CC BY
28
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2016, том 71, № 1, с. 88-100
УДК 524.387:520.82/84
ФОТОМЕТРИЯ И СПЕКТРОСКОПИЯ КРАСНОЙ НОВОЙ ВЫСОКОЙ СВЕТИМОСТИ PSN J14021678+5426205 В ГАЛАКТИКЕ M 101
(©2016 В. П. Горанский1*, Е. А. Барсукова2, О. И. Спиридонова2,
А. Ф. Валеев2'3, Т. А. Фатхуллин2, А. С. Москвитин2, О. В. Возякова1, Д. В. Черясов1, Б. С. Сафонов1, А. В. Жарова1, Т. Хэнкок4
1Государственный астрономический институт им. П. К. Штернберга Московского государственного университета им. М. В. Ломоносова, Москва, 119991 Россия
2Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия 3Казанский федеральный университет, Казань, 420008 Россия 4Обсерватория Даун Андер, Фримонт, Мичиган, США Поступила в редакцию 13 июля 2015 года; принята в печать 10 декабря 2015 года
Представлены результаты исследования красной новой по наблюдениям на российском 6-метровом телескопе (БТА) и на других телескопах САО РАН и ГАИШ МГУ. Для изучения предшественника новой были использованы данные из Цифрового обзора неба и любительские снимки, выставленные в Интернете. В период между апрелем 1993 г. и июлем 2014 г. блеск предшественника постепенно увеличился на 2т2 в полосе V. В пике первой вспышки в середине ноября 2014 г. красная новая достигла абсолютной визуальной величины —12^75, но была открыта позже, в феврале 2015 г., в повторной вспышке на уровне —11 ™65. Амплитуда вспышки была минимальной среди красных новых, всего 5 ™ 6 в V .В спектрах наблюдалась эмиссия Ha на фоне континуума холодного сверхгиганта, температура поверхности которого постепенно уменьшалась. Такое развитие характерно для красных новых, хотя исследуемый объект показал экстремальные параметры: максимальную светимость, максимальную продолжительность вспышки, минимальную амплитуду вспышки, необычную форму кривой блеска. Событие интерпретировано как слияние компонентов в массивной системе OB-звезд, которое сопровождалось формированием общей оболочки, а затем расширением этой оболочки при минимальных потерях энергии.
Ключевые слова: новые, катаклизмические переменные — двойные: тесные — звёзды: индивидуальные: РБЫ ¡14021678+5426205
1. ВВЕДЕНИЕ
Красные новые звезды высокой светимости — представители малонаселенного класса взрывных переменных звезд, известного с 1988 г., когда произошла вспышка такой звезды в галактике М31 (Red Variable, McD 88 No.1, M31 V1006/7 [1, 2]). Среди галактических красных новых наиболее хорошо изучены V4332 Sgr, V838Mon и V1309 Sco. По архивным данным в принадлежности к этому классу заподозрены галактические новые CKVul (N Vul 1670 [3, 4]), V1148 Sgr (N Sgr 1943 [5]), OGLE-2002-BLG-360 [6]. Наиболее точное феноменологическое определение звездам этого класса дано в работе [7] — звезды, при взрыве превращающиеся в холодные сверхгиганты (Stars Erupting into Cool Supergiants, SECS). Подобные «холодные взрывы» не были предсказаны теоретически.
E-mail: goray@sai.msu.ru
В максимуме блеска абсолютные величины красных новых превышают величины классических, достигая MV = -12m и MR = -12m3 (OT2006-1 в M85 [8, 9] и PTF10fqs в M99 [10]), и попадают в промежуток между величинами классических новых и сверхновых (-17m < MV < —8m [11]). Красные новые вместе с другими оптическими транзи-ентами, величины которых оказываются в этом интервале, называют импосторами сверхновых (SN) или красными транзиентами промежуточной светимости (Intermediate Luminosity Red Transients, ILRT).
При объяснении физической природы взрывов красных новых большинство исследователей придерживаются гипотезы слияния компонентов в двойной или кратной системе [12, 13] и называют их «мерджерами» (от английского «merge» — сливаться). Наблюдения звезды V1309 Sco по архивам эксперимента OGLE подтвердили эту гипо-
тезу [14]. За 6 лет до вспышки эта звезда была контактной системой типа W UMa c орбитальным периодом 1.44 дня. В этой системе процесс слияния компонентов, закончившийся взрывом красной новой, наблюдался непосредственно. В [15] предполагалось, что феномен красной новой связан с энергетическим всплеском в ядре звезды, после которого оболочка переходит в режим расширения, близкий к адиабатическому (с минимальными потерями энергии), при этом вспышка звезды происходит с задержкой в год или даже несколько лет. Гипотеза о «медленном толчке» (slow shock), заставляющем фотосферу звезды расширяться, была предложена в [16] для объяснения феномена красной новой V4332 Sgr. Причиной такого толчка может быть как слияние ядер звезд в двойной системе, так и нестабильность ядра одиночной звезды. Примером красной новой, которая не связана со слиянием компонентов, является V838 Mon [17]. Это широкая разделенная система, содержащая компонент класса B3V [18], который не участвовал во взрыве 2002 г., но был позднее поглощен его остатком. Так что среди красных новых могут быть объекты разной природы. Остатки некоторых красных новых содержат пыль и холодный разреженный газ, излучающий в атомарных и молекулярных линиях.
Наиболее полную информацию о феномене красных новых можно получить, используя архивные данные и исследуя звезды, для которых есть возможность точного определения расстояния. Это могут быть объекты, расположенные в ближайших галактиках, однако для их наблюдений, как правило, требуются большие телескопы.
В первой половине 2015 г. открыты сразу две красные новые в близких галактиках: MASTER J004207.99+405501.1 в M 31 (M31N 2015-01a) [19-21] и PSNJ14021678 +5426205 (Luminous Red Nova, LRN) в М 101 [22-26]. M31N 2015-01a по блеску в максимуме V = 15™4 и абсолютной величине MV = —9 m похожа на V1006/7 в М31, хотя продолжительность вспышки ее почти вдвое короче. LRN в М 101 достигла абсолютной величины в максимуме MV = —12 ™75, и продемонстрировала необычные свойства, ранее не наблюдавшиеся у других красных новых. По своей абсолютной величине в максимуме блеска она является импостором SN. Ранее в М 101 наблюдалось 4 реальных SN типов I и II: 1909A, 1951H, 1970G и 2011fe. Настоящая работа посвящена исследованию LRN в М 101.
