Исследование рентгеновских транзиентных источников и пекулярных новых звезд тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК СПЕЦИАЛЬНАЯ АСТРОФИЗИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ

На правах рукописи УДК 524.88

БАРСУКОВА Елена Александровна

ИССЛЕДОВАНИЕ РЕНТГЕНОВСКИХ ТРАНЗИЕНТНЫХ ИСТОЧНИКОВ И ПЕКУЛЯРНЫХ НОВЫХ ЗВЕЗД

Специальность: 01.03.02 ~ астрофизика, радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Нижний Лрхыз - 2006

Работа выполнена в Специальной астрофизической обсерватории Российской Академии Наук.

Научный руководитель: кандидат физико - математических

наук

B.П. ГОРАНСКИЙ

Научный консультант: доктор физико - математических

наук, профессор

C.Н. ФАБРИКА

Официальные оппоненты: доктор физ.-мат. наук

Н.Н.САМУСЬ

кандидат физ.-мат. наук В.В. ШИМАНСКИЙ

Ведущая организация: Главная астрономическая

обсерватория РАН,

г. Санкт-Петербург

S ^

Защита состоится . 2006 г. в JL_часов

на заседании Диссертационного совета Д 002.203.01 при Специальной астрофизической обсерватории РАН по адресу: 369167, КЧР, Нижний Архыз, CAO РАН.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке CAO РАН. Автореферат разослан '

frfbfçsbtf 2006г.

Ученый секретарь Диссертацишгаого ерзета

кандидат физ.-мат.наук ^_ Е.К.Майорова

Общая характеристика работы

Актуальность темы. Диссертация посвящена исследованию четырех астрофизических объектов, испытавших вспышки с большим энерговыделением в оптической области спектра. Абсолютные величины Mv этих объектов в максимуме вспышек находятся в диапазоне от -6т до -10т. Два объекта исследования, CI Cam и V4641 Sgr, известны как рентгеновские транзиентные источники. V838 Mon и V4332 Sgr являются пекулярными новыми неизвестной пока природы, которые по своему энерговыделению близки к классическим новым. В пике вспышек светимость всех этих объектов превышала критическую эддингтоновскую светимость. Огромные (сверхкритические) светимости объединяют эти звезды в нашем исследовании. Понимание механизмов большого энерговыделения имеет существенное значение для астрофизики. В Лаборатории физики звезд CAO РАН мы исследовали разные объекты со вспышками и большим энерговыделением. Для данной диссертации были выбраны объекты, уникальные для своего класса. Два из них оказались представителями нового класса астрофизических объектов.

Рентгеновские транзиентные источники - это объекты, появляющиеся на рентгеновском небе на некоторое время, а затем исчезающие. Появление такого источника чаще всего связано с эпизодом аккреции вещества на компактный или релятивистский объект: белый карлик, нейтронную звезду или черную дыру в двойных звездных системах. Исследования таких систем являются источником знаний о поведении вещества в экстремальных условиях, дают возможность проверить выводы и предсказания теории относительности и фундаментальные законы физики, а так же имеют практическое значение, связанное с освоением человеком космического пространства.

С появлением космических рентгеновских обсерваторий, ведущих обзор всего неба в реальном времени, регулярно делаются открытия транзиентных рентгеновских источников и рентгеновских новых звезд. Координаты областей локализации источников передаются на наземные оптические и радиообсерватории для последующего отождествления и исследования. Для успешного отождествления рентгеновских транзиентных источ-

ников, как правило, требуются срочные оптические наблюдения, пока вспышка продолжается. Сведения о массах релятивистских звезд получают из наземных наблюдений в оптическом диапазоне, когда объекты находятся в спокойном состоя* НИИ.

Опережающий поиск и исследование релятивистских звезд методами наземной оптической и радиоастрономии тоже актуален. Примером служит история исследования объектов нашей диссертации С1 Саш и У4641 Sgг. Обе эти звезды были открыты и исследованы еще до того, как у них наблюдались вспышки рентгеновского излучения. Мощные вспышки этих звезд связывают с эпизодами сверхкритической аккреции на релятивистские компоненты (С1 Саш - Хайнес и др. (2002), У4641 -Ревнивцев и др. (2002)). У4641 Sgr может быть объектом нового, наиболее многочисленного класса двойных систем, содержащих релятивистский компонент, - разделенных систем (Хьелминг и др., 2000). Из-за отсутствия непрерывной аккреционной активности они не проявляют или редко проявляют себя в рентгеновских лучах, и вероятность их открытия на орбитальных рентгеновских обсерваториях очень мала. Тем не менее появляются перспективы открытия и исследования таких систем традиционными методами оптической спектроскопии и фотометрии. Знания о У4641 дают возможность понять поведение одиночных черных дыр, которые еще никогда не наблюдались.

Исследования рентгеновских транзиентных источников методами оптической астрономии актуальны еще и потому, что дают возможность предсказывать появление рентгеновских вспышек. Так на основе фотометрии транзиентного источника В<3 Сага (У0332+53) его рентгеновская вспышка 2004 г. была предсказана за 10 месяцев до этого события (Горанский и Барсукова, 2004).

Загадка пекулярных красных новых звезд состоит в том, что они имеют спектры красных сверхгигантов классов К-М во вспышках и не проходят через небулярную стадию. Светимость этих объектов во вспышках значительно превышает критический эддингтоновский предел. Впервые такая звезда наблюдалась в галактике Андромеды в 1988 г. Это объект У1006/7, описанный одновременно как новая звезда и как переменный красный сверхгигант. Для того, чтобы понять природу этой

звезды, Ибен и Тутуков (1992) построили модели вспышек в карликовых двойных системах с "холодным" маломассивным вырожденным карликом. Однако эта модель противоречит современным наблюдениям. Как оказалось, пекулярные красные новые звезды представляют собой новый и неизвестный ранее класс объектов астрофизики. Они не были предсказаны в теории звездной эволюции. До сих пор не построены модели, объясняющие этот феномен. Тыленда и др. (2005), изучавшие V4332 Sgr, придерживаются мнения, что до вспышки эта звезда была звездой солнечного типа, а вспышка была результатом столкновения или слияния звезд. Появление трех таких объектов за последние 15 лет наводит на мысль, что некоторые красные новые есть среди открытых ранее, но не подтвержденных по спектрам классических новых. Поэтому исследования трех известных объектов как во вспышках, так и в спокойном состоянии являются актуальными.

Цель диссертации. Исследование направлено на то, чтобы установить наблюдательными методами природу четырех объектов, которые испытали мощные вспышки. Цель исследования В[е]-звезды CI Cam - определение физических параметров и классификация звездных компонентов системы, выяснение природы В[е]-феномена. Наши наблюдения были направлены на изучение строения околозвездной оболочки и ее реакции на мощную рентгеновскую вспышку, на проверку известных гипотез о причине вспышки звезды.

V4641 Sgr - система с черной дырой в разделенной двойной системе со звездой спектрального класса В9-А0. Целью исследования было найти следы взаимодействия нормального компонента с черной дырой, в результате которого происходят вспышки. Была поставлена задача отнаблюдать систему в фазе нижнего соединения черной дыры, чтобы увидеть "на просвет" содержимое ее полости Роша.

Первая цель исследования пекулярных красных новых — установить, являются эти объекты одиночными или двойными звездами. Следующая цель - исследование компонентов систем и поиск следов взаимодействия между компонентами. Целью исследования спектра V838 Mon во вспышке было уточнение ее эволюционного статуса и сходства (или отличия) этой звезды

от новоподобных звезд, находящихся в пост-AGB стадии эволюции, представителями которых являются FG Sge и объект Сакураи (V4334 Sgr). На основе архивных данных, современной фотометрии и спектроскопии были установлены изменения в спектральных распределениях энергии двух пекулярных новых, которые произошли в результате вспышек.

Научная новизна

1. Впервые определены орбитальный период Р = 19.41 дня и элементы орбиты CI Cam. Спектральный класс и класс светимости В4 III-V главного компонента определен впервые по водородным линиям высоких порядков в синей области спектра. Ранее оценки спектрального класса делались только по распределению энергии в спектре и часто были ошибочными. Сделана динамическая оценка массы для В[е]-звезды в системе CI Cam М(В[е]) > 12MQ.

2. Впервые обнаружены такие особенности спектральных изменений CI Cam, как снижение интенсивности линий Hei после вспышки относительно уровня их интенсивности до вспышки, запаздывание пика вспышки запрещенной линии [N II] A5755Ä на 210 ±20 дней относительно пика вспышки в рентгеновском диапазоне и тот факт, что поток в этой линии оставался постоянным в течение вспышки.

3. Впервые псследовано взаимодействие релятивистского компонента V4641 Sgr с нормальной звездой методом спектроскопии в нижнем соединении релятивистского компонента. Это привело к открытию газового потока, направленного от наблюдателя, который интерпретируется как часть разреженного кепле-ровского газового диска. Впервые определена масса кандидата в черные дыры по скорости газового потока на орбите вокруг него.

4. Впервые доказано, что пекулярная красная новая V838 Моп имеет нормальное, близкое к солнечному, содержание элементов. Поэтому пекулярные красные новые нельзя отнести к звездам, находящимся в пост-AGB стадии эволюции. Этот результат позволяет выделить три известные пекулярные красные новые звезды в новый, неизвестный ранее класс астрофизических объектов.

л

5- Впервые обнаружены линии лития в спектре У838 Моп.

6. Впервые показано, что до вспышки У838 Моп была горячей голубой звездой с показателем цвета (В — У)о = —0т.17 ± 0т.10. Ранее считалось, что она была звездой класса К главной последовательности (Мунари и др., 2002 а), или звездой ГОШ-П (Мунари и др., 20026). Впервые опубликовано предположение, основанное на изменениях в спектральном распределении энергии в результате вспышки, что взорвавшаяся звезда до вспышки была голубой звездой и имела такое же спектральное распределение энергии, как и ее компонент класса ВЗУ. Теперь это положение общепризнано.

7. Впервые описана переменность спектров У838 Моп в спокойном состоянии, а в синей области спектра отождествлены запрещенные эмиссии ре II], интенсивность которых быстро увеличивается.

8. Впервые описан и интерпретирован спектр У4332 Sgг в синем диапазоне. На основе уникальных фотоснимков московской коллекции и современной фотометрии и спектроскопии У4332 Sgr показано, что голубой компонент, наблюдавшийся в спектральном распределении энергии в 1980-86 годах до вспышки, теперь не виден в спектре. Так что и в этом случае произошел взрыв голубой звезды в двойной системе. Наши наблюдения опровергают предположение, что до вспышки У4332 Sgr была звездой солнечного типа.

Научная и практическая ценность. Наш длительный семилетний ряд спектроскопических наблюдений С1 Сат имеет особую научную ценность, так как сопровождался многоцветной фотометрией. Это дает возможность фотометрической калибровки спектров и определения потоков в линиях в физических единицах. Наша спектроскопия С1 Сат во вспышке наиболее полна и информативна на фоне всех мировых наблюдательных данных.

Открытие орбитального периода Р — 19.41 дня и определение элементов орбиты, оценка массы главного компонента С1 Сат и даже ограничение его размера высотой периастра орбиты дают прямую и уникальную информацию о звездах с В[е]-феноменом. Оценка массы компактного компонента, который с большой вероятностью является белым карликом, объясня-

ет причину рентгеновской вспышки 1998 г. 19-дневный период подтвержден фотометрическим методом В.М. Ларионовым (Санкт-Петербургский университет) и В.И. Шенавриным (ГА-ИШ МГУ) на ВАК-2004 "Горизонты Вселенной" в Москве, а также в докладе С. Кларка (Открытый университет, UKL, Англия) на конференции "Звезды с В[е]-феноменом" в 2005 г. в Нидерландах. Наша фотометрия и лучевые скорости в табличном виде доступны в Интернете и используются в зарубежных публикациях. Спектроскопия CI Саш используется в производственной практике студентов Московского, Казанского и Санкт-Пстсрбургского университетов.

Ценность примененного нами спектроскопического метода исследования содержимого полости Роша компактного компонента V4641 Sgr "па просвет" состоит в том, что он может быть применен к другим рентгеновским системам с большим наклонением орбиты.

