Содержание к диссертации
Введение
Глава 1. Фотометрическое изучение новых звезд
1.1 План работы и предварительные замечания относительно характера использованного в работе наблюдательного материала 22
1.2 Обработка визуальных наблюдений, построение кривых блеска 23
1.3 Определение фотометрических параметров 29
1.4 Определение абсолютной величины в максимуме 30
1.5 Выводы Главы 1 44
Глава 2. Определение поглощения света для галактических новых
2.1 Трудности определения поглощения и расстояния для новых 45
2.2 Карты межзвездного поглощения света 50
2.3 Методика определения расстояния и поглощения света 54
2.4 Результаты 55
2.5 Выводы Главы 2 60
Глава 3. Распределение новых звезд по высоте над плоскостью Галактики
3.1 Гипотеза о существовании двух типов населения: новых диска и новых балджа 61
3.2 Построение распределения новых по z-координате 63
3.3 Обсуждение результатов 63
3.4 Выводы Главы 3 69
Заключение 70
Приложение 73
Список литературы 95
- Обработка визуальных наблюдений, построение кривых блеска
- Определение абсолютной величины в максимуме
- Трудности определения поглощения и расстояния для новых
- Гипотеза о существовании двух типов населения: новых диска и новых балджа
Введение к работе
Звезду называют классической новой, если, во-первых, ее оптический блеск возрастает более, чем на 9т, менее, чем за несколько дней; во-вторых, значительные изменения яркости происходят на протяжении менее 1000 дней; в-третьих, ее спектральная эволюция проходит через характерные стадии; в-четвертых, ее спектр указывает на выброс вещества со скоростями в диапазоне от 100 км/с до 5000 км/с. Многие другие типы объектов обладают одним или несколькими из перечисленных свойств (например, карликовые новые, симбиотическис новые, повторные новые, звезды типа FU Ori). Несмотря на некоторое сходство, причины вспышек всех этих звезд разные. Чтобы не путать классические новые звезды с другими объектами, добавляют и пятое требование. Звезда не должна иметь в прошлом других вспышек. В дальнейшем речь будет идти лишь о таких классических новых звездах.
Модель вспышки
В настоящее время модель вспышки повой представляется примерно следующей. Причиной вспышки новой служит термоядерный взрыв на поверхности аккрецирующего белого карлика (БК) в тесной двойной системе. Многообразие характеристик вспышек разных новых объясняется сочетанием основных параметров двойной системы, таких как масса БК, его светимость, темп перетекания массы и химический состав ак-крецированной оболочки (последний считается зависимым от трех первых [1]). Вторичным компонентом системы новой звезды выступает звезда позднего спектрального класса, которая заполнила свою полость Ро-ша и теряет вещество через внутреннюю точку Лагранжа. Далее через аккреционный диск вещество выпадает на БК. На поверхности БК постепенно растет богатая водородом оболочка. Ее рост продолжается до тех пор, пока у ее основания не будет достигнуто критическое давление ~ 2 х 1019 дин/см2 и не начнутся ядерные реакции. Если темп аккреции достаточно низкий, то накопленное вещество вырождается и создаются условия для термоядерного взрыва и вспышки новой, а если темп аккреции высок, то вещество не успевает остыть, остается невырожденным, и тогда вспышка новой невозможна, а возможно стационарное горение. В
вырожденном газе давление практически не зависит от температуры. Поэтому, когда начинаются ядерные реакции и повышается температура, то давление не растет и не происходит немедленного расширения, которое бы понизило температуру и энерговыделение. Вместо этого энерговыделение, чрезвычайно сильно зависящее от температуры, быстро растет и происходит ядерный взрыв. Если накопление и нагрев газа протекает на временах от 10 до 106 лет, то сам взрыв длится всего несколько десятых секунды и прекращается при достижении температуры Ферми [2]. Продолжительность подъема блеска к максимальному значению определяется временем конвекции и составляет от нескольких часов до нескольких дней.
CNO-цикл и /3+-распад
Энергия выделяется в реакциях CNO-цикла. Тяжелые ядра, поднятые во внешние слои из недр БК при перемешивании, захватывают протоны из аккрецированного газа. В ходе CNO-реакций новые ядра не создаются, однако, происходит перераспределение нуклонов между изотопами, и результаты этого процесса оказывают влияние на последующее развитие вспышки новой [3]. На начальных этапах вероятность захвата протона для CNO-ядер значительно меньше, чем вероятность /?+-распада, поэтому протекают все реакции цикла. Когда в слоевом источнике повышается температура, то вероятность захвата протона растет pi при Т~108 К вероятности становятся сравнимыми. В результате, происходит накопление ядер, нестабильных к /3+-распаду: 137V, иО, 150 и l7F. При повышении температуры над слоевым источником образуется конвективная зона, которая перемешивает всю аккрецированную оболочку. Таким образом, не успевшие распасться нестабильные ядра выносятся наверх. В результате, к моменту вспышки новой самыми обильными из CNO-изотопов в оболочке окажутся ядра, нестабильные к /3+-распаду.
Эти ядра обладают способностью запасать энергию на некоторое время, достаточно длительное по сравнению с динамическим временем оболочки. Когда они все же распадаются, то обеспечивают источник энергии, ответственный за сброс оболочки. Расчеты показывают, что даже после начала расширения оболочки, когда температура и плотность падают, энерговыделение начинает уменьшаться только из-за сокращения числа нестабильных ядер, так как /?+-распад не зависит ни от темпера-
туры, ни от плотности. Энерговыделение в CNO-цикле зависит от содержания тяжелых элементов: чем больше CNO-ядер, тем более мощной будет вспышка. Вообще, для вспышки классической новой не требуется повышенного содержания CNO-ядер. Однако, предполагая солнечный химсостав оболочки, невозможно рассчитать модель вспышки быстрой новой с большими скоростями выброса.
Химический состав новых
Спектральные наблюдения выбросов новых показали, что среди новых различных классов скорости встречается большое разнообразие химсоставов выбросов. Содержания гелия, углерода, азота, кислорода, неона, магния, железа и других металлов промежуточных масс бывают сильно повышены, к тому же в разной степени, по сравнению с Солнцем. В последнее время встал вопрос о том, насколько важную роль играют взрывы галактических новых в химической эволюции Галактики. Считается, что новые поставляют в межзвездную среду около 7 х 10_3 Mq переработанного вещества в год. Чтобы соперничать со сверхновыми, вклад которых оценивается в 0.06 Mq/год, новые должны иметь содержания, превышающие солнечные по крайней мере в 250 раз. Однако есть некоторые свидетельства в пользу того, что выбросы новых гораздо массивнее, чем предполагалось ранее [4], [5]. Новые могут оказаться серьезными поставщиками тяжелых элементов в межзвездную среду Галактики, особенно если учесть, что некоторые новые, помимо газа, выбрасывают еще и значительные количества пыли. Во всяком случае, вспышки новых звезд рассматриваются в качестве важных источников отдельных изотопов: 15ЛГ, 17<3, 7Ве} 22Na, 26А1.