Красную новую в М 101 открыл К. Д. Винтде-вара1 в астрономической обсерватории Барлад в Румынии 10 февраля 2015 г. По нашим измерениям
1http://www.rochesterastronomy.org/snimages/
на ПЗС-кадре, на котором она была открыта, ее блеск был 17™50 в V. Согласно [23], 10 ноября
2014 г. звезда была более яркой в фильтре R (16™36). Однако по данным [22] 19 января 2015 г. она была существенно более слабой, R = 18™23 и V = 18™80. Эти наблюдения свидетельствуют о том, что более яркая вспышка звезды произошла в ноябре 2014 г., после чего блеск значительно ослабел. Красная новая была открыта в повторной вспышке, максимум которой пришелся на февраль
2015 г.
2. ИССЛЕДОВАНИЕ ПРЕДШЕСТВЕННИКА НОВОЙ ПО АРХИВНЫМ ДАННЫМ
Наиболее ранние опубликованные наблюдения предшественника вспышки LRN в М 101 в обзоре неба SDSS относятся к марту 2003 г. Звездные величины в системе ugriz относительно Веги в этих фильтрах составляют соответственно 21.1 ± 0.3, 21.6 ± 0.3, 21.0 ± 0.3, 20.6 ± 0.3 и 21.9 ± 0.9 [25]. Методом интерполяции можно определить величину V = 21 ™2 и показатели цвета B — V = 0™4 и V — Rc = 0™3 в системе Джонсона—Казинса. По данным из архива Большого бинокулярного телескопа LBT с середины 2012 г. до середины 2014 г. блеск звезды—предшественника новой увеличивался от 20 . 97 до 19 . 78 в полосе V и от 20™69 до 19™59 в полосе R [22].
В архиве DSS мы обнаружили только одно слабое изображение звезды на фотографии Паломарского обзора неба POSS-II, сделанной на 48-дюймовом телескопе Шмидта 15 апреля 1993 г. на фотоэмульсии Kodak IIIaJ, максимум чувствительности которой расположен между полосами B и V. Блеск звезды по нашим оценкам в то время был 22™0 ± 0.3 V. Для фотометрических измерений мы сделали локальный стандарт в окрестностях LRN в М 101 с привязкой к стандарту около блазара S4 0954+65 [27], а затем распространили его на слабые величины. Звезды нашего стандарта указаны на карте (рис. 1), а их координаты и величины приведены в таблице 1.
Изображение предшественника LRN можно найти на многих цветных любительских снимках галактики M101 в Интернете. Отметим, что они несут цветовую информацию (см., например, сайт Flickr.com). Так, на фотографиях 2011—2013 г. заметен голубой цвет звезды. Один из авторов данной работы, Терри Хэнкок, проводил наблюдения на 250-мм астрографе Astro-Tech Ritchey— Chretien с монохромной камерой QHY9M (с чипом Kodak KAF8300) и с RGB-фильтрами. Изображения накапливались 24 часа в 5 ночей в период с 14 по 27 марта 2012 г. (JD и 2456009). По результатам нашей фотометрии этих кадров в
г <# .
1
Е #5
* • 4
• 3
LRN'
Рис. 1. Карта LRN в М101 и звезд сравнения 24 февраля 2015 г. (БТА/SCORPIO). Показана область размером 4 .'9 х 3 .'6. В электронном формате фото цветное.
FITS-формате с привязкой к стандарту в системе BVRc величины и оценки точности следующие:
B = 21.34+0:29; V = 21.06-0:16; Rc = 20.63-0:20.
Цветные изображения других форматов были переведены в BITMAP, и измерялись отдельные компоненты RGB с привязкой к стандарту Rc, V и B соответственно. Точность измерений оставалась в пределах 0m2—0m3. Была проведена также фотометрия снимков К. Итагаки, ссылки на которые даны в сообщениях Центрального бюро астрономических телеграмм (The Central Bureau for
Таблица 1. Координаты и BVR-величины звезд сравнения в окрестности LRN в М 101
Звезда RA, Dec, B, V,
№ hh mm ss dd mm ss mag mag mag
1 14 02 19.12 54 26 57.2 16.044 15.030 14.276
±0.019 ±0.018 ±0.019
2 14 02 16.94 54 27 29.2 18.006 16.879 16.024
±0.02 ±0.02 ±0.02
3 14 02 13.94 54 26 34.2 20.135 19.555 19.158
±0.033 ±0.034 ±0.055
4 14 02 36.42 54 26 46.9 16.996 16.100 15.476
±0.018 ±0.018 ±0.045
5 14 02 32.88 54 26 52.0 17.496 16.460 15.684
±0.014 ±0.012 ±0.039
Astronomical Telegrams, CBAT)2 Международного астрономического союза. Наблюдения Итагаки подтверждают реальность первой, наиболее яркой, вспышки звезды в ноябре 2014 г. и последующее ослабление звезды на 2 m5 перед второй вспышкой. Эти оценки блеска и показателей цвета находятся в хорошем согласии с наблюдениями SDSS и LBT.
Результаты наших измерений изображений DSS, CBAT и любительских снимков в период с 1993 по 2015 гг. до открытия, а также опубликованные данные, относящиеся к этому периоду времени, представлены в таблице 2. Кривые блеска в фильтрах BVRc перед вспышкой и во вспышке, кривые показателей цвета B — V и V — Rc показаны на рис. 2 и 3. Детально их можно изучить интерактивно3 с помощью Java-совместимого браузера.