Наше первое спектральное и фотометрическое исследование пекулярной красной новой V838 Моп (Горанский и др., 2002), широко' цитируется в мировой литературе (15 цитирований в NASA ADS Abstract Service) и упоминается в ежегодном обзоре мировых достижений "Астрофизика в 2003 г." (Тримбл и Апшанден, 2004). Широко используются в мировых исследованиях опубликованные нами архивные и современные фотометрические данные по пекулярным красным новым. Принципиальное значение наших архивных изысканий для понимания природы этого феномена и важность результатов спектральных наблюдений на телескопе БТА отмечены оргкомитетом конференции на Ла Пальма (Испания) в 2006 г., и эта оценка отражена в трудах конференции. Особая ценность наших спектроскопических данных по красным новым состоит в том, что они анализируются в совокупности с архивной и современной многоцветной фотометрией.

Основные результаты, выносимые на защиту:

1. Результаты семилетней спектроскопии рентгеновского транзиентного источника CI Саш во вспышке и в спокойном состоянии, полученные в САО РАН. Результаты исследования поведения спектра во вспышке: нарушение и последующее восстановление структуры стратифицированной оболочки, реак-

ция внешних слоев оболочки по линии [N И], ионизация окружающего газа вспышкой и выброс газа со скоростью 1200 км/с.

2. Определение орбиты компактного компонента в системе CI Саш с орбитальным периодом Р = 19.41 ±0.02 дня и эксцентриситетом 0.62±0.07. Динамическая оценка массы для В[е]-звезды Л/(Л[е]) > 12MG. Определение спектрального класса главного компонента CI Cam В4 III-V по водородным линиям.

3. Классификация V4641 Sgr как разделенной системы, в спектре которой виден только один оптический компонент спектрального класса A0III. Обнаружение разреженного газового потока в системе. Определение по скорости движения вещества в разреженном потоке массы кандидата в черные дыры 7.1 < Мвн < 9.5М©.

4. Доказательство, что пекулярная красная новая V838 Моп - звезда с нормальным, близким к солнечному, содержанием элементов. Обнаружение в ее спектре сильной линии Li A6707Ä. Вывод, что до вспышки V838 Моп была широкой физической парой, состоящей из двух звезд класса В, одна из которых взорвалась.

5. Результаты спектроскопии пекулярной красной новой V4332 Sgr. Вывод, что до вспышки система V4332 Sgr состояла из двух звездных компонентов: голубого и красного, и что в 1994 г. произошел взрыв голубого компонента.

Апробация результатов

Результаты нашей работы докладывались на научных семинарах САО РАН и на следующих конференциях:

1. Переменные звезды — ключ к пониманию строения и эволюции Галактики. Международная конференция, посвящен-пая 90-летшо со дня рождения В.В. Кукаркина (Москва, 1999).

2. Физика катаклизмичсских переменных и сходных с ними объектов. Международная конференция, посвященпая 65-летию со дня рождения Клауса Бауэрмапа (Геттинген, Германия, 2001).

3. Вспышки классических новых звезд. Международная конференция (Сиджес, Испания, 2002).

4. Новые взгляды на микроквазары. 4-й симпозиум по микроквазарам (Каргезе, Корсика, Франция, 2002).

5.10-я открытая конференция молодых ученых по астрономии и космической физике (Киев, Украина, 2003).

6. Горизонты Вселенной. Всероссийская астрономическая конференция ВАК-2004 (Москва, 2004).

7. Звезды с В[е]-феиоменом. Симпозиум (остров Влиелапд, Нидерланды, 2005).

8. Природа V838 Мол и ее светового эха. Конференция (остров Ла Пальма, Канарские острова, Испания, 2006).

Содержание диссертации

Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения и списка цитируемой литературы. Общий объем диссертации 165 страниц, 36 рисунков и 10 таблиц. Список цитируемой литературы содержит 165 ссылок.

Во введении дана общая характеристика работы, в таблице исследуемых объектов приводится их номенклатура, точные координаты и пределы переменности в звездных величинах, а также спектральпые классы. Обсуждается актуальность темы, цель диссертации, научная новизна, научная и практическая ценность. Изложены основные положения диссертации, выносимые на защиту. Приводится список научных мероприятий, на которых осуществлялась апробация результатов диссертации. Дается список работ, в которых опубликованы результаты диссертационного исследования.

В конце введения в п.2 дается краткое описание стандартной методики обработки спектральных наблюдений. Описана первичная обработка кадров ПЗС, спектральные измерения и отождествление спектров на персональных ЭВМ на основе баз данных по атомпым спектрам из Интернета, а также перевод эмиссионных спектров в энергетические единицы с помощью фотометрии. Приведены точности фотометрических и спектральных измерений.

В главе 1 описаны спектральные и фотометрические исследования рентгеновского транзиеитного источника и В[е]-звезды CI Cam. В начале главы дается описание В[е]-феномена и краткое описание истории исследования звезды по литературным источникам. В пункте 1 описаны наблюдения CI Cam во вспышке 1998 года на БТА, полученные со спектрографом СП-124 в фокусе Нэсмита. Семилетний мониторинг в спокойном состоя-

нии проводился в основном на 1-м телескопе Цейсса САО со спектрографом UAGS. Получены спектры среднего разрешения 4-10А. Приводится таблица всех спектральных наблюдепий CI Cam, включающая даты получения спектров, спектральный диапазон и спектральное разрешение.

В п. 1 и 2 исследованы поведение эмиссионных линий в спектре CI Cam и изменения их параметров во вспышке и в спокойном состоянии. Обнаружены свидетельства выброса вещества при вспышке со скоростью 1200 км/с.

В п.З описана методика определения спектрального класса и класса светимости главного компонента CI Cam - В-звезды по ширине абсорбционных крыльев водородных линий. Хайпес и др. (2002) заметили абсорбционные крылья в линиях водорода Hj и Н€ и предположили, что это фотосферные абсорбционные линии В-звезды. Ширина этих крыльев 25А противоречит классификации звезды в упомянутой работе как сверхгиганта. Для проведения диагностики мы использовали спектры, полученные на БТА в синей области с высоким отношением сигнал/шум. Обнаружено, что вклад эмиссионных компонентов резко уменьшается с увеличением номера линии, так что возможна диагностика спектрального класса по полной ширине абсорбционного компонента FWZI. Для калибровки использовались две базы данных для нормальных звездных спектров, имеющиеся в Интернете. В результате получен спектральный класс CI Cam В4 III-V. Расстояние до звезды, определяемое по спектру, составляет 1.1-1.9 кпк.

В п.4 определены орбитальные элементы CI Cam по кривой лучевых скоростей слабой эмиссионной линии Не II А4686А. Компактный компонент движется по эллиптической орбите с эксцентриситетом е = 0.62±0.07 с периодом 19.407 ±0.020 дня. Этот период проявляется также в наших фотометрических наблюдениях как волна с амплитудой О"1.032 в полосе V. Функция масс компактного компонента 12 М0 является нижним пределом массы В-звезды. При наклонении орбиты г > 38° компактный компонент является белым карликом, при меньшем наклонении он может быть и нейтронной звездой. Наши наблюдения свидетельствуют в пользу гипотезы, что причиной вспышки CI Cam 1998 г. является термоядерный взрыв на поверхности белого карлика (сценарий классических новых).

В главе 2 изложены результаты спектроскопического исследования V4641 Sgr в спокойном состоянии. Спектр звезды, полученный в 1996 г. на БТА, соответствует спектральному классу A0III. В спектре нет каких-либо эмиссионных деталей, которые - бы свидетельствовали об аккреции в системе, о наличии звездного ветра с нормальной звезды, или существовании аккреционного диска.

Мы провели специальные наблюдения V4641 Sgr на БТА со спектрографом UAGS около фазы нижнего соединения черной дыры, чтобы рассмотреть ее окрестности на просвет на фоне звездного диска нормального компонента. В красном крыле абсорбционной линии HQ обнаружена депрессия с эквивалентной шириной EW = 0.5Â. Движение поглощающего свет газового потока направлено от наблюдателя. В то же время в голубом крыле линии не было никаких следов поглощения, которые можно ожидать в случае существования аккреционного потока через точку Лагранжа Li системы.

В п.2 в предположении, что разреженный газ находится на келлеровской орбите вокруг черной дыры в плоскости орбиты, мы оцениваем массу черной дыры по максимальной скорости газового потока, которая составляет 7.1 < МПп < 9.5М0. Эта оценка подтверждает модель Ороса и др. (2001) системы V4641 Sgr.

В главе 3 изложены основные результаты нашего исследования пекулярной красной новой V838 Mon (N Mon 2002), показаны кривые блеска и спектры новой во вспышке и в спокойном состоянии. В преамбуле к главе дан краткий обзор мировых достижений и нашего вклада в исследования этой звезды.

В п.1 описаны спектроскопические наблюдения V838 Mon, которые получены в предмаксимальной стадии, около максимума блеска и на спаде вспышки. Спектроскопический материал получен на 1-м телескопе CAO РАН со спектрографом UAGS. В предмаксимальной стадии наблюдался спектр сверхгиганта класса К с сильными абсорбционными линиями. Некоторые сильные линии имели профили типа Р Cyg. Мы показали, что фотосферный спектр V838 Mon хорошо коррелирует со спектром нормальной звезды класса КО HD 23524, в нем присутствуют те же детали и с теми же отношениями эквивалентных ширин. Сделан вывод, что V838 Mon имеет нормаль-

ное, близкое к солнечному содержание химических элементов, и потому не входит в группу ловоподобных объектов в поздней стадии эволюции пост-AGB, представителями которой являются FG Sge и V4334 Sgr (объект Сакураи). Вывод о нормальном содержании химических элементов был позднее подтвержден количественным анализом в работе Киппера и др. (2004). Мы впервые описали сильную линию Li I Л 6707Ä и отождествили еще одну линию Л 6103.6Ä этого элемента. Присутствие лития в спектре звезды свидетельствует о том, что эта звезда молодая и находится на ранней стадии эволюции.

Описаны спектральные изменения, которые происходили в ходе вспышки. Скорость расширения оболочки достигла —1804—200 км/с. Эта скорость на порядок меньше, чем у средней классической новой. Отмечается, что звезда не прошла через небулярную стадию, которая обычно наблюдается у классических новых.

В п.2 описаны наши спектральные наблюдения V838 Моп после окончания вспышки в оптическом диапазоне спектра. Спектры с разрешением 2-5Ä получены на БТА со спектрографами UAGS и SCORPIO. Звезда спектрально - двойная и состоит из компонента класса B3V (Мунари и др., 2002а) и экстремально холодного и единственного в своем роде "коричневого" L-сверхгиганта (Эванс и др., 2003). "Коричневый" сверхгигант является остатком новой и ярко светит в инфракрасном диапазоне. Фотометрия показала его повторное поярчание, максимальная амлитуда которого наблюдалась в ИК лучах. В наших спектрах мы отождествили полосы молекул TiO, VO, АЮ, BaO, YO, ScO, ZrO, три первых молекулы были отождествлены в ИК лучах ранее другими исследователями. В кантах полос поглощения TiO видны яркие детали, похожие на эмиссионные линии. Это явление объясняется как эффект блокировки излучения молекулярными полосами (бланкстинг- эффект). Обнаружена спектральная переменность сверхгиганта за 10 месяцев 2004 г. По спектру L-сверхгигант относится к кислородной ветви холодных звезд.

В синей области спектра, где вклад холодного сверхгиганта очень мал, мы обнаружили полосу поглощения TiO (А4421А), которая перекрывает непрерывный спектр горячей звезды. Это доказывает, что компоненты составляют физическую пару. Мы

отождествили интеркомбинационную эмиссию Mgl A4571À на нулевой скорости, которая свидетельствует о присутствии в системе или в ее окрестностях холодного разреженного газа. В конце 2005 г. мы обнаружили в синей области спектра запре-■г щенные эмиссии [Fe II], интенсивность которых быстро увеличивается. Предполагается, что усиление спектра [Fe II] связано с тем, что газ, выброшенный во вспышке 2002 г., поступает в окрестности спутника - звезды класса B3V.