По мере того, как росло число надежных определений химсостава, стало очевидным, что для выбросов новых характерно повышенное содержание гелия, или тяжелых ядер, или и того и другого [6]. Существует три возможности получить такие изобилия: либо само аккрецированное вещество сильно обогащено гелием и тяжелыми элементами; либо тяжелые элементы синтезируются при взрыве; либо вещество оболочки и недр Б К перемешивается во время аккреции. Предположение о том, что вещество с высоким содержанием элементов, тяжелее водорода, поставляет красный карлик, представляется неправдоподобным. В оболочках новых, где горит водород, достигается температура (1.8 — 3) х 108 К [5].
Нуклеосинтез при вспышках новых ограничен реакциями присоединения протонов, протекающими при данной температуре. Более высокие температуры обычно недостижимы, так как во внешних слоях БК вырождение снимается. При горении водорода в CNO-цикле происходит перераспределение содержаний изотопов углерода, азота и кислорода, но общее число ядер не меняется. Сходным образом, NeNa и MgAl-циклы варьируют изотопный состав неона и магния, если температура поднимается выше 3.5 х108 К. Максимально возможные температуры достигаются на БК, масса которых близка к пределу Чандрасекара, и тогда ядерные превращения могут повысить концентрацию S и Аг. Однако при подобных физических условиях численные расчеты затруднительны и их результаты весьма неопределенны, так как не существует надежных оценок скоростей реакций для таких значений температуры [7]. Таким образом, повышение содержаний элементов промежуточных масс в результате ядерных реакций при взрыве также невозможно.
Поскольку у множества новых наблюдаются повышенные содержания углерода, азота, кислорода, то отсюда следует неизбежный вывод о необходимости перемешивания вещества БК с веществом аккрециро-ванной оболочки. Пока нет единого мнения насчет того, какой именно механизм обеспечивает вынос тяжелых ядер из недр БК и на каком этапе эволюции это происходит [8]. Перемешивание не может происходить задолго до взрыва, поскольку присутствие тяжелых ядер в оболочке запускает начало ядерных реакций [7]. Однако стало ясно, что поскольку у некоторых новых наблюдаются повышенные содержания Ne, Na, Mg, Al одновременно с С, N, О, а у некоторых - только С, N, О, то наряду с БК, состоящими из углерода и кислорода (так называемые СО БК), должна существовать популяция БК с ядром из кислорода, неона, магния (ONeMg БК). Главное отличие ONeMg БК заключается в их большей по сравнению с СО БК массе. При вспышках ONeMg новых достигаются более высокие температуры, возможен синтез более тяжелых элементов (например, Аг и Si [7]), чем у СО новых. Вспышки ONeMg новых более яркие и быстрые, скорости разлета оболочки выше, чем при вспышках СО новых. Несмотря на то, что, согласно закону Солпитера, относительная доля массивных звезд мала, вспышки ONeMg новых наблюдаются довольно часто. Во-первых, численные расчеты эволюции двойных звезд показывают, что эффект двойственности благоприятствует увеличению
доли систем с массивным БК [6]. Во-вторых, каждая из ONeMg систем в среднем испытывает вспышки гораздо чаще своих маломассивных коллег. Таким образом, оценка доли ONeMg вспышек (не систем!) возрастает примерно до 1/3.
Сходным образом приходится объяснять и повышенное содержание железа, наблюдаемое в выбросах отдельных новых. Железо не образуется в ходе ядерных реакций, инициирующих вспышку. Его повышенные содержания не предсказываются ни в моделях с СО БК, пи в моделях с ONeMg БК. Только изобилие железа в БК может привести к его повышенному содержанию в выбросе [1].
Отдельного внимания заслуживает гелий. Чтобы произвести вспышку новой, достаточно превратить в гелий лишь около 1% водородной оболочки. Предполагая солнечное содержание гелия у красного компонента, следует ожидать, что вещество выброса будет также иметь солнечное отношение Не/Н. Однако у многих новых в выбросе наблюдается повышенное содержание гелия по сравнению с солнечным обилием (Не/Н = 0.1—0.58 [9], Не/Н0 = О.1). Во время вспышки температура не достигает значений, при которых возможно возгорание гелия. Приходится допустить, что поверхностные слои БК богаты гелием. Предполагается, что после каждой вспышки на поверхности БК остается значительная часть водородной оболочки, которая перегорает в гелий и частично сбрасывается при следующей вспышке [1]. Так получается повышенное содержание гелия в выбросах новых, особенно заметное у повторных новых [10], отличающихся от классических меньшим интервалом между вспышками.
Светимость
Светимость новой во вспышке изменяется следующим образом: (1) быстрый подъем светимости к максимальному значению, которое близко к Эддингтоновскому пределу (а для быстрых новых превышает его); (2) период примерно постоянной болометрической светимости, поддерживаемой горением водорода в оболочке; (3) постепенное возвращение системы к состоянию, предшествовавшему вспышке.
Начальная стадия подъема к максимуму происходит очень быстро и определяется характерным временем конвективного переноса в оболочке. Когда конвективная зона достигает поверхности, начинает расти по-
верхностная светимость. При достижении болометрического максимума эффективная температура составляет около 5х105 К, а радиус оболочки, расширяющейся со скоростью 1 — 10 км/с, еще мал. Поэтому новая в болометрическом максимуме блеска является очень ярким источником в далеком ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах.
В видимом диапазоне максимум блеска достигается при радиусе расширяющейся оболочки 1012 —1013 см. Газ охлаждается до температуры (7 — 9) х 103 К, водород рекомбинирует, и эффективная фотосфера как бы начинает перемещаться вовнутрь. Видимый блеск падает.
Было предсказано, а также показано наблюдениями в ультрафиолетовом и инфракрасном диапазонах, что болометрическая кривая блеска типичной новой не коррелирует с видимой. По мере развития вспышки, когда видимый блеск падает, все большее количество энергии излучается вне видимого диапазона спектра, так что полная светимость остается практически неизменной, из-за чего эту стадию вспышки стали называть фазой постоянной болометрической светимости. Физическая причина этого явления заключается в следующем: не все аккрецироваиное вещество с примесью вещества БК выбрасывается на начальном этапе вспышки, а лишь 10—50% [3]. Остальная его часть остается на поверхности БК и гидростатически горит в тонком слое, поддерживая светимость на постоянном уровне в течение некоторого времени, зависящего от массы БК [11].
Со временем из-за потери массы ядерное горение в слое прекращается, оставшееся вещество оседает на БК, блеск постепенно падает, система начинает готовиться к следующей вспышке. Предполагается, что действуют два механизма по удалению остатков оболочки [12], [3]. Во-первых, работает звездный ветер, интенсивность которого зависит от числа сильных абсорбционных линий в ультрафиолете, а, значит, от содержания тяжелых элементов. Во-вторых, радиус раздувшейся оболочки БК превышает радиус двойной системы. До тех пор, пока радиус остатка не станет меньше радиуса полости Роша БК, динамическое трение, возникающее при движении вторичного компонента внутри общей оболочки, будет также вызывать потерю массы.