Эти оценки демонстрируют, что блеск звезды перед вспышкой постепенно возрастал от уровня 22m0 в фильтре V, зарегистрированного в 1993 г. в обзоре DSS, до 19m78 V, отмеченного на LBT летом 2014 г. Установить наличие более быстрой переменности блеска во время его подъема по этим данным не удается. Отклонения отдельных измерений от среднего тренда, как правило, не превышают 3а. Как известно из [14], в системе красной новой V1309 Sco во время подъема блеска перед вспышкой наблюдалась орбитальная переменность. В случае LRN в М 101 мы имеем уникальную информацию, свидетельствующую о том, что увеличение блеска перед вспышкой происходило с сохранением постоянной температуры поверхности звезды. Показатели цвета оставались приблизительно постоянными при (B — V )«0 m 2 и {V — Rc) и 0 m 2. На диаграмме «цвет—величина» V—(B — V) звезда при этом смещалась вверх вдоль главной последовательности горячих массивных сверхгигантов (см. рис. 4). Представленная на рисунке диаграмма для нормальных звезд построена на основе результатов фотометрии из работы [28], выполненной на космическом телескопе «Хаббл». Данные взяты для площадки 9492_12, которая расположена ближе всего к месту вспышки LRN в М 101. Красная новая находится за ее пределами всего в 36" от восточной границы. Наиболее ранние измерения цветов LRN 2012 г. показывают явное отклонение звезды к красной стороне ветви OB-сверхгигантов главной последовательности, и это может быть свидетельством окончания стадии главной последовательности и начала эволюции в область красных гигантов более яркого и массивного компонента системы. В 2012 г. звезда была расположена на диаграмме близко к известной массивной затмен-ной системе высокой светимости Ha 19 в галактике
http://www.cbat.eps.harvard.edu/unconf/tocp.html
3 http://jet.sao.ru/~goray/psn1402. htm
2012
2013
2014
2015
Рис. 2. Кривые блеска LRN в М 101 2012-2015 г. в полосах B, V, Rc (снизу вверх).
М33, положение которой на рис. 4 указано кружком. Орбитальный период Ha19 равен 33108, абсолютная величина Ыу = —7™6. Оценки массы компонентов системы Ha19 дают 40—50 Ы& [29]. Это полуразделенная система со столь большим темпом переноса массы, что на поверхности ее горячего компонента наблюдается яркое пятно, связанное с циркуляцией газа в оболочке этого компонента от аккреционного потока с ее спутника и с выносом разогретого вещества из глубины оболочки. Вклад этого пятна заметен на кривой блеска. Самые ранние наблюдения LRN в M 101 1993 г. зафиксировали звезду при Ыу = —7™ 1. Это всего на 0 ™5 слабее Ha19. Возможно, предшественник LRN в М 101 был подобной массивной системой, с массой немного меньшей, чем у компонентов Ha 19.
о.о
св го Е
^ 0.8 0Q
1.6 -
'i ч
_1_
_1_
_1_I_I_I_
_I_
_I_I_L
0.0
+0.8
о;
+ 1.6
JD 2456000
56500
57000
Рис. 3. Кривые показателей цвета В — V (вверху) и V — Ее (внизу), построенные для LRN в М101 по наблюдениям 2012—2015 гг.
-10
го
CS
Е
-6
-4
•Ч"1 •• ' . •
' f.'.г'-':. Ьг'./:'■■'.: .'.■?!:ÍSÍÍ■:
.ÍÍ.,-
0.0 1.0 2.0 В -V, mag
Рис. 4. Перемещение предшественника LRN в M 101 на диаграмме «цвет-абсолютная величина» перед вспышкой 2014 г. (1) Уровень блеска звезды в 1993 г. по данным POSS-II. Прямоугольники соответствуют положению на диаграмме в 2012 г. (2); в 2013 г. (3) и в середине 2014 г. (4) [22]. Звездочками отмечены положения звезды при остановке падения блеска в мае 2015 г. (5) и в середине июня 2015 г. (6). Кружок — положение полуразделенной массивной системы Ha 19 из галактики М 33 с высоким темпом переноса вещества в фазе слияния компонентов. Диаграмма построена для площадки 9492_12 в галактике М 101.
ГОРАНСКИЙ и др. Таблица 2. Наблюдения LRN/M101 до открытия
Дата JD 2400000 + B, mag V, mag R, mag Источник
Apr 15, 1993 49093 - 22.0 - POSS II, Kodak IllaJ
Mar 07-10, 2003 52707 21.6 21.2 20.90 SDSS, ATel 7082W
Nov 25,2011 55891 20.95 20.95 21.03 R. Pecce, Flickr.com
Mar 20, 2012 56007 21.74 21.47 21.13 D. Hartmann, Astrobin(2)
Feb 14-27, 2012 56009 21.34 21.06 20.63 T. Hankock, RGB images(3)
May 10, 2012 56058 21.12 21.35 21.30 O. Bryzgalov, Flickr.com
May 26, 2013 56074 21.55 21.27 21.20 O. Bryzgalov, Flickr.com
Jan-Jun 2012 56109 21.30 20.97 20.69 ATel 7069, LBT
Feb 01, 2013 56324 - - 20.60 ATel 7070, PTF
Apr 2013 56360 20.48 20.50 20.36 Z. Orbanic, Flickr.com(4)
Mar-May 2013 56398 20.6 20.4 20.40 R. Pfile, Flickr.com
Jun 11,2013 56455 20.95 20.73 20.30 S. Furlong, Flickr.com
Jun 29, 2013 56473 21.0 20.5 20.9 C. Frenzi, Flickr.com
Jun-Jul2014 56839 20.02 19.78 19.59 ATel 7069, LBT
Nov 10,2014 56971 - - 16.36 ATel 7070, PTF
Nov 13,2014 56975 - 16.40 - K. Itagaki, CBAT(5)
Jan 19, 2015 57042 20.20 18.80 18.23 ATel 7069, LBT
Jan 20, 2015 57043 - 18.50 - K. Itagaki, CBAT(5)
Feb 10, 2015 57064.4 - 17.50 - C. D. Vintdevara, открытие
(1) SDSS-величины в системе ugriz (Вега) пересчитаны в систему BVRc.
(2) http://www.astrobin.com/users/DetlefHartmann/
(3) 25-см астрограф Ричи-Кретьена с ПЗС QHY9M Monochrome (Kodak KAF 8300 chip), 24-часовая экспозиция.
(4) Помещено на сайт 30 июня 2014 г. По блеску SN 2011fe можно установить приблизительное время съемки — апрель 2013 г.