Пункт 3 посвящен анализу наших спектроскопических данных в совокупности с данными архивной и современной многоцветной фотометрии. Для того, чтобы понять причину вспышки, мы сравнили спектральные распределения энергии V838 Mon до и после вспышки. Чтобы разделить вклад горячего и холодного компонентов в фотометрических полосах, были использованы спектры, полученные на БТА. Уже в первых работах мы показали, что до вспышки на месте V838 Mon была видна голубая звезда, распределение энергии которой в широком диапазоне длин волн от полосы В до ИК полосы К соответствует спектру B3V. В распределении энергии после вспышки виден дефицит энергии голубой звезды. Яркость голубого компонента B3V стала на X звездную величину меньше суммарной яркости компонентов до вспышки. Из этого следует, что компонент, испытавший вспышку, до вспышки имел такое же спектральное распределение энергии, как и его спутник класса B3V, и был ярче, чем тот компонент B3V, который мы наблюдаем в настоящее время. По нашей оценке это была такая же В-звезда, которая была в 1.36±0.03 раза ярче, чем ее компонент класса B3V.

В п.4 содержится анализ и оценка всех известных гипотез о причинах вспышек пекулярных красных новых звезд на основе полученных нами фактов.

В главе 4 приведены результаты спектрального исследования пекулярной красной новой звезды V4332 Sgr (N Sgr 1994 No.l) в 2005 г., через 11 лет после вспышки. В преамбуле к главе дан краткий обзор предыдущих исследований. В п.1 описаны спектроскопические наблюдения V4332 Sgr в синем диапазоне спектра A3880-5600Â на БТА со спектрографом SCORPIO. Объект очень слаб, в полосе В его блеск равен 19т.5. Поэтому он не был еще исследован в синем диапазоне.

Спектр V4332 Sgr уникален. Мы смогли интерпретировать его по описаниям спектров холодных звезд Меррила (1959), и наши отождествления основных деталей подтверждены в новой работе Кимсвенджера (2006). В синей части спектра видны резонансные эмиссии Al I, Са I, Мп I, Сг Г, Sr I и одновременно узкие молекулярные эмиссии АЮ, TiO, и VO. Излучение молекул сосредоточено в кантах молекулярных полос. Многочисленные эмиссии Cr I видны на лучевой скорости объекта -70 км/с. В то же время в спектре не найдено типичных линий нейтрального железа Fe I, хотя некоторые слабые линии этого элемента многократно усилены. Эмиссии Fe I и Fe II наблюдались сразу после вспышки в работе Мартини и др. (1999). В нашем диапазоне есть эмиссии Rb I и интеркомбинационная линия Mg I A4571Â. Эмиссия Mg I наблюдается только при наличии большого объема разреженного газа (Меррил, 1959). В спектре кроме линий разреженного газа виден континуум звезды класса М7 с молекулярными полосами поглощения TiO.

В п. 2 приводятся результаты анализа нашей спектроскопии V4332 Sgr в совокупности с архивной и современной фотометрией. Кроме данных цифровых обзоров неба, мы использовали глубокие снимки этой области неба, полученные в ГАИШ МГУ в 1980-1986 годах в фильтрах BV. Мы доказали, что в то время спектр V4332 Sgr содержал два компонента, голубой и красный. Спектроскопия БТА и многоцветная фотометрия, выполненная в CAO РАН, показывают, что краспый компонент класса М7 еще виден, а голубой компонент исчез из спектрального распределения энергии. Так что и в случае V4332 Sgr произошел взрыв голубой звезды в двойной системе.

В заключении диссертации рассматриваются перспективы исследований по нашей тематике. Здесь же мы благодарим исследователей и специалистов, а также научные организации, которые внесли ценный вклад в настоящую работу.

Публикации по теме диссертации

Основные результаты диссертации опубликованы в 18 работах общим объемом 109 страниц, все работы написаны совместно с другими авторами.

1. Barsukova Е.А., Fabrika S.N., Pustilnik S.A., Ugryumov A.V. Optical monitoring of CI Саш after the X-ray burst on April 1, 1998.

SAO Bull. V.45, p.145-151, 1998.

2. Barsukova E., Fabrika S.. Spectral monitoring of the rapid X-ray transient CI Cam. "Перемспные звезды - ключ к пониманию строения и эволюции Галактики". Сборник трудов. Ред. Н.Н.Самусь, А.В.Миронов. Нижний Архыз. с.154-158. 2000.

3. Hynes R.I., Clark J.S., Barsukova Е.А., С all an an P.J., Charles P.A., Collier Cameron A., Fabrika S.N., Garcia M.R., Haswell С .A., Home K., Miroshnichenko A., Negueruela I., Reig P., Welch W.F., With-erick D.K. Spectroscopic observations of the candidate sgB[e]/X-ray binary CI Camelopardalis. Astron. and Astrophys. V.392, No.3, p.991-1013, 2002.

4. Barsukova E.A., Borisov N.V., Fabrika S.N., Goranskij V.P., Met-lova N.V. Spectral and photometric evolution of the B[e]/X-ray transient CI Camelopardalis after its outburst in 1998. ASP Conf. Series V.261, p.463-464, 2002.

5. Барсукова E.A., Борисов H.B., ГоранскиЙ В.П., Лютый В.М., Метлова Н.В. Фотометрическое и спектральпое исследование В[е]-звезды и рентгеновского транзиентного источника CI Жирафа. Астрон. журнал, т.79, No.4, с.309-327, 2002.

6. Barsukova Е.А., Borisov N.V., Goranskii V.P., Kusakin A.V., Metlova N.V., Shugarov S.Yu. Nova Monocerotis 2002 (V838 Mon) in the early stages of its outburst. AIP Conf. Proc. V.637, p.303-307, 2002.

7. Горанский В.П., Кусакин А.В., Метлова Н.В., Шугаров С.Ю., Барсукова Е.А., Борисов Н.В. Новая Единорога 2002 г. (V838 Моп) на ранних стадиях вспышки. Письма в Астрон. журнал т. 28, No. 10, с.764-774, 2002.

8. Goranskij V.P., Barsukova Е.А., Burenkov A.N., Monin D.N. Rarefied gaseous disk around black hole in the system of V 4641 Sgr. "New Views on Microquasars". Ed-s P.Durouchox, V.Fuchs, J.Rodriguez. Center of Space Physics. Kolkata, India, p.382-384. 2003.

9. Горанский В.П., Барсукова E.A., Буренков A.H. Фотометрия и спектроскопия системы V4641 Стрельца в спокойном состоянии. Астрон. журнал, т.80, No.9, с.805-815, 2003.

10. Goranskij V.P., Shugarov S.Yu., Barsukova E.A., Kroll P. V838 Mon before and after its outburst. Inform. Bull. Var. Stars No.5511, p.1-4, 2004.

11. Горанский В.П., Барсукова Е.А., Борисов Н.В., Метлова Н.В., Шугаров СЮ. Пекулярпые новые звезды с красными спектрами К-М во вспышках. ВАК-2004. Тезисы докладов. Труды ГАИШ т.75, с.138-139, 2004 (http://jet.sao.ru/ ~bars/rednovae.htm).

12. Барсукова Е.А., Борисов Н.В., Буренков А.Н., Горанский В.П.,

Метлова Н.В. Спектральные и фотометрические наблюдепия рентгеновского транзиепта и В[е]-звезды CI Жирафа в 1998-2004 г. ВАК-2004. Труда ГАЙШ т. 75, с.147, 2004. (http://jet.sao.ru/~bars/vac2004r.htm).

13. Barsukova Е.А., Borisov N.V., Burenkov A.N., Klochkova V.G., Goranskij, V.P., Metlova N.V. The orbital period of CI Cam (XTE J0421+560). Astronomer's Tel. No.416, 2005.

(http://jet.sao.ru/~bajK/orbit-ce.htm).

14. Barsukova E.A., Borisov N.V., Burenkov A.N., Goranskij V.P., Klochkova V.G., Metlova N.V. The orbital period of the B[e]/ X-ray binary CI Cam. Workshop on Stars with the B[e] phenomenon, 10-16 July, 2005. Island of Vlieland, The Netherlands. Abstracts-Posters, p. 42, 2005.

15. Барсукова E.A., Борисов H.B., Буренков A.H., Горанский В.П., Клочкова В.Г., Метлова Н.В. Результаты фотометрических и спектральных паблюдений CI Жирафа в 1998-2005 гг. Астроп. журнал, т.83, No.8, с.745-760, 2006.

16. Barsukova Е., Goranskij V., Abolmasov P. and Fabrika S. Rapid strengthening of iron forbidden lines in the spectrum of V838 Mon. Astronomer's Tel. No.803, 2006.

17. Goranskij V., Barsukova E.A. Historical light curves of peculiar novae V838 Mon and V4332 Sgr. Conference on "The nature of V838 Mon and its light echo". Programme, abstracts, and list of participants. 16-19 May 2006, La Palma, Canary Islands, Spain. P.23. 2006.

18. Barsukova E., Goranskij V. Comparative analysis of blue spectra of the peculiar novae V838 Mon and V4332 Sgr in the quiet state after their outbursts. Conference on "The nature of V838 Mon and its light echo". Programme, abstracts, and list of participants. 16-19 May 2006, La Palma, Canary Islands, Spain. P.26. 2006.

Личный вклад автора. Автору принадлежит постановка задач, обоснование программ спектральных наблюдений на ВТА и на 1-м телескопе САО, участие в наблюдениях на БТА, вся обработка и первичный анализ спектров средней дисперсии, полученных в САО. ПЗС UBVRI-фотометрия выполнена в САО РАН и на Крымской станции ГАИШ МГУ совместно с

B.П. Горанскнм. Наблюдения интерпретировались совместно с

C.Н. Фабрикой или В.П. Горанским.

Цитируемая литература

1. Горапский и Барсукова, 2004 - V.P. Goranskij, Е.А. Barsukova,

Astronomer's Tel. No. 245.

2. Ибен и Тутуков, 1992 - I. Iben, Jr., A.V. Tutukov, Astrophys. J. 389, 369.

3. Кимсвенджер, 2006 - S. Kimeswenger, Astron. Nachr. 327, 44.

4. Киппер и др., 2004 — Т. Kipper, V.G. Klochkova, К. Annuk, A. Hirv, I. Kolka, L. Leedjarv, A. Puss, P. Skoda, M. Slechta, Astron. Astrophys. 416, 1107.

5. Меррил, 1959 - П. Меррил. Линии химических элементов в астрономических спектрах. ИЛ. М.

6. Мунари и др., 2002а - U. Munari, S. Desidera, A. Henden, IAU Circ. No. 8005.

7. Мунари и др., 20026 - U. Munari, A. Henden, S. Kiyota, D. Laney, F. Marang, Т. Zwitter, R.L.M. Corradi, S. Desidera, P.M. Marrese, E. Giro, F. Boshi, M.B. Schwartz, Astron. Astrophys. 389, L51.

8. Орос и др., 2001 - J. Orosz, E. Kuulkers, M. van der Klis, J.E. McClintock, M.R. Garcia, P.J. Callanan, C.D. Bailyn, R.K. Jain, R.A. Remillard, Astrophys.J. 555, 489.

9. Ревнивцев и др., 2002 - M. Revnivtsev, R. Simyaev, M. Gilfanov and E. Churazov, Astron. Astrophys. 385, 904.

10. Горанский и др., 2002 - V.P. Goranskii, A.V. Kusakin, N.V. Metlova, S.Yu. Shugarov, E.A. Barsukova, N.V. Borisov, Astronomy Letters, 28, 691.

11. Тримбл и Ашвanдсп, 2004 - V. Trimble and M.J. Aschwanden, Publ. Astron. Soc. Pacific 116, 218.

12. Тыленда и др., 2005 - R. Tylenda, L.A. Crause, S.K. Gorny, M.R. Schmidt, Astron. Astrophys. 439, 651.

13. Хайнес и др., 2002 - R.I. Hynes, J.S. Clark, E.A. Barsukova, P.J. Callanan, P.A. Charles, A. Collier Cameron, S.N. Fabrika, M.R. Garcia, C.A. Haswell, K. Home, A. Miroshnichcnko, I. Negueruela, P. Reig, W.F. Welch, D.K. Witherick, Astron. Astrophys. 392, 991.