Сброс массы
Огромный интерес вызывает вопрос о том, какое абсолютное и относительное количество вещества сбрасывается при вспышках новых. Знание полной выброшенной массы важно для расчетов энергетики вспышки, для построения эволюционных сценариев, для учета влияния новых звезд на химическую эволюцию Галактики. В данном вопросе имеется расхождение между теоретическими предсказаниями и результатами наблюдений. Существующие наблюдательные методы позволяют оценить массу ионизованного газа. Различные методы для одной новой дают сравнимые оценки (для СО новых - (1 — 10)х1СГ5 Mq, для ONeMg новых - (1 — 4) х Ю-4 Mq [4]). Эти значения оказываются слишком большими по сравнению с предсказаниями современных теорий термоядерного взрыва. Проблема усугубляется тем, что нейтральный газ может вообще не обнаруживаться существующими методами.
Проблема масс оболочек тесно связана с задачей определения темпов аккреции в системах новых звезд, а также интервалов между вспышками. Хотя М плохо определяется для новых звезд, все же, с точки зрения теоретических моделей, он слишком высок, чтобы вспышка новой вообще могла произойти. Для разрешения этих противоречий строились различные модели, например, сценарий со спячкой [1], согласно которому вспышка новой совпадает с периодом высокого темпа аккреции, а спустя столетия после вспышки перенос массы ослабевает и затем вовсе прекращается. Тогда разделенная двойная система "засыпает"до тех пор, пока потеря углового момента не сблизит звезды и вещество не потечет на БК, накапливая вещество для следующей вспышки. В последнее время разрабатываются альтернативные модели, не связывающие вспышки новых с темпом аккреции в системе, например, модель постоянного темпа аккреции [13]. Несмотря на различия, модели сходятся в том, что все системы новых звезд должны за свою жизнь испытывать тысячи вспышек. Время повторения вспышек зависит от массы БК, находится в широком диапазоне от нескольких тысяч лет для массивных до миллиона лет для маломассивных [5].
Количество газа, оставшееся на БК после вспышки, влияет на его дальнейшую эволюцию. В потере массы ключевую роль играет оптически толстый звездный ветер. Он интенсивно уносит вещество с БК. При каждой вспышке выбрасывается значительная часть оболочки, а также
вещество самого БК. Если сбрасываемая масса больше, чем аккреци-рованная, то длительная последовательность вспышек будет истощать ядро. Однако в некоторых случаях, например, у повторных новых, отличающихся от классических короткими интервалами между вспышками, вещество БК не теряется, наоборот, масса БК растет, приближаясь к пределу Чандрасекара. Возможно, такие системы со временем вспыхивают как сверхновые типа 1а.
Образование пыли
Замечательной особенностью некоторых новых является их способность производить пыль. У таких звезд на кривой видимого блеска спустя несколько дней после максимума наблюдается резкое ослабление с последующим подъемом и возвращением к первоначальному спаду. В инфракрасном диапазоне, напротив, происходит постоянное увеличение потока. Такие звезды стали относить к типу DQ Her. Хотя исторически первой повой с глубоким падением блеска была не она, но для этой звезды впервые была получена надежная кривая блеска. Позднее инфракрасные наблюдения других вспышек подтвердили, что в выбросах новых могут образовываться все виды пыли, присутствующие в околозвездных облаках и в межзвездной среде, включая углеродную, силикатную и др. Были случаи, когда в выбросе одной новой наблюдались пылинки разных видов. Полная масса пыли, сбрасываемая при единичной вспышке, оценивается равной Ю-8 —10~6 Mq [5].
Пылеобразование новых привлекает к себе пристальное внимание не только из-за того, что указывает на необычные физические условия в выбросах новых, но и из-за связи со звездообразованием. Повышенные содержания тяжелых элементов позволяют говорить о влиянии новых на химсостав межзвездной среды, по крайней мере в локальном масштабе. В последнее время рассматривается вероятность того, что на этапе сжатия в Солнечную систему было напрямую привнесено вещество, образованное во время одной или нескольких вспышек новых. Такие выводы были сделаны после обнаружения сходства между свойствами пыли новых и пылинок в околосолнечном пространстве, выброшенных из кометных ядер [4].
Эволюция спектра новой звезды
Численные расчеты показывают, что выброс газа при вспышке происходит в два этапа. Отдельная часть оболочки сбрасывается при вспышке, а остальное вещество уносится звездным ветром. На поверхности БК еще в течение некоторого времени продолжается ядерное горение, из-за чего температура поверхности БК остается высокой. Горячий центральный источник излучения облучает окружающий его расширяющийся выброс, который переизлучает полученную энергию в соответствии со своими физическими условиями. Так формируется характерный спектр новой. Каким он будет, определяется эволюцией фотосферы, звездным ветром и ядерными реакциями в слоевом источнике, и все эти факторы взаимосвязаны. В момент визуального максимума, который наступает через несколько часов после максимума энерговыделения, в оболочке, уже протяженной, эффективная температура составляет обычно менее 104 К. Далее радиус фотосферы уменьшается, и эффективная температура излучения растет. В конце концов, ядерные реакции в слоевом источнике прекращаются, вызывая падение эффективной температуры. Таким образом, сначала уровень возбуждения спектров новых обычно низкий, потом растет, иногда до того момента, когда появляются корональные эмиссионные линии и в конце концов снова падает. Временные масштабы этих изменений сильно варьируются от месяцев у очень быстрых новых до десятилетий у очень медленных.
На ранних стадиях вспышки спектральным поведением новой в оптике и в инфракрасной области управляет ультрафиолетовый диапазон излучения горячего остатка. При определенной температуре излучения непрозрачность в ультрафиолете начинает расти за счет ионизации и поглощения в линиях ионами с низким потенциалом ионизации (например, Fe II и другие металлы), а также за счет поглощения в континууме ионами элементов CNO. В это время в ультрафиолетовом спектре новой наблюдается множество линий поглощения, образующих своеобразный псевдоконтинуум. На данном этапе возникают большріе трудности с отождествлением абсорбционных систем и отдельных эмиссионных деталей, так как линий много, они широкие, имеют сложный профиль. Часто в спектрах присутствуют одновременно две или три системы одних и тех же линий, имеющие разные скорости. Из-за большой непрозрачности, обусловленной в основном линиями железа, эту стадию называют
стадией железного занавеса [11].
Энергия, поглощенная в коротковолновой области спектра, переизлучается в более длинноволновом диапазоне. В оптике и инфракрасной части спектра появляются сильные эмиссии Fe II. Эта стадия длится до тех пор, пока ультрафиолетовые переходы остаются оптически толстыми. Но расширение продолжается, непрозрачность падает, излучение центрального источника становится жестче, так как псевдофотосфера перемещается внутрь, где температура выше. Это усиливает ионизацию оболочки, уменьшает непрозрачность, и, наконец, железный занавес исчезает. В отсутствие сильного звездного ветра, масса сброшенной оболочки фиксирована, и со временем она становится полностью ионизованной и прозрачной. Начинается небулярная фаза, появляются небулярные и иногда даже корональные запрещенные линии: [N II], [О II], [О III], [Ne V]-[Ne VII], [Fe VII]-[Fe XII]. Обычно именно на этой стадии проводят изучение параметров и химсостава выбросов новых, так как из-за оптической прозрачности все расчеты существенно упрощаются. В частности, по бальмеровскому декременту, определенному на этой стадии, можно оценить межзвездное поглощение света, о чем будет подробнее сказано ниже.