(5) http://www.cbat.eps.harvard.edu/unconf/followups/J14021678+5426205.html
3. СОВРЕМЕННАЯ ФОТОМЕТРИЯ
Фотометрические наблюдения LRN в М 101 во второй вспышке проводились на нескольких телескопах САО РАН и ГАИШ МГУ в системе BVRc в период с 15 февраля по 8 июля 2015 г. Результаты фотометрии представлены в таблице 3, где в последнем столбце даны сведения об использовавшихся телескопах и приборах. Фотометрическая привязка сделана к звездам сравнения (см. таблицу 1). Точность измерений на уровне 16—18m составила в среднем 0m01, на уровне 19—20m была около 0 m02-0 m04, но слабее 21m могла достигать 0 m 1.
По наблюдениям LRN в М 101, сделанным до открытия, звезда в первой вспышке достигла 16 m4
в фильтре V в момент ^ 2456975.3, и 16т36 в фильтре Кс в момент ^ 2456971. Это соответствует абсолютным величинам Ыу 12 т75 и Ыи & —12™80. На кривой блеска (рис. 2) заметно, что блеск звезды в фильтре V в максимуме первой вспышки был по крайней мере на 1 ™ 1 ярче, чем в максимуме повторной вспышки. Эта же разность величин во вспышках в фильтре Кс оказалась значительно меньше, 0™4. По наблюдениям в первом максимуме мы не можем судить о температуре звезды в пике светимости, так как кривые реакции любительских приборов точно неизвестны, однако очевидно, что в пике первой вспышки звезда была более горячей, чем в пике второй. В максимуме повторной вспышки показатели цвета
Таблица 3. Фотометрия LRN в M 101
JD© 2400000 + В V Rc Remarks JD© 2400000 + В V Rc Remarks
57069.3642 - 17.664 16.776 KG 57105.5199 - - 18.009 SO
57069.4892 18.862 17.666 16.784 KG 57106.3993 - 18.901 18.041 SO
57071.5603 18.988 17.649 16.771 SO 57133.2957 - - 18.977 SO
57071.5784 - 17.655 16.776 SO 57135.5288 - - 18.991 SO
57072.5776 19.034 17.667 16.803 SO 57136.4051 - - 18.785 SO
57072.5894 - 17.663 16.793 SO 57158.3471 - - 18.859 SO
57074.5439 19.086 17.708 16.825 KG 57160.3074 - - 18.952 SO
57075.5213 19.045 17.704 16.815 SO 57161.3043 - - 18.915 SO
57075.5326 - 17.669 16.808 SO 57162.3288 - - 18.853 SO
57076.5682 19.082 17.687 16.815 SO 57163.3073 - - 18.928 SO
57076.5790 - 17.690 16.808 SO 57164.3126 21.87 20.075 18.928 SO
57077.5862 19.066 17.690 16.826 SO 57165.3147 21.70 20.160 18.954 SO
57077.5793 - 17.699 - SO 57166.3898 - 20.158 18.967 SO
57078.3967 19.088 17.698 16.827 SO 57182.3213 - - 19.291 SO
57078.4095 - 17.708 16.829 SO 57183.2694 - - 19.334 CR
57078.4318 19.037 17.691 16.816 6m 57183.3529 - - 19.233 SO
57081.5474 19.086 17.784 16.901 KG 57184.34 - 20.72 19.267 SO
57081.5639 - 17.796 16.896 KG 57185.29 22.38 20.55 19.278 SO
57090.4413 19.832 18.268 17.325 SO 57185.3360 - - 19.352 6m
57090.4628 - 18.295 17.322 SO 57185.3373 - - 19.313 6m
57091.5366 19.814 18.305 17.375 SO 57185.3382 - - 19.316 6m
57091.5485 - 18.307 17.380 SO 57186.2240 - - 19.332 CR
57092.5591 19.856 18.399 17.489 SO 57186.3192 - - 19.330 SO
57097.3654 20.070 18.633 17.696 SO 57187.2308 - - 19.374 CR
57100.3466 20.190 18.730 17.814 SO 57187.3792 - - 19.365 SO
57100.3919 20.241 18.742 17.881 SO 57211.4180 - - 19.820 SO
57104.5638 - - 17.931 SO
6m — 6-метровый телескоп БТА и редуктор светосилы SCORPIO с фильтрами системы BVRcIc [33]. KG — 2.5-м телескоп Кавказской горной обсерватории ГАИШ МГУ с ПЗС-камерами Proline KAF 39000
и NBI 2k2k и с фильтрами системы BVRcIc. SO — 1-м телескоп Цейсса САО РАН и UBVRJc-фотометр с ПЗС EEV42-40.
CR — 0.6-м телескоп Цейсса Крымской лаборатории ГАИШ МГУ и UBVRcRjIj-фотометр с ПЗС-камерой Apogee-47p.
Таблица 4. Спектры LRN в M 101, полученные на БТА/SCORPIO
Дата JD0 2400000 + e, с A, Á ñ,Á Гризма Avr, км с 1 S/N
Feb 24, 2002 57078.4531 2400 4052-5848 5.0 VPHG1200G +5.0 180
Feb 24, 2002 57078.5829 2751 5751-7498 5.0 VPHG1200R +4.9 50
Jun 11,2002 57185.3412 3600 4000-7919 14 VPHG500G -14.9 12
звезды значительно увеличились по сравнению с состоянием перед вспышкой в конце постепенного подъема блеска летом 2014 г. Показатель цвета B — V увеличился от 0 ™2 до 1 ™3, а V — Rc — от 0 . 2 до 0 . 9 (рис. 3). В полосе Rc звезда наблюдалась более интенсивно, чем в других полосах, и момент вторичного максимума можно оценить надежно как JD 2457069. В это время показатели цвета были уже такими: B — V = 1 ™36 ± 0.03 и
V — Rc = 0 ™87 ± 0.01 — и соответствовали спектральному классу K2 I—K31. Падение блеска в фильтре Rc в период JD 2457080—2457132 продолжалось со средней скоростью 0™041 в сутки, после чего прекратилось на срок около 30 суток, остановившись на уровне блеска 18 ™95 Rc. Затем оно продолжилось со скоростью вдвое меньшей. В фильтрах V и B скорости падения блеска были заметно больше: 0™044 и 0 ™055 в сутки соответственно. Остановка или замедление падения блеска были и в этих фильтрах, хотя имеющиеся данные не позволяют проследить их столь же детально, как в фильтре R. На диаграмме «цвет—величина» положение звезды в момент остановки блеска отмечено звездочкой и цифрой 5. В это время звезда была красным сверхгигантом, превышающим светимость экстремального красного сверхгиганта из площадки 9492_12 в галактике М 101 [28] на 1 ™7. После остановки падения блеска звезда продолжила эволюцию в сторону красных сверхгигантов, и в июне 2015 г. достигла положения, отмеченного на рис. 4 звездочкой и цифрой 6. Многоцветная фотометрия 11 июня дает следующие величины:
V = 20 m55; B — V = 1™83; V — Rc = 1m27.