14. Хьелминг и др., 2000 -R.M. Hjellming, M.P. Rupen, R.W. Hun-stead, D. Campbell-Wilson, A.J. Mjoduszewski, B.M. Gaensler, D.A. Smith, R.J. Sault, R.P. Fender, R.E. Spencer, C.J. de la Force, A.M.S. Richards, S.T. Gar ringt on, S.A. Trushkin, F.D. Ghigo, E.B. Waltman, M. McCollough, Astrophys. J. 544, 977.

15. Эванс и др., 2003 - A. Evans, T.R. Geballe, M.T. Rushton, B. Smalley, J.Th. van Loon, S.P.S. Eyres, V.H. Tyne, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 343, 1054.

Бесплатно

Е.А. Барсукова

Исследование рентгеновских транзиентных источников и пекулярных новых звезд

Зак. N173с Уч изд. л. - 1.0 Тираж 100 Специальная астрофизическая обсерватория РАН

Введение

1. Общая характеристика работы и ее краткое описание

2. Методика обработки наблюдательных данных

Глава 1. Спектральное и фотометрическое исследование рентгеновского транзиентного источника и

В[е]-звезды CI Жирафа

1. Спектральные наблюдения вспышки CI Саш

2. Спектральная эволюция CI Саш после вспышки

3. Спектральный класс В[е]-звезды

4. Орбитальный период CI Саш

1. Общая характеристика работы и ее краткое описание

Диссертация посвящена исследованию четырех астрофизических объектов, испытавших вспышки с большим энерговыделением в оптической области спектра. Абсолютные величины этих объектов в максимуме вспышек находятся в диапазоне Mv от -6т до -10т. Два объекта исследования, CI Саш и V4641 Sgr, известны как рентгеновские транзиент-ные источники. V838 Mon и V4332 Sgr являются пекулярными новыми неизвестной пока природы, которые по своему энерговыделению близки к классическим новым. В пике вспышек светимость всех этих объектов превышала критическую эддингтоновскую светимость. Огромные (сверхкритические) светимости объединяют эти звезды в нашем исследовании. Понимание механизмов большого энерговыделения имеет существенное значение для астрофизики. В Лаборатории физики звезд CAO мы исследовали разные объекты со вспышками и большим энерговыделением, но для данной диссертации мы выбрали самые интересные из них, каждый из которых уникален для своего класса. Два из них оказались представителями нового класса астрофизических объектов.

Рентгеновские транзиентные источники - это объекты, появляющиеся на рентгеновском небе на некоторое время, а затем исчезающие. Появление такого источника чаще всего связано с эпизодом аккреции вещества на компактный или релятивистский объект: белый карлик, нейтронную звезду или черную дыру в двойных звездных системах;. При падении вещества на вращающуюся нейтронную звезду с магнитным полем наблюдается модуляция потока рентгеновского излучения с периодом вращения. При открытии такой модуляции можно сделать вывод о наличии нейтронной звезды в двойной системе. В случае падения вещества на черную дыру наблюдается быстрая переменность в шкале секунд - десятков секунд. По рентгеновскому спектру такое событие можно идентифицировать по "хвосту" жесткого излучения, распространяющемуся до нескольких сотен КэВ. В эпизодах сверхкритической аккреции на черную дыру возможно испускание релятивистских струй в противоположных направлениях. Релятивистские струи часто наблюдаются в радиодиапазоне у активных ядер галактик и квазаров, и длина таких струй может достигать нескольких мегапарсек. У галактических двойных систем - источников струй длина струй достигает десятков парсек. Массы черных дыр в ядрах активных галактик в миллионы раз больше масс черных дыр в двойных системах. Поэтому рентгеновские двойные со струями называются микроквазарами.

Появление рентгеновского транзиентного источника сопровождается оптической вспышкой, хотя это происходит не всегда. У некоторых тран-зиентных источников в системах ОВ- или Ме-звезд заметного поярчания в оптике не выявлено.

Рентгеновский транзиентный источник ХТЕ J0419+56, появившийся на рентгеновском небе 31 марта 1998 г. и достигший максимума интенсивности 1 апреля, был отождествлен с переменной В[е]-звездой CI Саш. Пик вспышки был очень коротким, но сама вспышка в рентгеновском диапазоне и в оптике продолжалась около месяца. Амплитуда оптической вспышки была по крайней мере Зт.5 в полосе R (максимум оптического блеска, вероятно, был пропущен наблюдателями). В рентгеновском диапазоне не было обнаружено ни пульсаций, ни быстрой переменности потока излучения. Вспышка была зарегистрирована в широком диапазоне длин волн от радио- до рентгеновского диапазона. Это пока единственный известный рентгеновский транзиент, наблюдавшийся среди звезд с В[е]-феноменом. Природа В[е]-звезд еще недостаточно ясна и дискутируется. Среди В[е]-звезд есть В[е]-сверхгиганты, ярчайшие звезды в галактиках, которые доходят по светимости до уровня ярких голубых переменных звезд (LBV). В пике вспышки оптический блеск звезды CI Саш превысил блеск в спокойном состоянии в 25 раз. Подобные оптические вспышки В[е]-звезд еще не наблюдались ни в нашей, ни в соседних галактиках. Кроме того в радиодиапазоне через несколько дней после максимума на VLA наблюдались s-образные радиоструи, из-за чего этот объект несколько лет считался микроквазаром. Позднее с помощью наблюдений на VLBA этот результат был пересмотрен, и объект был исключен из списков микроквазаров. Но наблюдения на VLB А обнаружили расширяющуюся с замедлением биполярную радиотуманность, результат выброса газа из системы во время вспышки. Вспышка CI Cam привлекла внимание многих исследователей. Однако, результаты исследований оказались противоречивыми. Ясно, что CI Саш - двойная система, содержащая компактный объект. В разных работах предполагалось, что система содержит черную дыру, нейтронную звезду или белый карлик, а причина вспышки объяснялась сверхкритической аккрецией на черную дыру или нейтронную звезду, а также термоядерным взрывом на поверхности белого карлика. Расстояние до системы оставалось тоже неопределенным, от 1 до 5-8 кпк. В С АО получен уникальный ряд спектральных наблюдений CI Саш на БТА и 1-м телескопе Цейсса во вспышке и в спокойном состоянии в течение следующих после вспышки 7 лет. Ценность этих наблюдений еще и в том, что спектроскопия в С АО сопровождалась фотометрическими наблюдениями как в САО, так и на Крымской станции ГАИШ в сотрудничестве с нашими коллегами из Московского университета. Целью нашего исследования было определение орбиты и спектральных классов компонентов системы, изучение строения оболочки В[е]-звезды и изменений, происшедших с нею при рентгеновской вспышке, природы оптической переменности, свети-мостей компонентов и эволюционной стадии системы.

Другой объект исследования из группы рентгеновских транзиентных источников - V4641 Sgr (ранее ошибочно отождествленный с GM Sge) также был известен как переменная звезда до большой рентгеновской вспышки 15 сентября 1999 г. В каталогах рентгеновских источников объект значится как SAX J1819.3-2525 или ХТЕ J1819-254. До вспышки в 1999 г. он был известен как эллипсоидальная или затменная двойная система, которая в 1978 г. испытала необычную вспышку с амплитудой до 2т.О В. В САО еще в 1996 г. были получены спектры этой звезды, спектральный класс ее был АО без каких либо особенностей или эмиссионных линий, указывающих на то, что в системе есть аккреционный диск и перенос массы. В большой вспышке 1999 г. у звезды наблюдались радиоструи, и на основании этих наблюдений объект был отнесен к микроквазарам. Как показали последующие наблюдения, у звезды происходят рентгеновские вспышки меньшей, чем в 1999 г., мощности с частотой 1 раз в год. В таких вспышках звезда проявляет быструю переменность в шкале десятки секунд с амплитудой, достигающей 1т.5, имеющую характер быстрых всплесков. Такое поведение аккрецирующих черных дыр было предсказано еще в работах Шварцмана (1971), Шакуры и Сюняе-ва (1973). В первых спектроскопических работах была определена масса компактного объекта, свидетельствующая о том, что он является кандидатом в черные дыры. Высказывалось предположение, что V4641 Sgr - экземпляр разделенной двойной системы с черной дырой, и что таких черных дыр, не проявляющих или чрезвычайно редко проявляющих себя в наблюдениях, может быть много. Система имеет большое наклонение орбиты, но не показывает затмений рентгеновского источника во вспышке. В нашей работе был поставлен спектроскопический эксперимент: во время нижнего соединения черной дыры просмотреть ее окрестности на просвет, на фоне находящейся позади нее нормальной звезды, чтобы установить причину ее вспышек. Результаты этого эксперимента приведены в настоящей работе.

Другая актуальная проблема астрофизики - пекулярные красные новые звезды со спектрами класса К-М во вспышках, которые не проходят небулярную стадию, как классические новые, а превращаются в холодные сверхгиганты. Впервые объект такого класса появился в 1988 г. в галактике Андромеды. В различных исследованиях звезда V1006/7 была описана как новая звезда, и как переменный красный сверхгигант, и эти свойства оказались двумя разными сторонами одного и того же явления. Впоследствии две такие красные новые звезды V4332 Sgr и V838 Mon вспыхнули в нашей Галактике, в 1994 и в 2002 г. соответственно. Вспышки этих звезд не сопровождались ни рентгеновским, ни радиоизлучением. В CAO РАН получены спектры V838 Mon во вспышке и в спокойном состоянии после вспышки, а для V4332 Sgr - в спокойном состоянии через 11 лет после вспышки 1994 г. Спектральные наблюдения опять анализировались в совокупности с фотометрией, проводившейся в CAO и на Крымской станции ГАИШ, а также с архивной фотометрией по материалам цифровых обзоров неба и коллекций негативов Московской и Зоннебергской обсерваторий. Такое комплексное исследование оказалось источником новых знаний о природе этого нового класса астрофизических объектов. В этом исследовании мы стремились установить причину явления пекулярных красных новых, исследовать состав химических элементов в их фотосферах, определить их спектральные классы, светимости и расстояния.

В таблице 1 приводятся основные данные об исследованных объектах: обозначения, координаты, звездные величины в спокойном состоянии и в максимуме блеска во вспышках, а также спектральный класс.

Для решения этих проблем использовался российский 6-метровый телескоп БТА со спектрографами среднего разрешения UAGS и SCORPIO, а также 1-м телескоп Цейсса CAO со спектрографом UAGS. В работе принимали участие сотрудники нескольких отделов и лабораторий CAO, а также сотрудники отдела изучения Галактики и переменных звезд, отдела звездной астрофизики, Крымской станции ГАИШ МГУ и рабочей группы ГАИШ МГУ при Тяныпанской обсерватории в Казахстане. Для фотометрических исследований использовался 1-м телескоп Цейсса CAO с ПЗС UBVRcIc-фотометром и 60-см телескоп Цейсса Крымской станции ГАИШ МГУ с различными ПЗС-приемниками и наборами фильтров.

Заметим, что некоторые решения задач наших исследований в первых работах не всегда оказывались правильными, и от них пришлось впоследствии отказаться. В диссертации показаны те аргументы и факты, на основании которых делались наши выводы. В конечном счете использование современных технологий наблюдений и их совершенствование, а также накопление достаточно большого количества наблюдательных данных, как правило, приводит к правильному решению.

Таблица 1. Объекты исследования

Звезда Другие R.A., Deel., Блеск в Блеск во Спектр. обозначения 2000 спок. сост. вспышке класс

Рентгеновские транзиентные источники:

CI Cam MWC 84, KPD KPD 0415+5552 LS V +55°16 IRAS 04156+5552 XTE J0421+560

4h19m428.ll +55°59'57".7 llm.42 - 11.87V 9m.2V 12 31-12.63B 10.25B ll.74-12.37t/ 10.3 U

B[e]

V4641 Sgr

GSC 6848.3786 XTE J1819-254 SAX J1819.3-2525

18h19m21'.64 —25°24'25".7

13.52-13.92V 13.45-13.82Д

8.9V

B9III

Пекулярные красные новые:

V838 Mon GSC 4822.39, 7Л04т04".85 15.4-16.3V 6.8V B3V+B1V

IRAS 07015-0346? -3°50'51".l 15 8-16.8B 7.9Я N Mon 2002

V4332 Sgr N Sgr 1994 No.l 18Л50т368.73 17.3-18.0V 8.6 V B+M

21°23'28".9 17.8-19.7Б 10.0 В

1.2 Актуальность темы

Исследования рентгеновских транзиентных источников актуальны, так как являются источником знаний о поведении вещества в экстремальных условиях. В таких исследованиях могут быть проверены выводы и предсказания теории и фундаментальные законы физики. Исследования космических вспышек рентгеновского излучения и их природы имеют практическое значение, связанное с освоением человеком космического пространства.