Спектральная классификация новых звезд
Газ, выброшенный при вспышке новой, излучает эмиссионный спектр. Анализ эволюции спектра служит прекрасным инструментом для понимания многих процессов, связанных со вспышкой, включая ядерные реакции, механизмы сброса массы и образование пыли. За всю историю спектральных наблюдений новых звезд было собрано множество данных о состоянии спектров различных новых на разных стадиях эволюции. Все новые являются сходными объектами, участвуют в одинаковых событиях, тем не менее, спектры и характер эволюции различных новых поражают своим разнообразием. Спектральные изменения новых очень сложно интерпретировать, особенно затруднительно установить однозначное соответствие между состоянием спектра и физическими условиями в выбросе. Чтобы разобраться в спектральной эволюции новых, требовалось построить систему классификации спектров. Такие попытки предпринимались неоднократно. Самой известной можно назвать классификацию МакЛафлина [14], которая представляла спектральную эволюцию новой
в виде последовательности сменяющих друг друга фаз: предмаксималь-ный спектр, главный, диффузно-искровой, орионов. Эта система связывала присутствие в спектре абсорбционных или эмиссионных деталей с кривой блеска. Упор делался на особенности спектра, такріе как скорости и интенсивности отдельных групп линий. Однако описание в рамках этой классификации оставалось слишком неполным. Чтобы дать ясное представление о состоянии спектра новой, проще всего было продемонстрировать его изображение.
В последние годы стала часто применяться классификация спектров, предложенная Уильямсом [2]. При всем многообразии спектральных особенностей различных новых Уильяме выделил некоторые черты, которые характеризуют манеру развития спектра в целом. Новые предлагалось разделить на два спектральных класса в соответствии с тем, какие не водородные эмиссионные линии оказываются самыми сильными в диапазоне 3500 — 7500 А в течение первых нескольких дней после максимума блеска. Сразу после максимума в спектре всех новых самыми сильными линиями почти всегда являются водородные линии серии Бальмера. А вот следующими по интенсивности бывают либо линии Fe II в сочетании с другими линиями низкого возбуждения (Na I D, О I, Mg I, Са II), либо линии более высокого возбуждения, такие, как Не II А4686, Не I А5876, N III А4640 или N II А5678. Соответственно, новые разделяются на два спектральных класса: "Fe II" новые и "He/N" новые. Оказалось, что дальнейшее спектральное развитие новой определяется ее поведением сразу после максимума. Спектры "Fe II" новых эволюционируют медленнее, имеют более узкие эмиссионные линии (HWZI < 2500 км/с) часто с абсорбционными компонентами. Спектры "He/N" новых эволюционируют быстрее, содержат более широкие эмиссионные линии (HWZI > 2500 км/с) с плоскими или зубчатыми вершинами и слабо выраженными абсорбциями.
Одной из самых отличительных черт "He/N" новых представляется их эволюция в небулярную фазу. "He/N" новые по мере падения плотности излучающего газа входят в стадию запрещенных линий одним из трех способов: либо (а) линейчатый спектр быстро ослабевает и погружается в континуум, не показав ни одной запрещенной линии; либо (б) появляются корональные запрещенные линии, такие как [Fe X] А6375; либо (в) вырастают сильные линии [Ne III] или [Ne V], указывая на неоновую
Разрешенный спектр
Те II' (60%)
'He/N' (40%)
Небулярный спектр
*" Стандартный (45%)
* Неоновый (30%)
~ Корональный (15%)
ж Нет запрещенных линий (10%)
Рис. 1: Эволюция спектров новых, принадлежащих к классам 'Fe ІГ и 'He/N'. Диаграмма взята из [2].
новую. Первыми запрещенными линріями в спектре "Fe II" новой, как правило, оказываются авроральные переходы низких стадий ионизации, например [N II] А5755, [О II] А7325, [О HI] А4363, [О I] А5577. Имея более высокие вероятности перехода, эти запрещенные линии первыми появляются при уменьшении плотности излучающего газа из-за расширения. Со временем "Fe II" новые развивают стандартный небулярный спектр, в котором сильнейшей запрещенной линией в оптической области в течение всего времени видимости является небулярный или авроральный переход N или О и в котором [Fe X] никогда не превосходит по интенсивности [Fe VII]. Поведение "He/N" новых всегда в каком-то смысле эксцентрично, тогда как "Fe II" новые более предсказуемы. Однако есть некоторая группа объектов-гибридов, которые начинают эволюцию как "Fe II" новые, а потом становятся неоновыми новыми.
На рис. 1 схематически представлены изменения, происходящие в спектрах новых звезд в процессе их эволюции от стадии разрешенных линий к небулярной. В скобках указана примерная доля новых, проходящих каждую из стадий.
Деление новых на два спектральных класса объясняется в рамках двухкомпонентной модели выброса, состоящего из обособленной оболочки и протяженного звездного ветра. В спектрах новых "He/N" класса преобладает излучение оптически тонкой оболочки, выброшенной вблизи максимума блеска. В спектрах новых "Fe II" класса доминирует излучение оптически толстого ветра, работающего еще долгое время после выброса оболочки. Если выброшенная оболочка достаточно массивна, то она некоторое время остается оптически толстой, и тогда новая начинает
Таблица 1: Классификация Новых по Пейн-Гапошкиной
эволюцию как "Fe II" новая, а по мере просветления оболочки переходит
в класс "He/N".
Классы скорости новых звезд
Очень важной характеристикой повой служит скорость первоначального спада блеска от максимума. Класс скорости новой определяется из наблюдений по характерному времени падения оптического блеска новой сразу после максимума. Для количественной классификации были введены характерные времена падения блеска на 2ТО или на Зт от величины в максимуме: І2 или ^з, соответственно. С физической точки зрения, із имеет смысл времени, за которое происходит сброс большей части оболочки. С точки зрения спектральной эволюции, t% характеризует время перераспределения потока из более коротковолновой части ультрафиолетового диапазона в более длинноволновую [11]. В табл. 1 приводится общепринятая классифрікация новых звезд по скорости, предложенная Пейн-Гапошкиной [15]. В последних столбцах приводятся данные о распределении новых по скорости падения блеска в нашей Галактике и в М31.
Скорость новой имеет очень важное значение. Было показано [16], что скорость новой зависит от совокупности двух физических параметров: массы аккрецированной водородной оболочки Menv и ее металлич-ности Zenv. Новые разных классов скорости лежат в разных точках на плоскости (Zenv, Mem,). Как среди быстрых, так и среди медленных новых встречается большой разброс метал личности. Однако быстрые новые обычно имеют более высокую металличность и оболочки меньших масс, чем медленные новые. Однако ни Zenv, ни Menv не являются неза-
висимыми параметрами, а определяются стадией аккреции, предшествующей вспышке. Считается, что основными параметрами, влияющими на скорость новой, выступают масса БК Mwd, светимость БК Lwd и темп аккреции М. Оптический блеск новой начинает падать, когда большая часть оболочки уже сброшена. Mwd, Lwd, М определяют, какова будет масса оболочки к моменту вспышки и мощность вспышки, т.е. как быстро будет сброшена оболочка и как скоро новая начнет слабеть в оптике. Детали численных расчетов зависимости Zenv и Menv от основных параметров в значительной степени определяются выбранным механизмом перемешивания.