Основываясь на результатах фотометрии, звезду можно надежно классифицировать как красную новую высокой светимости, хотя ее кривая блеска имеет определенную особенность, которая отличает ее от других красных новых — повторную вспышку. Повторные вспышки наблюдались также и у красной новой V838 Mon, однако они имели значительно меньшую амплитуду. Эти вспышки объяснялись выходом на поверхность ударных волн в результате пульсаций [30, 31] или «заглатыванием» (swallowing) трех массивных планет расширяющимся красным гигантом [32].
4. спектроскопия
Спектральные наблюдения среднего разрешения были проведены в САО РАН на 6-м телескопе БТА с фокальным редуктором SCORPIO [33] 24 февраля и 11 июня 2015 г. В таблице 4 содержится основная информация о наблюдательных данных: дата и юлианская дата, полная экспозиция в секундах, спектральный диапазон, спектральное разрешение, гризма, гелиоцентрическая поправка и отношение сигнал/шум в континууме в середине спектрального диапазона. Обработка спектров выполнена в ОС Linux с использованием среды ESO MIDAS и контекста LONG (для спектров с длинной щелью). Cпектры 11 июня 2015 г. были искажены интерференционной картиной (fringes) на длинах волн Л > 6800 A. Для исправления экспозиции снимались со смещением звезды вдоль щели, и в результате вычитания смещенных спектров следы интерференции были удалены. Поскольку отношение сигнал/шум в суммарном спектре было слишком мало, мы воспользовались методом сглаживания скользящим средним
с интервалом усреднения 14 A, равным фактическому спектральному разрешению. Для перевода спектров в энергетические единицы использовались спектрофотометрические стандарты HZ44 и GRW+70°5824 из [34], а также одновременные фотометрические наблюдения. В цифровом виде спектры доступны в Интернете.4 На кривой блеска в фильтре Rc (рис. 5) отмечены моменты спектральных наблюдений: вблизи максимума блеска второй вспышки и на спаде блеска, последовавшем за остановкой блеска.
Полностью спектр 24 февраля 2015 г. показан на рис. 6, где отмечены наиболее сильные линии. Его фрагменты с отождествлением более слабых линий приведены на рис. 7. В спектре доминирует континуум холодной звезды. В коллекции спектров из [35] наилучшим образом распределение энергии LRN приближает звезда HD 1069 (K2 I). Линия Ha асимметрична, полностью в эмиссии с максимумом
интенсивности на скорости 300 км с-1, EW = 28 A,
4 http://jet.sao.ru/~bars/spectra/psn1402/
фотометрия и спектроскопия красной новой высокой светимости
95
2014 Nov Dec 2015 Jan Feb Mar Apr May Jun Jul
16.4
17.2 ■
18.0 -
18.8 -
19.6
JD 2457000 040 080 120 160 200
Рис. 5. Кривая блеска LRN в M 101 в полосе Rc, построенная для второй вспышки. Sp — моменты времени получения спектров с БТА/SCORPIO.
4500 5000 5500 6000 Wavelength, Á
6500
7000
7500
Рис. 6. Спектр LRN в М101, полученный на телескопе БТА с редуктором SCORPIO 24 февраля 2015 г. вблизи максимума повторной вспышки.
полуширина профиля, исправленная за инструментальный профиль, FWHM = 535 км с-1. Заметим, что гелиоцентрическая скорость галактики М101 равна 241 ± 2 км с-1 (из базы данных NED). Полная ширина линии на уровне континуума составляет FWZI = 1370 кмс-1. Эмиссионные компоненты в профилях типа Р Cyg имеют линия Ва II Л6496 А, бленда Ball Л6136, 6142 Á и бленда Nal D2Di Л5890, 5896 А, максимум интенсивности эмиссии в этих профилях находится на 330 км с-1. Абсорбционные компоненты этих линий по минимуму интенсивности расположены на скорости —260 кмс-1 и распространяются до —620 кмс-1. В абсорбции
наблюдаются линии Щ, Ва II Л4709, 4957, 5874 Á, Mgl Л5167, 5173 А, многочисленные линии Fe I, Til, CrI. Лучевые скорости этих линий близки к скоростям в абсорбционных компонентах профилей типа Р Cyg сильных линий. Набор абсорбционных линий химических элементов в деталях повторяет набор линий у красной новой V838 Моп в январе 2002 г. во вспышке, когда ее спектр был классифицирован как КО I [36]. Существенное отличие спектра LRN состоит в отсутствии линии Li I А6708 А, которая была в спектре V838 Моп очень сильной и с профилем типа Р Cyg.
По февральским наблюдениям скорость рас-
Wavelength, a
Wavelength, a
Рис. 7. Фрагменты спектра LRN в М101 24 февраля и отождествление спектральных линий. (а) Область депрессии Л4800—5700 A, связанная с поглощением нейтральными атомами. (b) Профили линий Ha и Ba II 6496 A. (c) Профили линий Na I D2D1 и Ba II 5854 A.
ширения оболочки LRN в М101 в пике второй вспышки составляла 500—540 км с-1. Для сравнения скорость расширения оболочки V838 Mon в пике вспышки была всего лишь 150 км с-1, что меньше в 3.5 раза.