С появлением космических рентгеновских обсерваторий, ведущих обзор всего неба в реальном времени, регулярно делаются открытия тран-зиентных рентгеновских источников и рентгеновских новых звезд. Координаты областей локализации таких источников передаются на наземные оптические и радиообсерватории для последующего отождествления и исследования. Для успешного отождествления транзиентных рентгеновских источников, как правило, требуются срочные оптические наблюдения, пока вспышка продолжается. Сведения о массах релятивистских звезд получают из наземных наблюдений в оптическом диапазоне, когда объекты находятся в спокойном состоянии.

Поиск и исследование релятивистских звезд методами наземной оптической и радиоастрономии тоже актуален. Примером служат истории исследования объектов нашей диссертации CI Саш и V4641 Sgr. Обе эти звезды были открыты и исследованы еще до того, как у них наблюдались вспышки рентгеновского излучения. Предполагалось, что в мощных оптических вспышках у этих объектов наблюдались эпизоды сверхкритической аккреции на релятивистские объекты (у CI Саш - Хайнес и др. (2002), у V4641 Sgr - Ревнивцев и др. (2002а,б)). V4641 Sgr может быть объектом нового, наиболее многочисленного класса двойных систем, содержащих релятивистский компонент - разделенных систем (Хьелминг и др., 2000). Из-за отсутствия непрерывной аккреционной активности они не проявляют или редко проявляют себя в рентгеновских лучах, и вероятность их открытия на орбитальных рентгеновских обсерваториях очень мала. Тем не менее, появляются перспективы открытия и исследования таких систем традиционными методами оптической спектроскопии и фотометрии. Знания о V4641 Sgr актуальны еще и потому, что дают возможность понять поведение одиночных черных дыр, которые еще никогда не наблюдались.

Исследования рентгеновских транзиентных источников методами оптической астрономии актуальны еще и потому, что дают возможность предсказывать появление рентгеновских вспышек. Так на основе фотометрии рентгеновского транзиента BQ Cam (V0332 +53) его рентгеновская вспышка 2004 г. была предсказана за 10 месяцев до этого события

Горанский и Барсукова, 2004).

Загадка пекулярных новых V4332 Sgr и V838 Mon состоит в том, что они имеют спектры красных сверхгигантов классов К-М во вспышках и не проходят через небулярную стадию. Для того, чтобы понять природу пекулярной новой звезды V1006/7 в М31, Ибен и Тутуков (1992) построили модели вспышек в карликовых двойных системах с "холодным" маломассивным вырожденным карликом. Однако эта модель противоречит современным наблюдениям. Тыленда и соавторы (2005), изучавшие V4332 Sgr, придерживаются мнения, что до вспышки эта звезда была звездой солнечного типа, а вспышка была результатом столкновения или слияния звезд. Появление трех таких объектов за последние 15 лет наводит на мысль, что некоторые красные новые есть среди открытых ранее, но не подтвержденных по спектрам классических новых. Загадка этого нового для астрофизики класса объектов остается нерешенной. Поэтому исследования трех известных объектов как во вспышках, так и в спокойном состоянии являются актуальными.

1.3 Цель диссертации

Исследование направлено на то, чтобы установить наблюдательными методами природу четырех объектов, которые испытали мощные вспышки. Цель исследования CI Cam - опредение типа звездных компонентов системы, их физических параметров, выяснение природы В[е]-звезды в системе. Потому наши наблюдения были направлены также на изучение строения околозвездной оболочки и ее реакции на мощную рентгеновскую вспышку. Целью было установить причину вспышки звезды и проверить известные гипотезы о причине вспышки.

V4641 Sgr - система с черной дырой в разделенной двойной системе со звездой спектрального класса В9-А0. Целью исследования было найти следы взаимодействия нормального компонента с черной дырой. Была поставлена задача наблюдения системы в фазе нижнего соединения черной дыры, чтобы увидеть "на просвет" содержимое ее полости Роша.

Пекулярные красные новые звезды представляют собой новый и неизвестный ранее класс объектов. Первая цель исследования - установить, являются эти объекты одиночными или двойными звездами. Следующая цель - исследование компонентов систем и поиск следов взаимодействия между компонентами. Целью исследования спектра V838 Моп во вспышке было уточнение ее эволюционного статуса и сходства или отличия этой звезды от новоподобных звезд, находящихся в пост-AGB стадии эволюции, представителями которых являются FG Sge и объект Сакураи (V4334 Sgr). Целью работы было также установить по архивным фотографиям, по современной фотометрии и спектроскопии, какие изменения в спектральных распределениях энергии двух пекулярных новых произошли в результате вспышек.

1.4 Научная новизна

1. Впервые определены орбитальный период Р = 19.41 дня и элементы орбиты CI Саш. Спектральный класс и класс светимости В4 III-V главного компонента определен впервые по водородным линиям высоких порядков в синей области спектра. Ранее оценки спектрального класса делались только по распределению энергии в спектре и часто были ошибочными. Динамическая оценка массы для В[е]-звезды в системе CI Cam М(В[е\) > 12М©.

2. Впервые обнаружены такие особенности спектральных изменений CI Cam, как снижение интенсивности эмиссионных линий Hei после вспышки относительно уровня их интенсивности до вспышки, запаздывание пика вспышки запрещенной линии [N II] A5755Ä на 210 ±20 дней относительно пика вспышки в рентгеновском диапазоне и тот факт, что поток в этой линии оставался постоянным в течение вспышки.

3. Впервые исследовано взаимодействие релятивистского компонента V4641 Sgr с нормальной звездой методом спектроскопии в нижнем соединении релятивистского компонента. Это привело к открытию газового потока, направленного от наблюдателя, который интерпретируется как часть разреженного кеплеровского газового диска. Впервые определена масса кандидата в черные дыры по скорости газового потока на орбите вокруг него.

4. Впервые доказано, что пекулярная красная новая V838 Mon имеет нормальное, близкое к солнечному, содержание элементов. Поэтому пекулярные красные новые нельзя отнести к звездам, находящимся в пост-AGB стадии эволюции. Этот результат позволяет выделить три известные пекулярные красные новые звезды в новый, неизвестный ранее класс астрофизических объектов.

5. Впервые обнаружены линии лития в спектре V838 Mon.

6. Впервые показано, что до вспышки V838 Mon была горячей голубой звездой с показателем цвета (В — F)o = — 0m.17 ± 0ОТЛ0. Ранее считалось, что она была звездой класса F главной последовательности (Мунари и др., 2002 а), или звездой F0III-II (Мунари и др., 20026). Впервые опубликовано предположение, основанное на изменениях в спектральном распределении энергии в результате вспышки, что взорвавшаяся звезда до вспышки была голубой звездой и имела такое же спектральное распределение энегрии, как и ее компонент класса B3V. Теперь это положение общепризнано.

7. Впервые описана переменность спектров V838 Mon в спокойном состоянии, а в синей области спектра отождествлены запрещенные эмиссии [Fe И], интенсивность которых быстро увеличивается.

8. Впервые описан и интерпретирован спектр V4332 Sgr в синем диапазоне. На основе уникальных фотоснимков московской коллекции и современной фотометрии и спектроскопии V4332 Sgr показано, что голубой компонент, наблюдавшийся в спектральном распределении энергии в 1980-86 годах до вспышки, теперь не виден в спектре. Так что и в этом случае произошел взрыв голубой звезды в двойной системе. Наши наблюдения опровергают предположение, что до вспышки V4332 Sgr была звездой солнечного типа.

1.5 Научная и практическая ценность

Наш длительный семилетний ряд спектроскопических наблюдений CI Cam, полученный в САО, имеет особую научную ценность, так как сопровождался многоцветной фотометрией. Это дает возможность фотометрической калибровки спектров и определения потоков в линиях в физических единицах. Наша спектроскопия CI Cam во вспышке наиболее полна и информативна на фоне всех мировых наблюдательных данных.

Открытие орбитального периода 19.41 дня и определение элементов орбиты, оценка массы главного компонента CI Cam и даже ограничение его размера дают прямую, и уникальную информацию о звездах с В[е]-феноменом. Оценка массы компактного компонента, который возможно является белым карликом, объясняет причину рентгеновской вспышки 1998 г. 19-дневный период подтвержден фотометрическим методом в докладе В.М. Ларионова (Санкт-Петербургский университет) и В.И. Ше-наврина (ГАИШ МГУ) на ВАК-2004 "Горизонты Вселенной" в Москве, а также в докладе С. Кларка (Открытый университет, UKL, Англия) на конференции "Звезды с В[е]-феноменом" в 2005 г. в Нидерландах. Наша фотометрия и лучевые скорости в табличном виде доступны в Интернете и используются в зарубежных публикациях. Спектроскопия CI Cam используется в производственной практике студентов Московского, Казанского и Санкт-Петербургского университетов.

Ценность примененного нами спектроскопического метода исследования содержимого полости Роша компактного компонента V4641 Sgr "на просвет" состоит в том, что он может быть применен к другим рентгеновским системам с большим наклонением орбиты.

Наше первое спектральное и фотометрическое исследование пекулярной красной новой V838 Моп, опубликованное в Письмах в АЖ, широко цитируется в мировой литературе (15 цитирований в NASA ADS Abstract Service) и упоминается в ежегодном обзоре мировых достижений "Астрофизика в 2003 г." (Тримбл и Ашванден, 2004). Широко используются в мировой литературе опубликованные нами архивные и современные фотометрические данные по пекулярным красным новым. Принципиальное значение наших архивных изысканий для понимания природы этого феномена и важность результатов спектральных наблюдений на телескопе БТА отмечены оргкомитетом конференции на JIa Пальма (Испания) в 2006 г., и эта оценка отражена в трудах конференции. Особая ценность наших спектроскопических данных по красным новым состоит в том, что они анализируются в совокупности с архивной и современной многоцветной фотометрией.

1.6 Основные положения диссертации, выносимые на защиту

1. Результаты семилетней спектроскопии рентгеновского транзиент-ного источника CI Cam во вспышке и в спокойном состоянии, полученные в CAO РАН. Результаты исследования поведения спектра во вспышке: нарушение и последующее восстановление структуры стратифицированной оболочки, реакция внешних слоев оболочки по линии [N II], ионизация окружающего газа вспышкой и выброс газа со скоростью 1200 км/с.

2. Определение орбиты компактного компонента в системе CI Cam с периодом 19.41 ±0.02 дня с эксцентриситетом 0.62±0.07. Динамическая оценка массы для В[е]-звезды М(В[е]) > 12М©. Определение спектрального класса главного компонента CI Cam В4 III-V по водородным линиям.

3. Классификация V4641 Sgr как разделенной системы, в спектре которой виден только один оптический компонент спектрального класса A0III. Обнаружение разреженного газового потока в системе. Определение по скорости движения вещества в разреженном потоке массы кандидата в черные дыры 7.1 < Мвн < 9.5М0.

4. Доказательство, что пекулярная красная новая V838 Mon - звезда с нормальным, близким к солнечному, содержанием элементов. Открытие в ее спектре сильной линии лития A6707Â. Вывод, что до вспышки V838 Mon была широкой физической парой, состоящей из двух звезд класса В, одна из которых взорвалась.

5. Результаты спектроскопии пекулярной красной новой У4332 Sgr. Вывод, что до вспышки система У4332 Sgr состояла из двух звездных компонентов: голубого и красного, и что в 1994 г. произошел взрыв голубого компонента.

1.7 Апробация результатов

Результаты нашей работы докладывались на научных семинарах САО и на следующих конференциях.

1. "Переменные звезды - ключ к пониманию строения и эволюции Галактики". Международная конференция, посвященная 90-летию со дня рождения Б.В. Кукаркина (Москва, 1999).

2. "Физика катаклизмических переменных и сходных с ними объектов". Международная конференция, посвященная 65-летию со дня рождения Клауса Бауэрмана (Геттинген, Германия, 2001).