Уже давно было замечено, что абсолютная величина новой в максимуме коррелирует со скоростью падения блеска после максимума, т.е. выполняется так называемое соотношение maximum magnitude - rate of decline (MMRD): яркие новые ослабевают быстрее. На основании эмпирических данных неоднократно строились различные аналитические зависимости вида M^v — 2, Mb,v — h, №ву — d, где d-скорость первоначального падения блеска в звездных величинах в сутки. Кроме того, делались попытки дать этому соотношению теоретическое обоснование. В этом направлении были достигнуты некоторые успехи [8], [17], в частности, было установлено, что и абсолютный блеск, и скорость новой зависят от массы БК. Однако для построения численной теоретической зависимости приходится делать множество предположений о свойствах БК, двойной системы, звездного ветра, о характере вспышки. Эти допущения уменьшают число новых, для которых зависимость может быть использована.
Пространственное распределение новых звезд в Галактике
Изучение подсистемы новых основывалось на предположении о том, что разные типы звездного населения имеют различные пространственные распределения в галактиках. Эта идея использовалась для того, чтобы выяснить, к какому типу населения относятся звезды, вспыхивающие как новые. Оказалось, что подсистема новых звезд обладает противоречивыми характеристиками: по концентрации к галактическому центру она сходна со сферическими подсистемами, а по концентрации к плоскости Галактики напоминает плоские. В результате, новые попеременно считались то объектами диска, то балджа и/или толстого диска.
Хотя причиной вспышки у всех классических новых звезд является ТЯВ, наблюдения говорят о том, что семейство классических новых звезд неоднородно по своему составу. В 90-х годах XX века стала разрабатываться гипотеза, впервые высказанная Дюрбеком [18], о существовании двух физически разных населений новых звезд, которые обладают различным распределением в Галактике, а их предшественники, возможно, качественно отличаются друг от друга. Быстрые, яркие новые стали относить к населению диска, а медленные, слабые - к населению бал-джа. Эта концепция объясняет, почему в нашей Галактике быстрые, яркие новые располагаются в окрестностях Солнца, а медленные, слабые - концентрируются к центру Галактики.
Частота вспышек новых в Галактике
Несмотря на огромную важность и продолжительные наблюдательные усилия, не удается получить надежной оценки частоты вспышек новых в нашей Галактике. Существует два принципиально различных способа оценить эту величину. "Галактический" подход экстраполирует наблюдаемую частоту вспышек новых в окрестностях Солнца на весь объем Галактики. Здесь очень важно учесть наблюдательные эффекты селекции. "Внегалактический" подход основан на том факте, что между галактиками разных типов существует различие в частоте вспышек новых на единицу интегральной светимости в полосе К (или Н). Нормированная частота вспышек и к = N/1Q10Lqk меняется от vk = 2 новых/год для галактик ранних типов до z/д- ~ 5 новых/год для галактик поздних типов [19]. "Внегалактическая" оценка получается при сравнении нашей Галактики с другими галактиками. Поскольку каждый из методов требует предположения о характере распределения новых в пространстве, то гипотеза о разделении новых на два типа населения стала очень популярна при использовании обоих методов. Ранние "галактические" определения давали очень высокие значения частоты вспышек ~ 100 новых/год. Более поздние "внегалактические" оценки были ниже: ^15—30 новых/год. В последние годы различия стали уменьшаться, в качестве лучшей оценки можно считать значение 30±10 новых/год [20].
Постановка задачи
Вывод о существовании двух населений новых в нашей Галактике был получен по малому числу звезд. Это, как правило, яркие новые в окрестностях Солнца, с надежными оценками расстояния и межзвездного поглощения, для которых удалось провести спектральные наблюдения и определить спектральный класс. Таких звезд набирается около 20. Этого недостаточно для того, чтобы уверенно говорить о разделении новых звезд на два типа населения. Кроме того, для новых в нашей Галактике можно более или менее надежно построить только распределение по z -координате, но не по расстоянию от центра.
Существенным подтверждением концепции считаются выводы о локализации новых звезд с разной скоростью падения в М31, поскольку отпадает проблема определения расстояния от центра галактики и число надежно исследованных объектов значительно. Однако и там тщательный анализ не подтверждает существования двух типов населения. Когда проверяют новые в М31 на принадлежность к диску или балджу, обычно рассматривают распределение звезд по расстоянию от центра, как более достоверное, что не позволяет напрямую сравнивать строение подсистемы новых в Галактике и в М31.
Для прояснения вопроса о структуре подсистемы новых в Галактике крайне желательно увеличить число объектов, участвующих в исследовании. Для галактических новых звезд, вспыхнувших до 1986 года, все известные данные собраны в каталоге Дюрбека [21]. Для последующих новых Галактики требовалось собрать необходимые наблюдения, получить надежные оценки расстояния и межзвездного поглощения, построить пространственное распределение для новых с разной скоростью падения блеска и сделать вывод о подтверждении или неподтверждении гипотезы двух типов населений. Сбор и обработка материала для дальнейших исследований обсуждаются в Главе 1, пространственные распределения рассматриваются в Главе 3. В процессе работы над диссертацией перед автором встала проблема определения межзвездного поглощения света для новых звезд, которая была решена нестандартным способом, а именно, с помощью карт межзвездного поглощения. Этот этап работы отражен в Главе 2. В Приложении представлены результаты спектральных наблюдений семи из исследованных в данной работе новых. Наблюдения проводились при участии автора.
Цель работы
Цель диссертации - изучить распределение недавно вспыхнувших новых звезд в Галактике по z -координате, чтобы проверить концепцию двух населений новых: новых диска и новых балджа.
Результаты, выносимые на защиту
Автор выносит на защиту следующие результаты:
Кривые блеска 80 новых, вспыхнувших в Галактике в 1986-2006 гг. Фотометрические параметры, определенные по кривым блеска 64 новых: видимая звездная величина в максимуме блеска, времена падения блеска t^ и t%.
Оценки расстояния и межзвездного поглощения света, полученные для 64 галактических новых с использованием карт поглощения Шарова и Шлегеля и др.
Карты Шлегеля и др. по надежности оценок межзвездного поглощения света для объектов, расположенных далее 100 пк от галактической плоскости, превосходят карты Шарова, благодаря своему более высокому разрешению. Однако необходимо использовать карты Шарова для объектов на малой галактической высоте, когда важно учитывать изменение межзвездного поглощения с расстоянием.
Построенное распределение новых по z-координате не показало сильной концентрации быстрых новых к галактической плоскости, которая предсказывается гипотезой о существовании двух населений новых. Значительное число быстрых новых имеет z>1000 пк.