Кросс-корреляция нормализованного спектра LRN/МЮ! 24 февраля 2015 г. с нормализованными спектрами сверхгигантов из [35] определя-
ет спектр LRN в более широком диапазоне как ад I—K51 (по спектральным линиям). Сила абсорбционных линий в спектре LRN/М101 превышает силу линий нормальных звезд в 4—6 раз, поэтому из-за блокировки континуума линиями наблюдаются депрессии в диапазонах Л5000—5500 Л и 6100-6400 ^.
Спектр красной новой 11 июня 2015 г. по-
4500 5000 5500 6000 6500 7000 7500 Wavelength, A
Рис. 8. Спектр LRN в М 101, полученный на БТА с редуктором SCORPIO 11 июня 2015 г. Оригинальный спектр с низким отношением S/N усреднен с интервалом 14 A, соответствующим спектральному разрешению. Знаком ф отмечены молекулярные полосы земного происхождения.
казан на рис. 8. Он имеет втрое более низкое разрешение, и потому узкие абсорбционные линии видны не столь четко, как в спектре, полученном в феврале. Распределение энергии сместилось в длинноволновую сторону и лучше всего может быть приближено распределением звезды HD 13136 (М2 Ш), хотя звезд более позднего спектрального класса среди звезд I класса светимости для сравнения в [35] нет. По показателю цвета В — V = 1™83 ± 0 ™ 10 это звезда спектрального класса М1 I—M4I. Доминирующая эмиссия Ha с эквивалентной шириной EW = 107 А более симметрична, чем в спектре, полученном в феврале. Ее полуширина, исправленная за инструментальный профиль, составляет FWHM = 900 км с-1. В этой линии видны слабые эмиссионные крылья, которые определяют полную ширину FWZI = 189 А (8600 км с-1). Вероятно, эти крылья формируются в результате томпсоновского рассеяния. Возможно, слабая эмиссия есть в Нв и Ыа I D2D1.
В абсорбционном спектре намечаются полосы ТЮ, наиболее сильные из которых с кантами на длинах волн А4955, 5450, 5498, 5597, 6159, 6659, 6715,6817, 7054, 7090, 7126 А, и самая сильная — на А7589 А. Из-за низкого разрешения атомарные абсорбции почти не видны, удается отождествить только триплет MgI А5167—5183 А и некоторые бленды FeI.
Спектральные наблюдения так же, как и фотометрия, показывают смещение распределения
энергии в сторону длинных волн. Это спектры низкого возбуждения, в них доминируют атомарные линии, а затем при спаде блеска появляются молекулярные полосы. Такое развитие характерно для красных новых.
5. ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ
ЬРЫ в М101 оказывается массивной молодой звездой, вспыхнувшей в спиральной ветви галактики в районе ассоциации горячих ОВ-сверхгигантов. С туманностями она не связана. Красные новые относятся к разным типам населения галактик и обнаруживают различия в амплитудах, продолжительности вспышек и в форме кривых блеска. PTF10fqs появилась в спиральной ветви галактики М99 и также, как ЬРЫ в М 101, связана с ассоциацией ОВ-сверхгигантов [10]. Другая красная новая PTF10acbp [37] в спиральной галактике UGC 11973 вспыхнула на окраине этой галактики и явно принадлежит к молодому населению диска. Красная новая ОТ 2006-1 в галактике М85, классифицированной как Б0, появилась на краю галактики и явно не связана ни с областью Н II, ни с какой-либо областью звездообразования [38]. С населением I типа нашей Галактики и с молодым скоплением В-звезд связана красная новая У838Моп [39]. V1006/7 в галактике М31 и галактические красные новые V4332 Sgг и V1309Sco являются объектами галактического балджа или толстого диска. В системе V4332 Sgг
имеется проэволюционировавшая звезда-красный гигант, излучение которой зарегистрировано в распределении энергии предшественника вспышки, а также в спектре после вспышки [15]. Последние три объекта — явно старые звездные системы, прошедшие длительный путь эволюции.
Продолжительность вспышек красных новых меняется в пределах от 58 дней для М3Ш 2015-01а (в фильтре V) до 135 дней для PTF10fqs/M99 (в фильтре Я), если оценивать время видимости над уровнем 3 т ниже максимума блеска. Вспышки красных новых имеют похожие кривые блеска — медленное ослабление блеска сразу после максимума («плоский максимум» или «плато»), которое заканчивается крутым спадом блеска, хотя есть некоторые исключения. По продолжительности вспышки LRNвМ 101 превосходит все остальные красные новые. Если по данному критерию оценивать продолжительность второй вспышки, получается 154 дня (в фильтре V). Если отсчет вести от первой вспышки в ноябре 2014 г., которая была ярче в максимуме, то продолжительность вспышки более 154 дней. Есть и другие особенности кривой блеска LRN в М101, выявляющиеся при сравнении с другими красными новыми. Во второй вспышке в феврале 2015 г. не наблюдалось ни плоского максимума, ни крутого спада. К тому же при уменьшении блеска произошла остановка его падения на 30 дней. Интересно, что у красной новой У1309 Бео на спаде блеска наблюдались две похожие остановки изменения блеска (см. фрагменты 9 и 10 на кривой блеска на рис. 1 и 6 в [14]). Эти остановки при падении блеска могут быть связаны с выходом на поверхность оболочки слабых ударных волн. Нужно отметить, что форма кривой блеска У1309Бео также отличалась от красных новых тем, что не имела плоского максимума, а спад блеска после вспышки был постепенным и с последующим замедлением, как у LRN в М 101.
Если для LRN в М 101 взять за начало отсчета минимальный наблюдавшийся блеск в 1993 г. ^ББ, РОББ11), то амплитуда вспышки равна 5™6 — самая малая амплитуда, измеренная для красной новой. При этом по абсолютной величине в первом максимуме блеска, Ыу = —12™75, это, вероятно, наиболее мощная по светимости красная новая. Такой же абсолютной величины, но в красной области спектра, Ыи = —12 ™7, достигла звезда ОТ 2006-1 в галактике М 85 [9] (авторы этой работы классифицировали ее как БN 11р).