3. "Вспышки классических новых звезд". Международная конференция. (Сиджес, Испания, 2002).

4. "Новые взгляды на микроквазары". 4-й симпозиум по микроквазарам. (Каргезе, Корсика, Франция, 2002).

5. 10-я открытая конференция молодых ученых по астрономии и космической физике (Киев, Украина, 2003).

6. "Горизонты Вселенной". Всероссийская астрономическая конференция ВАК-2004 (Москва, 2004).

7. "Звезды с В[е]-феноменом". Симпозиум (остров Влиеланд, Нидерланды, 2005).

8. "Природа У838 Моп и ее светового эха". Конференция (остров Л а Пальма, Канарские острова, Испания, 2006).

1.8 Публикации по теме диссертации:

Основные результаты диссертации опубликованы в 18 работах общим объемом 109 страниц, все работы написаны совместно с другими авторами.

1. Barsukova Е.А., Fabrika S.N., Pustilnik S.A., Ugryumov A.V. Optical monitoring of CI Cam after the X-ray burst on April 1, 1998. SAO Bull. V.45, p.145-151, 1998.

2. Barsukova E., Fabrika S. Spectral monitoring of the rapid X-ray transient CI Cam. "Переменные звезды - ключ к пониманию строения и эволюции Галактики". Сборник трудов. Ред. Н.Н.Самусь, А.В.Миронов. Нижний Архыз. с. 154-158. 2000.

3. Hynes R.I., Clark J.S., Barsukova Е.А., Callanan P.J., Charles P.A., Collier Cameron A., Fabrika S.N., Garcia M.R., Haswell C.A., Home K., Miroshnichenko A., Negueruela I., Reig P., Welch W.F., Witherick D.K. Spectroscopic observations of the candidate sgB[e]/Х-ray binary CI Camelopardalis. Astron. and Astrophys. V.392, No.3, p.991-1013, 2002.

4. Barsukova E.A., Borisov N.V., Fabrika S.N., Goranskij V.P., Metlova N.V. Spectral and photometric evolution of the B[e]/X-ray transient CI Camelopardalis after its outburst in 1998. ASP Conf. Series V.261, p.463-464, 2002.

5. Барсукова E.A., Борисов H.B., Горанский В.П., Лютый В.М., Метло-ва Н.В. Фотометрическое и спектральное исследование В[е]-звезды и рентгеновского транзиентного источника CI Жирафа. Астрон. журнал, т.79, No.4, с.309-327, 2002.

6. Barsukova Е.А., Borisov N.V., Goranskii V.P., Kusakin A.V., Metlova N.V., Shugarov S.Yu. Nova Monocerotis 2002 (V838 Mon) in the early stages of its outburst. AIP Conf. Proc. V.637, p.303-307, 2002.

7. Горанский В.П., Кусакин А.В., Метлова Н.В., Шугаров С.Ю., Барсукова Е.А., Борисов Н.В. Новая Единорога 2002 г. (V838 Моп) на ранних стадиях вспышки. Письма в Астрон. журнал т. 28, No. 10, с.764-774, 2002.

8. Goranskij V.P., Barsukova Е.А., Burenkov A.N., Monin D.N. Rarefied gaseous disk around black hole in the system of V 4641 Sgr. "New Views on Microquasars". Ed-s P.Durouchox, V.Fuchs, J.Rodriguez. Center of Space Physics. Kolkata, India, p.382-384, 2002.

9. Горанский В.П., Барсукова Е.А., Буренков А.Н. Фотометрия и спектроскопия системы V4641 Стрельца в спокойном состоянии. Астрон. журнал, т.80, No.9, с.805-815, 2003.

10. Goranskij V.P., Shugarov S.Yu., Barsukova E.A., Kroll P. V838 Mon before and after its outburst. Inform. Bull. Var. Stars No.5511, p.1-4, 2004.

И. Горанский В.П., Барсукова Е.А., Борисов Н.В., Метлова Н.В., Шуга-ров С.Ю. Пекулярные новые звезды с красными спектрами К-М во вспышках. ВАК-2004. Тезисы докладов. Труды ГАИШ т.75, с.138-139, 2004 (http://jet.sao.ru/ ~bars/rednovae.htm).

12. Барсукова Е.А., Борисов Н.В., Буренков А.Н., Горанский В.П., Метлова Н.В. Спектральные и фотометрические наблюдения рентгеновского транзиента и В[е]-звезды CI Жирафа в 1998-2004 г. ВАК-2004. Труды ГАИШ т.75, с.147,2004. (http://jet.sao.ru/~bars/vac2004r.htm)

13. Barsukova Е.А., Borisov N.V., Burenkov A.N., Klochkova V.G., Goranskij, V.P., Metlova N.V. The orbital period of CI Cam (XTE J0421+560). Astronomer's Tel. No.416, 2005. (http://jet.sao.ru/~bars/orbit-ce.htm).

14. Barsukova E.A., Borisov N.V., Burenkov A.N., Goranskij V.P., Klochkova V.G., Metlova N.V. The orbital period of the B[e]/X-ray binary CI Cam. Workshop on Stars with the B[e] phenomenon, 10-16 July, 2005. Island of Vlieland, The Netherlands. Abstracts-Posters, p. 42, 2005.

15. Барсукова E.A., Борисов H.B., Буренков A.H., Горанский В.П., Клоч-кова В.Г., Метлова Н.В. Результаты фотометрических и спектральных наблюдений CI Жирафа в 1998-2005 гг. Астрон. журнал, т.83, No.8, с.745-760, 2006.

16. Barsukova Е., Goranskij V., Abolmasov P. and Fabrika S. Rapid strengthening of iron forbidden lines in the spectrum of V838 Mon. Astronomer's Tel. No.803, 2006.

17. Goranskij V., Barsukova E.A. Historical light curves of peculiar novae V838 Mon and V4332 Sgr. Conference on "The nature of V838 Mon and its light echo". Programme, abstracts, and list of participants. 16-19 May 2006, La Palma, Canary Islands, Spain. P.23. 2006.

18. Barsukova E., Goranskij V. Comparative analysis of blue spectra of the peculiar novae V838 Mon and V4332 Sgr in the quiet state after their outbursts. Conference on "The nature of V838 Mon and its light echo". Programme, abstracts, and list of participants. 16-19 May 2006, La Palma, Canary Islands, Spain. P.26. 2006.

1.9 Личный вклад автора

Автору принадлежит постановка задач, обоснование программ спектральных наблюдений на БТА и на 1-м телескопе САО, участие в наблюдениях на БТА, вся обработка и первичный анализ спектров средней дисперсии, полученных в САО. ПЗС UBVRI-фотометрия выполнена в САО и на Крымской станции ГАИШ МГУ совместно с В.П.Горанским. Наблюдения интерпретировались совместно с С.Н. Фабрикой или В.П. Горанским.

3. Основные выводы исследования V4332 Sgr

1) В спектре V4332 Sgr через 11 лет после вспышки видно облако холодного разреженного газа, состоящего из нейтральных атомов металлов и молекул окислов металлов. Молекулы ТЮ и А10 излучают в узких эмиссиях, локализованных в кантах молекулярных полос. В синих и желтых лучах наиболее сильны эмиссии Cr I, отождествлены резонансные линии Al I, Mn I, Са 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 континуум холодной звезды спектрального класса М7 с температурой 2700°К, в спектре которой видны полосы ТЮ в поглощении.

2) Установлено, что спектр V4332 Sgr до вспышки состоял из двух компонентов: голубого и красного. По архивным фотометрическим данным обнаружено поярчание звезды перед вспышкой. После вспышки в спектре У4332 Sgr голубой компонент не наблюдается. Так что и в системе У4332 Sgr вероятно произошел взрыв голубого компонента.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Перспективы дальнейших исследований

Наши наблюдения подтвердили уникальность вспышки CI Cam 1998 г. как среди рентгеновских транзиентных источников, так и среди В[е]-звезд. Природа этой вспышки - термоядерный взрыв водорода, накопившегося на поверхности белого карлика в результате аккреции.

Для получения точных значений масс компонентов системы CI Cam необходимо получить кривую лучевой скорости массивного главного компонента - В[е]-звезды. Так как полуамплитуда лучевых скоростей эмиссий Не I и Fe II мала (менее 5 км/с), нужна высокая точность определения лучевой скорости, а значит спектроскопия высокого разрешения. Так как кривая лучевой скорости CI Cam асимметрична, для измерения амплитуды достаточно пронаблюдать 3-4 ночи около фазы нижнего соединения компактного компонента. Мы уже получили время на БТА со спектрографом NES по заявке на первую половину 2006 г. и получили эшелле-спектры точно в нижнем соединении. В дальнейшем мы рассчитываем получить такие спектры в других фазах около нижнего соединения.

Получение новых спектроскопических данных в более широком диапазоне фаз около нижнего соединения интересно и для системы с черной дырой V4641 Sgr. Если наблюдавшаяся нами в 2001 г. депрессия в красном крыле профиля линии На до прохождения соединения принадлежит аккреционному диску, расположенному в плоскости орбиты, ожидается появление такой же депрессии в синем крыле после прохождения соединения. К сожалению, объект имеет низкое склонение, и полностью пронаблюдать это явление в течение одной ночи на наших широтах невозможно.

Пекулярные красные новые, как показало наше исследование, принципиально отличны по своей природе от классических новых и представляют новое и неизвестное ранее явление. Продолжение спектральных и фотометрических наблюдений известных галактических пекулярных красных новых очень важно. Особенно для V838 Mon, у которой в последнее время (2005-2006 г.) в спектре начались быстрые изменения. Интересно проследить за изменениями лучевой скорости звездных компонентов, и за эволюцией остатков взрыва голубых звезд. Представляет интерес также поиск объектов этого класса среди мало изученных исторических новых. У нас есть несколько таких объектов под подозрением.

Автор диссертации благодарен

В.П. Горанскому (ГАИШ) и С.Н. Фабрике (CAO) за руководство работой; А.Н. Буренкову, Н.В. Борисову (CAO) за проведение спектрального мониторинга CI Cam и наблюдения V838 Mon во вспышке на 1-м телескопе CAO РАН; С.А. Пустильнику и A.B. Угрюмову (CAO) за проведение наблюдений CI Cam во вспышке 1998 г. на БТА; А.Н. Буренкову, Н.В. Борисову, В.П. Михайлову, A.B. Моисееву, А.Г. Прамскому, С.Н. Фабрике, П.К. Аболмасову (CAO) за участие и помощь в наблюдениях на телескопе БТА; моим коллегам из Лаборатории астроспектроскопии CAO В.Г. Клоч-ковой, В.Е. Панчуку, E.JI. Ченцову и М. Юшкину за полезное сотрудничество по спектроскопии высокого разрешения; моим соавторам С.Ю. Шугарову (ГАИШ), Н.В. Метловой (Крымская лаборатория ГАИШ); В.М. Ларионову (Санкт-Петербургский университет) за поддержку и сотрудничество; A.B. Жаровой (ГАИШ) за проделанную работу по сканированию пластинок АЗТ-5; моим зарубежным коллегам С. Кларку (Открытый университет, UCL, Лондон, Англия), Р.И. Хайнесу (Университет г. Саутгемптона, Англия), A.C. Мирошниченко (Пулковская обсерватория и Университет Северной Каролины в Гринсборо, США) и П. Кролю (Зоннебергская обсерватория, Германия) за совместную работу и полезные обсуждения.

Комитету по теметике 6-м телескопа и 1-м телескопа CAO за регулярно предоставляемое время для наблюдений. ГАИШ за предоставленное время для фотометрических наблюдений на 60-см телескопе Крымской лаборатории ГАИШ, персоналу Крымской лаборатории ГАИШ и ее руководителю Е.А. Колотилову за гостеприимство и помощь в наблюдениях.

Российскому фонду фундаментальных исследований за поддержку грантами N0. 03-02-16133, 03-02-16341, 03-02-16580, 04-02-16349, 05-02-26843з. Учредителям программы НТП "Астрономия" за финансовую поддержку темы 1.4.2.2.

1. Айяни и др., 1999 К. Ayani, Т.О. Peiris and A.C. Clarke, IAU Cire. No.7254.

2. Аккер и др., 1982 A. Acker, M. Jashek, F. Gleizes, Astron. Astrophys. 48, 363.