Вывод о том, что не удается объяснить большое число быстрых новых на значительном удалении от галактической плоскости только погрешностями фотометрических измерений. Однако характер распределения быстрых новых по ^-координате очень сильно зависит от точности определения фотометрических параметров. Относительно малое число быстрых новых, расположенных вблизи галактической плоскости, объясняется сильной наблюдательной селекцией, основной причиной которой является межзвездное поглощение света.
Вывод о малом влиянии погрешностей наблюдений на распределение медленных новых по z-координате.
Применение критерия Колмогорова-Смирнова для проверки гипотезы о существовании двух типов населений новых, подчиняющихся различным распределениям по -координате, показало, что данная гипотеза верна с вероятностью 95.6%.
Результаты диссертации, выносимые на защиту, являются новыми. Впервые для 80 новых звезд, вспыхнувших в 1986-2006 годах построены кривые блеска в единой фотометрической системе, для 64 звезд определены фотометрические параметры, оценены расстояние и величина межзвездного поглощения света с использованием карт Шарова (1963) и Шлегеля и др. (1998), построено распределение новых но высоте над галактической плоскостью. На основании полученных данных проведено сравнение карт межзвездного поглощения света Шарова (1963) и Шлегеля и др. (1998). Впервые исследованы ограничения на применение указанных карт при оценке межзвездного поглощения света для новых звезд. Впервые построено пространственное распределение достаточно большого числа новых звезд в Галактике.
Данная работа значительно увеличила число новых, которые можно использовать при изучении пространственного распределения новых звезд в Галактике. Особую ценность представляет собой методика получения и обработки данных, которая позволила добиться статистической однородности результатов для большого числа звезд. Результаты, полученные в диссертационной работе, могут оказаться полезными в дальнейших исследованиях пространственного распределения новых звезд, а также при изучении природы новых звезд, вообще. Выводы относительно применимости карт межзвездного поглощения света в полной мере справедливы и для переменных других типов, для звезд с эмиссионными линиями и иных пекулярных объектов.
Основные результаты диссертации докладывались на Семинаре-конкурсе аспирантских и студенческих докладов, СПбГУ, 20 сентября 2006 года (С.-Петербург, Россия).
Список публикаций по теме диссертации
Архипова В.П., Бурлак М.А., Есипов В.Ф. "Изучение оболочки новой V 705 Cas 2000, Письма в Астрономический журнал, 26, 437-443
Бурлак М.А., Есипов В.Ф. "Спектральное исследование оболочки повторной новой CI Aql2001, Письма в Астрономический журнал,
27, 674-681
3. Архипова В.П., Бурлак М.А., Есипов В.Ф. "Спектральные исследо
вания трех новых звезд 2002, Письма в Астрономический журнал,
28, 118-132
Бурлак М.А., Хенден А.А. "Определение фотометрических параметров галактических новых звезд по визуальным кривым блеска 2008, Письма в Астрономический журнал, 34, 270-277
Бурлак М.А. "Определение межзвездного поглощения света и расстояния для галактических новых звезд 2008, Письма в Астрономический журнал, 34, 278-284
Бурлак М.А. "Распределение новых звезд по высоте над плоскостью Галактики 2008, Письма в Астрономический журнал, 34 (препринт arXiv:0712.2961)
Обработка визуальных наблюдений, построение кривых блеска
Замечательной особенностью некоторых новых является их способность производить пыль. У таких звезд на кривой видимого блеска спустя несколько дней после максимума наблюдается резкое ослабление с последующим подъемом и возвращением к первоначальному спаду. В инфракрасном диапазоне, напротив, происходит постоянное увеличение потока. Такие звезды стали относить к типу DQ Her. Хотя исторически первой повой с глубоким падением блеска была не она, но для этой звезды впервые была получена надежная кривая блеска. Позднее инфракрасные наблюдения других вспышек подтвердили, что в выбросах новых могут образовываться все виды пыли, присутствующие в околозвездных облаках и в межзвездной среде, включая углеродную, силикатную и др. Были случаи, когда в выбросе одной новой наблюдались пылинки разных видов. Полная масса пыли, сбрасываемая при единичной вспышке, оценивается равной Ю-8 —10 6 MQ [5].
Пылеобразование новых привлекает к себе пристальное внимание не только из-за того, что указывает на необычные физические условия в выбросах новых, но и из-за связи со звездообразованием. Повышенные содержания тяжелых элементов позволяют говорить о влиянии новых на химсостав межзвездной среды, по крайней мере в локальном масштабе. В последнее время рассматривается вероятность того, что на этапе сжатия в Солнечную систему было напрямую привнесено вещество, образованное во время одной или нескольких вспышек новых. Такие выводы были сделаны после обнаружения сходства между свойствами пыли новых и пылинок в околосолнечном пространстве, выброшенных из кометных ядер [4].
Численные расчеты показывают, что выброс газа при вспышке происходит в два этапа. Отдельная часть оболочки сбрасывается при вспышке, а остальное вещество уносится звездным ветром. На поверхности БК еще в течение некоторого времени продолжается ядерное горение, из-за чего температура поверхности БК остается высокой. Горячий центральный источник излучения облучает окружающий его расширяющийся выброс, который переизлучает полученную энергию в соответствии со своими физическими условиями. Так формируется характерный спектр новой. Каким он будет, определяется эволюцией фотосферы, звездным ветром и ядерными реакциями в слоевом источнике, и все эти факторы взаимосвязаны. В момент визуального максимума, который наступает через несколько часов после максимума энерговыделения, в оболочке, уже протяженной, эффективная температура составляет обычно менее 104 К. Далее радиус фотосферы уменьшается, и эффективная температура излучения растет. В конце концов, ядерные реакции в слоевом источнике прекращаются, вызывая падение эффективной температуры. Таким образом, сначала уровень возбуждения спектров новых обычно низкий, потом растет, иногда до того момента, когда появляются корональные эмиссионные линии и в конце концов снова падает. Временные масштабы этих изменений сильно варьируются от месяцев у очень быстрых новых до десятилетий у очень медленных.
На ранних стадиях вспышки спектральным поведением новой в оптике и в инфракрасной области управляет ультрафиолетовый диапазон излучения горячего остатка. При определенной температуре излучения непрозрачность в ультрафиолете начинает расти за счет ионизации и поглощения в линиях ионами с низким потенциалом ионизации (например, Fe II и другие металлы), а также за счет поглощения в континууме ионами элементов CNO. В это время в ультрафиолетовом спектре новой наблюдается множество линий поглощения, образующих своеобразный псевдоконтинуум. На данном этапе возникают большріе трудности с отождествлением абсорбционных систем и отдельных эмиссионных деталей, так как линий много, они широкие, имеют сложный профиль. Часто в спектрах присутствуют одновременно две или три системы одних и тех же линий, имеющие разные скорости. Из-за большой непрозрачности, обусловленной в основном линиями железа, эту стадию называют стадией железного занавеса [11].