Характерной особенностью кривой блеска LRN в М101 является постепенное повышение блеска перед вспышкой, которое составило не менее 2 ™2. Как показали наблюдения красной новой У1309Бео [14], подобное повышение блеска происходит при формировании общей оболочки перед слиянием звезд в контактной системе, так
что событие LRN 2015 г. в М101 с большой вероятностью является «мерджером» — слиянием компонентов. В случае V1309 Sco постепенное повышение блеска закончилось за год до максимума резким ослаблением блеска на 1™ В случае LRN/M101 не зарегистрировано ослабление блеска между последним наблюдением в стадии подъема блеска в июле 2014 г. (LBT, [22]) и первым наблюдением в пике вспышки 10 ноября 2014 г. (PTF, [23]). Такое ослабление блеска можно ожидать в случае расширения общей оболочки в режиме, близком к адиабатическому в результате энергетического всплеска и толчка изнутри при слиянии ядер двух звезд. Однако результат такого расширения мы видим во второй вспышке как значительное покраснение показателей цвета. В предположении, что к июлю 2014 г. общая оболочка уже сформировалась, с применением закона Стефана-Больцмана по фотометрическим параметрам звезды мы оценили изменения ее радиуса. Он увеличился приблизительно в 8 раз, от 400 Rq в июле 2014 г. до 3300 Rq в феврале 2015 г. В июне 2015 г. радиус оболочки достиг 4700 Rq . Эти оценки могут быть неточными из-за сложной структуры остатка взрыва, однако они доказывают, что расширение оболочки, обладающей фотосферой, произошло в период между июлем 2014 г. и февралем 2015 г. Скорости, определенные по абсорбционным линиям и компонентам в профилях типа P Cyg (500-540 км с-1) не соответствуют таким изменениям радиуса оболочки, оцениваемым методом Стефана-Больцмана, и превышают эти оценки в 2-3 раза. Такой же эффект наблюдался и у V838 Mon.
Учитывая, что наблюдаемые скорости расширения оболочки LRN в М101, определенные по абсорбционным компонентам и линиям, втрое превышают скорости расширения оболочек V838 Mon и V1309 Sco в этой стадии, время расширения оболочки может быть значительно меньшим, всего несколько месяцев. Поскольку развитие вспышки идет при столь больших скоростях, можно предположить, что при слиянии ядер звезд и при энергетическом толчке изнутри сформировалась ударная волна, с выходом которой на поверхность звезды и связана первая вспышка в ноябре 2014 г. Наиболее вероятно, что при этом от оболочки отделился некоторый слой, поглощающий в линиях, который движется со скоростью, более высокой, чем фотосфера. Именно за счет поглощения света в этом слое как у LRN в М 101, так и у V838Mon линии абсорбционного спектра в несколько раз превосходят по силе линии нормальных звезд того же спектрального класса.
После выхода ударной волны, в декабре 2014 и январе 2015 г. происходило расширение оболочки с уменьшением энерговыделения, в результате чего
блеск звезды уменьшился по крайней мере на 2 ™4. Мы предполагаем, что этот спад блеска аналогичен тому уменьшению яркости на 1 , которое наблюдалось за год до максимума у V1309 Sco. Не исключено, что формирование ударной волны у ЬРЫ в М 101 связано с большой массой этой системы. Вторая вспышка в феврале 2015 г. — выход тепловой энергии взрыва на поверхность расширяющейся оболочки. Подтвердить или опровергнуть этот сценарий могут модельные динамические расчеты или анализ архивных данных, полученных в период между июлем 2014 г. и февралем 2015 г.
6. ВЫВОДЫ
ЬРЫ в М101 появилась в спиральной ветви галактики в районе ассоциации ОВ-звезд и является массивной системой, яркий компонент которой уходит с главной последовательности и смещается на диаграмме «цвет—звездная величина» в красную сторону. В течение 11 лет перед вспышкой блеск системы постепенно увеличился на 2™2. Так как увеличение блеска перед вспышкой происходит при сближении компонентов и формировании общей оболочки, мы отождествляем это событие со слиянием компонентов в массивной системе.
У звезды наблюдалась необычная кривая блеска с двойным максимумом. Звезда была открыта в повторной вспышке, последовавшей через 3 месяца после первого максимума, в котором она достигла визуальной абсолютной величины Ыу = —12™75. Перед повторной вспышкой оболочка звезды расширилась с увеличением радиуса в 8 раз. В максимуме повторной вспышки спектр звезды классифицирован приблизительно как К21. Наблюдалась эмиссия На, сильные линии ВаП и Ыа I с Р С;^-профилями и сильнейшее поглощение в линиях металлов FeI, ТН, СгI, MgI. Формирование такого спектра, очевидно, связано с выбросом поглощающего слоя при выходе ударной волны в первой вспышке. Скорости расширения поглощающего слоя составляют 500—540 км с-1. Затем в течение четырех месяцев после максимума с понижением температуры спектральный класс изменялся примерно до М2Г Появились слабые молекулярные полосы ТЮ. Спектральное развитие характерно для красных новых и не оставляет сомнений в классификации.
Среди известных красных новых вспышка ЬРЫ в М101 оказывается рекордной по длительности (видимость более 153 дней над уровнем 3т ниже уровня максимума), по абсолютной видимой величине в максимуме (Ыу = —12™75) и по амплитуде вспышки (5™6V), самой малой из наблюдавшихся у красных новых.
БЛАГОДАРНОСТИ
В работе были использованы базы данных Sloan Digital Sky Survey, NASA/IPAC Extragalactic Database (NED), Vienna Atomic Line Database (VALD), NIST Atomic Spectra Database, SuperCOSMOS Sky Survey, сайты-хостинги изображений AstroBin и Flickr. Спектральные и фотометрические наблюдения, проводившиеся в САО РАН, а также их обработка и анализ финансировались грантом Российского научного фонда № 14-50-00043. Работа российского 6-м телескопа БТА осуществляется при финансовой поддержке Министерства науки и образования РФ (соглашение № 14.619.21.0004, идентификатор проекта RFMEFI61914X0004). В работе использовалось оборудование, приобретенное за счет средств программы развития Московского университета. В.П.Г., Е.А.Б. и А.Ф.В. благодарят Российский фонд фундаментальных исследований за финансовую поддержку настоящей работы грантом 14—02—00759. А.С.М. благодарит Президента РФ за финансовую поддержку грантом МК-1699.2014.2.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. R. M. Rich, J. Mould, A. Picard, et al., Astrophys. J. 341, L51 (1989).