3. Асплунд и др., 1977 M. Asplund, В. Gustaffson, D.L. Lambert, N. Kameswara Rao, Astron. Astrophys. 321, L.17.

4. Байдельман, Кинан, 1951 W.R. Bidelman, P.C. Keenan, Astrophys. J., 114, 473.

5. Банерджи и др., 2003 D.P.K. Banerjee, W.P. Varricatt, N.M. Ashok, 0. Launila, Astrophys.J. 598, L31.

6. Банерджи и Ашок, 2004 D.P.K. Banerjee, N.M. Ashok, Astrophys. J. 604, L57.

7. Банерджи и др., 2004 D.P.K. Banerjee, W.P. Varricatt, N.M. Ashok, Astrophys.J. 615, L53.

8. Бакстон и др., 2003 M. Buxton, D. Maitra, С. Bailyn, L. Jeanty, D. Gonzalez, Astronomer's Tel. No. 170.

9. Бакстон и др., 2005 M. Buxton, С. Bailyn, D. Maitra, Astronomer's Tel. No. 542.

10. Барсукова и др., 1998 Е.А. Barsukova, S.N. Fabrika, S.A. Pustilnik, A.V. Ugryumov, Bull. Spec. Astrophys. Obs. 45,145 (astro-ph/9905338).

11. Барсукова и Фабрика, 2000 Barsukova E.A., Fabrika S.N., Переменные звезды - ключ к пониманию строения и эволюции Галактики. Ред. Н.Н.Самусь и А.В.Миронов, Cygnus. Нижний Архыз. Стр.154.

12. Барсукова и др., 2002а Е.А. Барсукова, Н.В. Борисов, В.П. Го-ранский, В.М. Лютый, Н.В. Метлова, Астрон. журн. 79, 309 (astro-ph/0201135).

13. Барсукова и др., 20026 Е.А. Barsukova, N.V. Borisov, V.P. Goranskij, A.V. Kusakin, N.V. Metlova, S.Yu. Shugarov, in Classical Novae Explosions, AIP Conf. Proc. 637, 303.

14. Барсукова и др., 2002в Е.А. Barsukova, N.V. Borisov, S.N. Fabrika, V.P. Goranskij, N.V. Metlova, ASP Conf. Series 261, 463.

15. Барсукова и др., 2005a Е.А. Barsukova, N.V. Borisov, A.N. Bu-renkov, V.G. Klochkova, V.P. Goranskij, N.V. Metlova. Astronomer's Tel. No.416.

16. Барсукова и др., 20056- Е.А. Barsukova, N.V. Borisov, A.N. Burenkov, V.G. Klochkova, V.P. Goranskij, N.V. Metlova, in Stars with the Bej phenomenon, ASP Conf. Series (in print).

17. Барсукова и др., 2006a Е.А. Барсукова, Н.В. Борисов, А.Н. Бурен-ков, В.Г. Клочкова, В.П. Горанский, Н.В. Метлова. Астрон. журн. 83, No.8, 745.

18. Барсукова и др., 20066 Е. Barsukova, V. Goranskij, P. Abolmasov and S. Fabrika. Astronomer's Tel. No. 803.

19. Барсукова и Горанский, 2006 E. Barsukova E., V. Goranskij. "The nature of V838 Mon and its light echo". Programme, abstracts, and list of participants. 16-19 May 2006, La Palma, Canary Islands, Spain. P.26.

20. Бедиент, 2002 J. Bedient, IAU Circ. No.7790.

21. Беллони и др., 1999 Т. Belloni, S. Dieters, M.E. van den Ancker, R.P. Fender, D.W. Fox, B.A. Harmon, M. van dar Klis, J.M. Kommers, W.H.G. Lewin, J. van Paradijs, Astrophys.J. 527, 345.

22. Бергнер и др., 1995 Yu.K. Bergner, A.S. Miroshnichenko, R.V. Yudin, K.S. Kuratov, D.V. Mukanov, T.A. Shejkina, Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 112, 221.

23. Браун, 2002 N.J. Brown, IAU Circ. No.7785.

24. Бэйлин и др., 2003 С. Bailyn, D. Maitra, M. Buxton, L. Jeantly, D. Gonzalez, Astronomer's Tel. No. 171.

25. Вагнер и Старрфилд, 1998 R.M. Wagner, S.G. Starrfield, IAU Circ. No.6857.

26. Вагнер и др., 2002 R.M. Wagner, J.P. Halpern, M. Jackson, IAU Circ., No.7785.

27. Вийнандс и ван дер Клис, 2000 R. Wijnands and М. van der Klis, Astrophys.J. 528, L93.

28. Гарсиа и др., 1998 M.R. Garsia, P. Berlind, E. Barton, J.E. McClin-tock, IAU Circ. No.6865.

29. Гебалле и др., 2002 T.R. Geballe, S.P.S. Eyres, A.Evans, V.H. Tyne, IAU Circ., No.7796.

30. Глушнева и др., 1992 I.N. Glushneva, A.V. Kharitonov, L.N. Knyaze-va, V.l. Shenavrin, Astron. Astrophys. Suppl. 92, 1.

31. Гончарский и др., 1991 A.B. Гончарский, С.Ю. Романов, A.M. Че-репашук, Конечно-параметрические обратные задачи астрофизики. (Изд-во МГУ, М.), с.77.

32. Горанский В.П., 1978, Астрон. циркуляр, No.1024, 3.

33. Горанский и Лютый, 1988 В.П. Горанский, В.М. Лютый, Астрон. журн. 65, 381.

34. Горанский, 1990 V.P. Goranskij, Inform. Bull. Variable Stars, No.3464.

35. Горанский, 2001 V.P. Goranskij, Inform. Bull. Variable Stars, No.5068.

36. Горанский и др., 2002a V.P. Goranskij, E.A. Barsukova, A.N. Bu-renkov, and D.N. Monin, in New Views on Microquasars. Eds. Ph. Durouchoux, V. Fuchs, J. Rodrigues. Center for Space Physics, Kolkata, India. P.382 (astro-ph/0209592).

37. Горанский и др., 20026- В.П. Горанский, A.B. Кусакин, Н.В. Метло-ва, С.Ю. Шугаров, Е.А. Барсукова, Н.В. Борисов, Письма в Астрон. журн. 28, 764.

38. Горанский и др., 2003 В.П. Горанский, Е.А. Барсукова, А.Н. Бу-ренков, Письма в Астрон. журн. 80, 805.

39. Горанский и Барсукова, 2004- V.P. Goranskij, Е.А. Barsukova, Astronomer's Tel. No. 245.

40. Горанский и др., 2004а V.P. Goranskij, S.Yu. Shugarov, Е.А. Barsukova, P. Kroll, Inform. Bull. Var. Stars No. 5511.

41. Горанский и др., 20046 В.П. Горанский, Е.А. Барсукова, Н.В. Борисов, А.Н. Буренков, Н.В. Метлова, С.Ю. Шугаров, Труды ГАИШ 75, 138 (http://jet.sao.ru/~bars/rednovae.htm).

42. Горанский и Барсукова, 2006а- V. Goranskij, Е. Barsukova Е.А. "The nature of V838 Mon and its light echo". Programme, abstracts, and list of participants. 16-19 May 2006, La Palma, Canary Islands, Spain. P.23.

43. Горанский В.П., Барсукова Е.А., 20066, Астрон. журн. (в печати).

44. Дауне, 1984 R.A. Downes, Publ. Astron. Soc. Pacific. 96, 807.

45. Дегучи и др., 2005 Sh. Deguchi, N. Matsunaga, H. Fukushi, Publ. Astron. Soc. Japan 57, L25.

46. Делла Балле и Иидзима, 2002 М. Delia Valle, Т. Iijima, IAU Circ. No.7786.

47. Джорговский и др., 1999 S.G. Djorgovski, R.R. Gal, A. Mahabal, T. Galama, J. Bloom, R. Rutledge, S. Kulkarni, F. Harrison, Astronomer's Tel. No.44.

48. Диминг и др., 1975 Deeming T.J., Astrophys. Space Sci. 36, 173.

49. Жорец, 1998 J. Zorec, Be. stars. Ed. A.M. Hubert, C. Jaschek. (Kluwer. Dordrecht, Holland), p.27.

50. Зач, 1989a L.A. Zach, Сообщ. CAO РАН, Вып.60, 70.

51. Зач, 19896 L.A. Zach, Сообщ. CAO РАН, Вып.63, 160.

52. Зач, 1990 L.A. Zach, Сообщ. CAO РАН, Вып.65, 45.

53. Зикграф, 2003 F.-J. Zickgraf, Astron. Astrophys. 408, 257.

54. Ибен, 1982 I. Iben, Astrophys.J. 259, 244.

55. Ишида и др., 2004 M. Ishida, К. Morio, Y. Ueda, Astrophys. J. 601, 1088.

56. Камерон, Фаулер, 1971 A.G.W. Cameron, W.A. Fowler, Astrophys. J., 164, 111.

57. Като и др., 1999 Т. Kato, М. Uemura, R. Stubbings, Т. Watanabe, В. Monard, Inform. Bull. Variable Stars, No. 4777.

58. Като и Уемура, 2001 Т. Kato, М. Uemura, Inform. Bull. Var. Stars. No.5081.

59. Като, 2002 Т. Kato, IAU Circ. No. 7786.

60. Карицкая и др., 2001 E.A. Карицкая, И.Б. Волошина, В.П. Го-ранский, К.Н. Гранкин, Э.Б. Джаниашвили, О.В. Ежкова, Н. Ко-чиашвили, М.И. Кумсиашвили, A.B. Кусакин, В.М. Лютый, С.Ю. Мельников, Н.В. Метлова, Астрон. журн. 78, 408.

61. Кемпбелл-Вильсон и Ханстед, 2002 D. Campbell-Wilson and R.W. Hunstead, IAU Circ. No.7908.

62. Кимсвенджер, Ледерле, 2002a S. Kimswenger, C. Lederle, IAU Circ. No.7796.

63. Кимсвенджер, Ледерле, 20026- S. Kimswenger, C. Lederle, IAU Circ., No.7812.

64. Кимсвенджер, 2006 S. Kimeswenger, Astron. Nachrichten 327, 44.

65. Кимсвенджер и Айрес, 2006 S. Kimeswenger and S.P.S. Eyres, Inform. Bull. Var. Stars No. 5708.

66. Киппер и др., 2004 Т. Kipper, V.G. Klochkova, К. Annuk, A. Hirv, I. Kolka, L. Leedjarv, A. Puss, P. Skoda, M. Slechta, Astron. Astrophys. 416, 1107.

67. Кларк и др., 1999 J.S. Clark, I.A. Steele, R.P. Fender, M.J. Сое, Astron. Astrophys. 348, 888.

68. Колуцци, 1993 R. Coluzzi, Bull. Inform. CDS 43, 7.

69. Койфл и др., 2002 H.U. Kaeufl, G. Locurto, F. Kerber, B.Heiligers, IAU Circ., No.7831.

70. Краузе и др., 2003 L.A. Crause, W.A. Lawson, D. Kilkenny, F. van Vyk, F. Marang, A.F. Jones, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 341, 785.

71. Краузе и др., 2005 L.A. Crause, W.A. Lawson, J.W. Menzies, F. Marang, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 358, 1352.

72. Кристи, 1966 R. Christy, Astrophys.J. 144, 108.

73. Jle Боргне и др., 2003 J.-F. Le Borgne, G. Bruzual, R. Pello, A. Lancon, B. Rocca-Volmerange, B. Sanahuja, D. Schaerer, C. Soubiran, R. Vilchez-Gomez, Astron. Astrophys. 402, 433.

74. Ламерс и др., 1998 H.J.G.L.M. Lamers, F.-J. Zickgraf, D. de Winter, L. Houziaux, J. Zorec, Astron. Astrophys. 340, 117.

75. Лаулор, 2005 T.M. Lawlor, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 361, 695.

76. Линдстрем и др., 2005 С. Lindstrom, J. Griffin, L.L. Kiss, M. Uemura, A. Derekas, Sz. Meszaros, P. Szekely, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 363, 882.

