 31.9 28.6
[OUI] 4958.9+ 5006.8 2040 1875 1872 815 678
[FeVI] 5177.0 5.9 6.0
Hell 5411.5 11.9 18.5 18.0 1.08 1.00
N11 5679.6 86.1 80.0 88.3 3.9 3.3
[NII] 5754.8 66.1 72.8 75.7 13.4 11.7
Hel 5875.6 256 191 215 4.5 3.8
[FeVII] 6085.5 31.8 34.8 5.8 3.4
[OI] 6300.2 64.4 54.9 57.4 2.9 2.3
[OI] 6363.9 + NII6379.6 72.0 60.5 65.3 1.9 1.2
Ha 4217 3352 3512 102 80
Hel 6678.2 77.4 51.5 55.7 1.2 1.0
Hel 7065.7 171 105 115 2.0 1.3
[ArlII] 7135.8 26.5 17.4 13.7 2.0 1.6
[OU] 7319.4, 30.7 113 95.1 101 13.8 10.5
ФИЗИЧЕСК
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.