2. A. S. Sharov, Astronomy Letters 19,33(1993).
3. M. Hajduk, P. A. M. van Hoof, and A. A. Zijlstra, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 432, 167(2013).
4. T. Kamin ski, K. M. Menten, R. Tylenda, et al., Nature 520,322(2015).
5. M. W. Mayall, Astron. J. 54, 191 (1949).
6. R. Tylenda, T. Kamin ski, A. Udalski, et al., Astron. and Astrophys. 555, 16(2013).
7. U. Munari, A. Henden, R. M. L. Corradi, and T. Zwitter, AIP Conf. Proc. 637, 52 (2002).
8. S. R. Kulkarni, E. O. Ofek, A. Rau, et al., Nature 447, 458 (2007).
9. A. Pastorello, M. Della Valle, S. J. Smartt, et al., Nature 449, E1 (2007).
10. M. M. Kasliwal, S. R. Kulkarni, I. Arcavi, et al., Astrophys. J. 730, 134(2011).
11. E. Berger, A. M. Soderberg, R. A. Chevalier, et al., Astrophys. J. 699, 1850 (2009).
12. N. Soker and R. Tylenda, Astrophys. J. 582, L105 (2003).
13. N. Soker and R. Tylenda, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 373, 733 (2006).
14. R. Tylenda, M. Hajduk, T. Kamin ski, et al., Astron. and Astrophys. 528, 114 (2011).
15. E. A. Barsukova, V. P. Goranskij, A. F. Valeev, and A. V. Zharova, Astrophysical Bulletin 69, 67 (2014).
16. P. Martini, R. M. Wagner, A. Tomaney, et al., Astron. J. 118,1034(1999).
100
ropahckhh h ap.
17. V. Goranskij, N. Metlova, A. Zharova, et al., in Proc. Astroplate 2014, Ed. by L. MiSkova, S. Vitek (University of Chemistry and Technology, Prague, 2014), p. 95.
18. R. M. Wagner, G. Schwarz, S. Starrfield, et al., IAU Circ., No. 8202 (2003).
19. V. Shumkov, M. Pruzhinskaya, N. Tiurina, et al., Astronomer's Telegram, No. 6951 (2015).
20. S. C. Williams, M. J. Darnley, M. F. Bode, and I. A. Steele, Astrophys. J. 805, L18 (2015).
21. A. A. Kurtenkov, P. Pessev, T. Tomov, et al., Astron. and Astrophys. 578, L10 (2015).
22. J. Gerke, S. M. Adams, C. S. Kochanek, and K. Z. Stanek, Astronomer's Telegram, No. 7069 (2015).
23. Y. Cao, M. M. Kasliwal, G. Chen, and I. Arcavi, Astronomer's Telegram, No. 7070 (2015).
24. J. Vinko, K. Sarneczky, and A. Szing, Astronomer's Telegram, No. 7079 (2015).
25. P. Kelly, S. van Dyk, O. Fox, et al., Astronomer's Telegram, No. 7082 (2015).
26. V. P. Goranskij, D. V. Cherjasov, B. S. Saionov, et al., Astronomer's Telegram, No. 7206(2015).
27. C. M. Raiteri, M. Villata, G. Tosti, et al., Astron. and Astrophys. 352, 19(1999).
28. S. Grammerand R. M. Humphreys, Astron. J. 146, 114(2013).
29. V. P. Goranskij and E. A. Barsukova, IAU Symp., No. 272, 610(2011).
30. E. A. Barsukova, N. V. Borisov, V. P. Goranskij, et al., AIP Conf. Proc. 637, 303 (2002).
31. V. P. Goranskij, N. V. Metlova, S. Yu. Shugarov, et al., ASP Conf. Series 363, 214 (2007).
32. A. Retter and A. Marom, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 345, L25 (2003).
33. V. L. Afanasiev and A. V. Moiseev, Astronomy Letters 31, 194 (2005).
34. J. B. Oke, Astron. J. 99,1621 (1990).
35. G. H. Jacoby, D. A. Hunter, and C. A. Christian, Astrophys. J. Suppl. 56,257(1984).
36. V. P. Goranskij, A. V. Kusakin, N. V. Metlova, et al., Astronomy Letters 28, 691 (2002).
37. M. M. Kasliwal, S. R. Kulkarni, E. O. Ofek, et al., Astronomer's Telregram, No. 3094 (2010).
38. E. O. Ofek, S. R. Kulkarni, A. Rau, et al., Astrophys. J. 674, 447 (2008).
39. M. Afsar and H. E. Bond, Astron. J. 133,387(2007).
Photometry and Spectroscopy of the Luminous Red Nova PSN J14021678+5426205 in the
Galaxy M 101
V. P. Goranskij, E. A. Barsukova, O. I. Spiridonova, A. F. Valeev, T. A. Fatkhullin, A. S. Moskvitin, O. V. Vozyakova, D. V. Cheryasov, B. S. Safonov, A. V. Zharova, and T. Hancock
We present the results of the study of a red nova from the observations carried out with the Russian 6-m telescope (BTA) along with other telescopes of SAO RAS and SAI MSU. To investigate the nova progenitor, we used the data from the Digital Sky Survey and amateur photos available on the Internet. In the period between April 1993 and July 2014, the brightness of the progenitor gradually increased by 2™2 in the V-band. At the peak of the first outburst in mid-November 2014, the star reached an absolute visual magnitude of —12 ™75 but was discovered later, in February 2015, in a repeated outburst at the magnitude of —11 ™65. The amplitude of the outburst was minimum among the red novae, only 5 ™6 in V-band. The Ha emission line and the background of a cool supergiant continuum with gradually decreasing surface temperature were observed in the spectra. Such process is typical for red novae, although the object under study showed extreme parameters: maximum luminosity, maximum outburst duration, minimum outburst amplitude, unusual shape of the light curve. This event is interpreted as a massive OB star system components' merging accompanied by formation of a common envelope and then the expansion of this envelope with minimal energy losses.
Keywords: novae, cataclysmic variables—binaries: close—stars: individual: PSN J14021678+5426205