Энергия, поглощенная в коротковолновой области спектра, переизлучается в более длинноволновом диапазоне. В оптике и инфракрасной части спектра появляются сильные эмиссии Fe II. Эта стадия длится до тех пор, пока ультрафиолетовые переходы остаются оптически толстыми. Но расширение продолжается, непрозрачность падает, излучение центрального источника становится жестче, так как псевдофотосфера перемещается внутрь, где температура выше. Это усиливает ионизацию оболочки, уменьшает непрозрачность, и, наконец, железный занавес исчезает. В отсутствие сильного звездного ветра, масса сброшенной оболочки фиксирована, и со временем она становится полностью ионизованной и прозрачной. Начинается небулярная фаза, появляются небулярные и иногда даже корональные запрещенные линии: [N II], [О II], [О III], [Ne V]-[Ne VII], [Fe VII]-[Fe XII]. Обычно именно на этой стадии проводят изучение параметров и химсостава выбросов новых, так как из-за оптической прозрачности все расчеты существенно упрощаются. В частности, по бальмеровскому декременту, определенному на этой стадии, можно оценить межзвездное поглощение света, о чем будет подробнее сказано ниже.
Газ, выброшенный при вспышке новой, излучает эмиссионный спектр. Анализ эволюции спектра служит прекрасным инструментом для понимания многих процессов, связанных со вспышкой, включая ядерные реакции, механизмы сброса массы и образование пыли. За всю историю спектральных наблюдений новых звезд было собрано множество данных о состоянии спектров различных новых на разных стадиях эволюции. Все новые являются сходными объектами, участвуют в одинаковых событиях, тем не менее, спектры и характер эволюции различных новых поражают своим разнообразием. Спектральные изменения новых очень сложно интерпретировать, особенно затруднительно установить однозначное соответствие между состоянием спектра и физическими условиями в выбросе. Чтобы разобраться в спектральной эволюции новых, требовалось построить систему классификации спектров. Такие попытки предпринимались неоднократно. Самой известной можно назвать классификацию МакЛафлина [14], которая представляла спектральную эволюцию новой в виде последовательности сменяющих друг друга фаз: предмаксималь-ный спектр, главный, диффузно-искровой, орионов. Эта система связывала присутствие в спектре абсорбционных или эмиссионных деталей с кривой блеска. Упор делался на особенности спектра, такріе как скорости и интенсивности отдельных групп линий. Однако описание в рамках этой классификации оставалось слишком неполным. Чтобы дать ясное представление о состоянии спектра новой, проще всего было продемонстрировать его изображение.
Определение абсолютной величины в максимуме
Таким образом, гипотеза о нормальном распределении оценок блеска новой, полученных разными наблюдателями в пределах одних суток, весьма вероятна. Средняя погрешность оценок характеризуется величиной стандартного отклонения ат = О7".2. На рис. 4 показано, как распределились оценки, полученные в течение одних суток. Также показано нормальное распределение для полного числа оценок iV = 64.
Конечно, далеко не для всех новых удалось построить кривые блеска соответствующего качества. По визуальным оценкам наблюдателей AAVSO кривые блеска были построены для 80 новых. Практически для всех новых оценки блеска были очень неравномерно распределены по времени. Особенно много оценок приходилось на участок вблизи максимума. Оценки разных наблюдателей почти никогда не совпадали, что затрудняло определение момента и величины максимума. Поэтому кривые блеска сглаживались с интервалом 1 день, чтобы выявить подробный ход кривой блеска и облегчить определение фотометрических параметров. Для примера на рис. 5 показано, как влияет величина интервала усреднения на вид кривой блеска. V 723 Cas была очень медленной новой, блеск ее падал немонотонно. Чтобы тщательно проанализировать ее кривую блеска, потребовалось проводить усреднение с разными интервалами времени: 1, 5 и 10 суток. Процедура усреднения была следующей. Для каждой новой весь период наблюдений от момента первой оценки делился на равные интервалы. Если в интервал попадала только одна оценка, она сама и ее время оставались неизменными, если оценок было две или больше, то брались средние арифметические из оценок блеска и их моментов времени. Так получалась кривая блеска, где все оценки были распределены по времени настолько равномерно, насколько позволяло Проведенный анализ показал, что кривые блеска новых звезд, построенные по визуальным оценкам наблюдателей AAVSO, достаточно надежны и могут быть использованы в статистических исследованиях. Кривые блеска всех новых звезд, за исключением HY Lup (1993), V 4744 Sgr (2002 iV4), V 977 Sco (1989), дают представление о фотометрическом развитии вспышки. Конечно, количество оценок и их разброс напрямую зависят от яркости новой звезды.
Параметры кривой блеска удалось определить лишь для 64 звезд, которые и использовались далее при изучении пространственного распределения новых в Галактике. Для всех этих звезд построенные кривые блеска удовлетворяют следующему требованию: наличие более или менее выраженного максимума и последующего ослабления блеска, возможно, с колебаниями, со вспышками, с минимумами или вторичными максимумами. По таким кривым можно оценить момент и звездную величину максимума, а также скорость падения блеска. Кривые блеска остальных звезд не позволили получить искомые величины. У некоторых звезд максимум был слишком растянутым, состоящим из нескольких примерно равных по амплитуде вспышек. Для таких новых, как правило, промежуток времени, охваченный наблюдениями, оказывался слишком коротким, чтобы можно было говорить о значимом систематическом ослаблении блеска, т.е. невозможно было определить ни момент и величину максимума, ни скорость падения блеска. К таким звездам относятся: V 1548 Aql (2001), V 4362 Sgr (1994 N2), V 4745 Sgr (2003 N1), 113 Sgr (2003 N2), V 1178 Sco (2001). У некоторых звезд за время наблюдений блеск упал незначительно, на 2Ш— 4т. Хотя кривая блеска в таких случаях может быть очень гладкой, что благоприятно для определения фотометрических параметров, но малая амплитуда явно указывает на то, что максимум был пропущен. Для таких звезд, например, 476 Set (2005 -/VI), параметры кривой блеска не определялись. Для новой V 2575 Oph (2006 N1) в базе данных AAVSO имелись только оценки, помеченные как V величины. Поскольку перед автором стояла цель получить однородный материал, то эта звезда не вошла в число избранных объектов.
По сглаженным кривым блеска были определены следующие фотометрические параметры новых: видимая звездная величина новой в максимуме mviS, время падения блеска на 2т и на Зт от величины в максимуме ( 2 и з, соответственно). При определении момента и величины максимума не принимались в расчет кратковременные вспышки, подобные тем, которые наблюдались у V 723 Cas. У значительного количества звезд первая точка кривой блеска оказалась самой яркой, а дальше следовало более или менее монотонное падение блеска. В таких случаях максимум блеска вполне может быть пропущен, и тогда оценка видимой величины в максимуме будет заниженной, что в дальнейпіем приведет к завышению расстояния и/или межзвездного поглощения. О такой вероятности не следует забывать. Вообще, пропуск максимума представляет собой большую проблему при выяснении пространственного распределения новых звезд, а особенно для быстрых новых. Быстрые новые, как правило, на начальном этапе ослабления очень быстро замедляют скорость падения блеска. Выбрав за точку максимума некоторую оценку, отстоящую от максимального значения, мы, тем самым, получаем большие значения характерных времен 2 и з; что; в свою очередь, переводит переменную звезду в класс более медленных новых.