77. Линч и др., 2004 D.K. Lynch, R.J. Rudy, R.W. Russell, S. Mazuk, C.C. Venturini, W. Dimpfl, L.S. Bernstein, M.L. Sitko, S. Fajardo-Acosta, A. Tokunaga, R. Knacke, R.C. Puetter, P.R. Brad, Astrophys.J. 607, 460.

78. МакКлур, 1983 R.D. McClure, Astrophys.J., 268, 264.

79. Марквардт и др., 1999 C.B. Markwardt, J.H. Swank and F.E. Marshall, IAU Circ. No.7120.

80. Марквард и Сванк, 2002 C.B. Markwardt and J.H. Swank, IAU Circ., No.7906.

81. Мартини и др., 1999 P. Martini, R.M. Wagner, A. Tomaney, R.M. Rich, M. della Valle, P.H. Hauschildt, Astrophys.J. 118, 1034.

82. Мартынов Д.Я., 1971, Курс общей астрофизики. М., Наука, с. 173.

83. Медушевски и Рупен, 2004 A.J. Mioduszewski, М.Р. Rupen, Astro-phys. J. 615, 432.

84. Мейнел и др., 1969 А.В. Meinel, A.F. Aveni, M.W. Stockton, Catalog of emission lines in astrophysical objects. Ed.II. Tucson, Univ. of Arizona.

85. Меррил и др., 1932 P.W. Merrill, M.L. Humasson, C.G. Burwell, Astrophys.J. 76, 156.

86. Меррил, 1933 P.W. Merrill, Astrophys.J. 77, 44.

87. Меррил, 1959 П. Меррил. Линии химических элементов в астрономических спектрах. ИЛ. М.

88. Миколаевски и др., 2003 М. Mikolajewski, Т. Tomov, R. Kurtev, L. Georgiev, A. Wolszczan, IAU Circ. No.8253 and 8256.

89. Миннарт M., 1971, Практическая астрономия. (M. Мир), с.197.

90. Мирошниченко, 1994 A.S. Miroshnichenko, Odessa Astron. Publ. 7, 76.

91. Мирошниченко, 1995 A.S. Miroshnichenko, Astron. Astrophys. Trans. 6, 251.

92. Мирошниченко и др., 2002 A.S. Miroshnichenko, V.G. Klochkova, K.S. Bjorkman, V.E. Panchuk, Astron Astrophys. 390, 627.

93. Моро и Мунари, 2000 D. Мою, U. Munari, Astron. Astrophys. Suppl. Series 147, 361.

94. Моррисон, 2002 N.D. Morrison, IAU Circ., No.7829.

95. Мунари и др., 2002a U. Munari, A. Henden, R.M.L. Corradi, T. Zwitter, in Classical Novae Explosions, AIP Conf. Proc. 637, 52.

96. Мунари и др., 20026 U. Munari, S. Desidera, A. Henden, IAU Circ. No. 8005.

97. Мунари и др., 2002в- U. Munari, A. Henden, S. Kiyota, D. Laney, F. Marang, T. Zwitter, R.L.M. Corradi, S. Desidera, P.M. Marrese, E. Giro,

98. F. Boshi, M.B. Schwartz, Astron. Astrophys. 389, L51 (http://ulisse.pd. astro.it/V838Mon).

99. Орландини и др., 2000 M. Orlandini, A.N. Parmar, F. Frontera, N. Masetti, D. Dal Fiume, A. Orr, A. Piccioni, G. Raimondo, A. Santanegro,

100. G. Valentini, T. Belloni, Astron. and Astrophys. 356, 163.

101. Opoc, 2000 J. Orosz, Inform. Bull. Variable Stars, No.4921.

102. Opoc и др., 2001 J. Orosz, E. Kulkers, M. van der Klis, J.E. McClin-tock, M.R. Garcia, P.J. Callanan, C.D. Bailyn, R.K. Jain, R.A. Remil-lard, Astrophys.J. 555, 489.

103. Остерброк, 1974 D.E. Osterbrock, Astrophysics of Gaseous Nebulae, Freeman & Co., San Francisco.

104. Панчук и др., 2002 B.E. Панчук, H.E. Пискунов, В.Г. Клочкова, М.В. Юшкин М.В., С.В Ермаков, Препринт Спец. астрофиз. обсерв. No.169.

105. Панчук и др., 2003 В.Е. Панчук, М.В. Юшкин, И.Д. Найденов, Препринт Спец. астрофиз. обсерв. No. 179.

106. Пармар и др., 2000 A.N. Parmar, Т. Belloni, М. Orlandini, D. Dal Fiume, А. Orr, N. Mazetti, Astron. Astrophys. 360, L.31.

107. Пирс и Гейдон, 1949 Р. Пирс и А. Гейдон. Отождествление молекулярных спектров. ИЛ, Москва.

108. Раух и др., 2002 Т. Rauch, Р. Hauschildt, М. Asplund, R. Gredel, H.-U. Kaufl, F. Kerber, M. Rosa, S.G. Starrfield, R.M. Wagner, R.E. Williams, in Exotic Stars as Challenges to Evolution, ASP Conf. Series 279, p.345.

109. Ревнивцев М.Г. и Сюняев P.A., 2002, Письма в Астрон. журн., 28, 83.

110. ИЗ. Ревнивцев и др., 2002а М. Revnivtsev, R. Sunyaev, М. Gilfanov and Е. Churazov, Astron. Astrophys. 385, 904.

111. Ревнивцев и др., 20026 М. Revnivtsev, М. Gilfanov, Е. Churazov and R. Sunyaev, Astron. Astrophys., 391, 1013.

112. Реттер и Маром, 2003 А. Retter, A. Marom, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 345, L25.

113. Рич и др., 1989 R.M. Rich, J. Mould, A. Picard, J.A. Frogel, R. Davies, Astrophys.J. 341, L51 .

114. Робинсон и др., 1998 E.L. Robinson, W.F. Welch, M.T. Adams, M.E. Cornell, IAU Circ. No.6862.

115. Робинсон и др., 2002 E.L. Robinson, I.I. Ivans, W.F. Welsh, Astrophys. J. 565, 1169.

116. Рупен и др., 2002а- М.Р. Rupen, A.J. Mioduszewski, R.M. Hjellming, New Views of Microquasars. Ed. Ph. Dourouchoux, et al., Center for Space Physics, Kolkata, India, p.221.

117. Рупен и др., 20026 M. Rupen, V. Dhavan and A. Mioduszewski, IAU Circ., No.7928.

118. Рупен и др., 2003 M. Rupen, A. Mioduszewski and V. Dhavan, Astronomer's Tel. No. 172.

119. Рупен и др., 2004 M. Rupen, A. Mioduszewski and V. Dhavan, Astronomer's Tel. No. 296.

120. Сванк, 2004 J. Swank, Astronomer's Tel. No. 295.

121. Сванк и др., 2005 J.H. Swank, E.A. Smith, C.B. Markwardt, Astronomer's Tel. No. 536.

122. Смит и др., 1984 V.V. Smith, G. Wallerstein, K. Ebneter, E. Olm-stead, Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 55, 439.

123. Смит и др., 1998 D. Smith, R. Remillard, J. Swank, T. Takeshima, E. Smith, IAU Circ. No. 6855.

124. Смит и др., 1999 D.A. Smith, A.M. Levine and E.H. Morgan, IAU Circ. No.7253.

125. Сокер и Тыленда, 2003 N. Soker, R. Tylenda, Astrophys.J. 582, L105.

126. Стаббингс, 1999 R. Stubbings, IAU Circ., No.7253.

127. Страйжис В., 1977, Многоцветная фотометрия звезд. (Мокслас, Вильнюс).

128. Страйжис В., 1982, Звезды с дефицитом металлов. (Мокслас, Вильнюс).

129. Стриганов А.Р. и Свентицкий Н.С., 1966 Таблицы спектральных линий нейтральных и ионизованных атомов. Атомиздат. М. 1966.

130. Tomchk h flp., 2002 J.A. Tomsick, M.P. Rupen, S. Corbel, V. Dhavan, R. Fender, P. Kaaret, E. Kuulkers, J.M. Miller, A.J. Mjoduszewski, J.A. Orosz, T. Tzioumis, R. Wijnands, Astronomer's Tel. No.105.

131. TpHMÖJi h AniBaH^eH, 2004 V. Trimble and M.J. Aschwanden, Publ. Astron. Soc. Pacific 116, 187.

132. TbiJieH,n;a h ,n,p., 2005a R. Tylenda, N. Soker, R.Szczerba, Astron. Astrophys. 441, 1099.

133. TbmeH^a h 20056 R. Tylenda, L.A. Crause, S.K. Gorny, M.R. Schmidt, Astron. Astrophys. 439, 651.

134. Ye^a h ^p., 1998 Y. Ueda, M. Ishida, H. Inoue, T. Dotani, J. Greiner, W.H.G. Lewin, Astrophys.J.508, L167.

135. YeMypa h ßp., 2002 M. Uemura, T. Kato, R. Ishioka, K. Tanabe, S. Kiyota, B. Monard, R. Stubbings, P. Nelson, T. Richards, C. Bailyn, R. Santallo, Publ. Astron. Soc. Japan 54, 79 (astro-ph/ 0208146).

136. Xa3eH h pp., 2000 M.L. Hazen, D. Hoffleit, B.L. Weither and D.B. Williams, AAVSO Journal, 28, 99.

137. XaöHec h pp., 1998 R.I. Hynes, P. Roche, C.A. Haswell, J. Telting, M. Lehnert, Y. Simis, IAU Circ. No.6871.

138. Хамитов и др., 2005 I. Khamitov, М. Parmaksizoglu, Z. Tunca, Z. Asian, R. Burenin, M. Revnivtsev, M. Pavlinsky, R. Sunyaev, I. Bik-maev, N. Sakhibullin, Astronomer's Tel. 540.

139. Хаяши и др., 1994 S.S. Hayashi, M. Yamamoto, K. Hirosawa, IAU Circ. No.5942.

140. Хенден и др., 2002 A. Henden, U. Munari, M. Schwartz, IAU Circ., No.7859.

141. Хеунг и др., 2000 S. Hyung, L.H. Aller, W.A. Feibelman, W.B. Lee, A. de Koter, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 318, 77.

142. Хьелминг и Медушевски, 1998a R.M. Hjellming and A.J. Miodu-szewski, Sky and Telescope 96, No.2, 22.

143. Хьелминг и Медушевски, 1998b R.M. Hjellming, and A.J. Miodu-szewski, IAU Circ. No.6872.

144. Хьелминг, 2000 R.M. Hjellming, Astronomer's Tel. No.62.

145. Цвиттер, Мунари, 2002 Т. Zwitter, U. Munari, IAU Circ., No.7812.

146. Чарльз и др., 1999 P.A. Charles, Т. Shahbaz and T. Geballe, IAU Circ., No.7267.

147. Чати и др., 2001 S. Chaty, I.F. Mirabel, J. Marti and L.F. Rodriguez, Astrophys. Space Sei. Series, 276, 153 (astro-ph/0102105).

148. Черепащук A.M., 2001, в сб. Ультрафиолетовая вселенная, М, Наука, с. 133.

149. Черепащук A.M., 2003, Успехи физ. наук 173, 345.

150. Ченцов и др., 1999 E.L. Chentsov, V.G. Klochkova, N.S. Tavolgan-skaya, Bull. Spec. Astrophys. Obs. 48, 21.

151. Чхиквадзе Я.Н., 1970, Астрофизика, 6, 65.

152. Шакура и Сюняев, 1973 N.I. Shakura, R.A. Sunyaev, Astron. Astrophys. 24, 337.

153. Шаров A.C., 1990, Письма в Астрой, журн., 16, 199.

154. Шаров А.С., 1993, Письма в Астрон. журн., 19, 82.

155. Шварцман В.Ф., 1971, Астрон. журн., 48, 479.

156. Эванс и др., 2003 A. Evans, T.R. Geballe, М.Т. Rushton, В. Smalley, J.Th. van Loon, S.P.S. Eyres, V.H. Tyne, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 343, 1054.

157. Юшкин M.B. и Клочкова В.Г., 2004, Препринт Спец. астрофиз. обсерв. No.206.

158. Якоби и др., 1984 G.H. Jakoby, D.A. Hanter, and С.А. Christian, Astrophys.J. Suppl. Ser. 56, 257.