При нахождении t i и t$ по возможности учитывалось только систематическое падение блеска. Если у новой начиналось глубокое ослабление, связанное с образованием пыли, например, у V 1419 Aql (1993), или наблюдался вторичный максимум, как в случае с V 1493 Aql, то характерные времена определялись, исходя из неизменной скорости падения. Если на начальном этапе блеск звезды сильно колебался, то вручную проводилась средняя линия, относительно которой и определялись І2 и з- В отдельных случаях, когда полная наблюдаемая амплитуда падения блеска не достигала Зт, находилась только нижняя оценка величины з-Если за время наблюдений новой падение блеска составляло менее 2ТО, то такая звезда не участвовала в дальнейших исследованиях. Однако на рис. 6-15 представлены, построенные по данным AAVSO, кривые блеска всех 80 звезд. Для V 2361 Cyg и V 977 Sco показаны все имеющиеся оценки блеска, без сглаживания. Для V 723 Cas показана кривая блеска, усредненная по 10-дневному интервалу. Для остальных новых интервал усреднения равен 1 дню. На каждой кривой блеска для удобства восприятия за начало отсчета времени принята целая юлианская дата первого наблюдения, обозначаемая на графиках как То (не момент максимума!). Фотометрические параметры, найденные для 64 звезд, представлены в табл. 3.
Трудности определения поглощения и расстояния для новых
Совершенно очевидно, что для изучения любого объекта в Галактике необходимо знать величину межзвездного поглощения. Существует много различных более или менее точных методов учета поглощения света в Галактике. Для новых звезд проблема определения межзвездного поглощения света стоит особенно остро. Во-первых, в Галактике новые концентрируются к галактической плоскости, где располагается основная часть поглощающей среды. Поэтому поглощение для многих из них может быть велико и пренебрегать им нельзя. Во-вторых, вспышка новой -это непредсказуемый процесс, и не всегда удается провести необходимые наблюдения на соответствующей стадии развития вспышки. В-третьих, новые звезды являются пекулярными нестационарными объектами, для них не подходит большинство надежных стандартных методов определения межзвездного поглощения.
Для обычных звезд наиболее точным является метод избытков цвета -сравнение наблюдаемого и нормального показателей цвета, соответствующих спектральному классу и светимости. Если в спектре присутствуют эмиссионные линии, то применение широкополосных показателей цвета теряет всякий смысл. Во-первых, затруднительно сопоставлять измерения, выполненные в разных инструментальных системах, из-за влияния сильных эмиссионных линий, попадающих на края полос пропускания. Во-вторых, чем больше линий и чем они сильнее, тем с меньшей определенностью можно сказать, что же именно характеризуют показатели цвета. Все сказанное имеет самое непосредственное отношение к новым звездам. Вблизи максимума блеска спектр новой похож на нормальный спектр звезды-гиганта класса A-F с абсорбционными линиями. По мере развития вспышки спектр новой усложняется. Появляются широкие эмиссионные линии, иногда имеющие несколько максимумов и несколько абсорбционных деталей с фиолетовой стороны. Постепенно линии излучения вытесняют линии поглощения, а непрерывный спектр ослабевает. Со временем появляются новые эмиссионные линии, указывающие на рост возбуждения и ионизации в оболочке звезды. Появление и усиление одних ярких полос в спектре новых и ослабление и исчезновение других создают колебания показателей цвета, не имеющие никакого отношения к эволюции непрерывного спектра [32].
Однако иногда показатели цвета новых все же используют для оценки поглощения света. Обычно у нескольких близких, хорошо исследованных новых обнаруживают сходство показателей цвета на какой-то стадии развития вспышки. Разные исследователи выбирают эту стадию, исходя из разных соображений. Далее считается, что и все остальные новые должны вести себя так же. Например, ван ден Берг и Янгер [33] полагали, что показатель цвета (В — V)Q НОВОЙ равен —0.02 ± 0.04 в тот момент, когда блеск звезды упал на 2т от максимума блеска. А согласно [34], вскоре после максимума блеска новая вступает в так называемую стадию стабилизации, когда показатели цвета U — В и В — У не меняются систематически. Считается, что на этой стадии средний нормальный показатель цвета (В — V)Q равен — 0m.ll ± О771.02. Далее, сравнивая наблюдаемый и предсказанный показатели цвета, получают избыток цвета. Хотя еще в 1949 году Воронцов-Вельяминов [32] указывал на бессмысленность подобных измерений, многие исследователи продолжают определять широкополосные показатели цвета новых. Обычно подобные методы дают величины поглощения, расходящиеся на 2ТО, а оценки расстояний, использующие полученные оценки поглощения, отличаются более, чем в 2 раза [23].
Если для точного определения межзвездного поглощения света новых использовать фотометрию невозможно, то спектры предлагают богатый набор методов. К сожалению, все методы имеют свои ограничения по применению и свои неопределенности. Во-первых, можно оценить поглощение по межзвездной полосе 2200 А (если имеются наблюдения в ультрафиолете), а также по межзвездным линиям К Са II, D1+D2 Nal или другим, коррелирующим с избытком цвета. Во-вторых, для оценки поглощения можно использовать эмиссионные линии самой новой в небулярной стадии. В спектрах всех новых присутствуют сильные линии водорода. Они излучаются разлетающейся оболочкой почти на всем протяжении вспышки. Чаще всего поглощение оценивают по бальмеров-скому декременту, т.е. по отношению интепсивностей водородных линий серии Бальмера, поскольку они попадают в оптический диапазон. Зависимость их интенсивностей от физических условий хорошо рассчитана теоретически и в некотором диапазоне плотностей и температур она слаба. Но нужно быть уверенным в том, что в водородных линиях оболочка прозрачна, так как самопоглощение приводит к существенному изменению декремента. Определение поглощения по бальмеровскому декременту хорошо работает в случае с планетарными туманностями. Для оболочек новых все гораздо сложнее. Оболочка новой не однородна. Ее выброс происходит в несколько отдельных эпизодов с различными скоростями и в разных направлениях. В результате, в оболочке имеются области с разными температурами и электронными плотностями, о чем свидетельствует одновременное присутствие в спектре линий, сильно отличающихся но степени возбуждения. Обычно полагают, что условие отсутствия самопоглощения начинает выполняться тогда, когда вследствие расширения оболочка новой становится достаточно разреженной. Для исследователя сигналом о достижении необходимо малой плотности служит появление запрещенных линий: [О III] А4959, 5007. Другими словами, когда новая вступает в небулярную стадию, можно оценивать поглощение по бальмеровскому декременту. При электронной плотности 106 см-3 и электронной температуре 104 К отношение линий Бальмера таково [35]:
Гипотеза о существовании двух типов населения: новых диска и новых балджа
В 1940 году Паренаго [39] предложил формулу для оценки поглощения в зависимости от галактической широты Ь и расстояния г: Формула основывалась на предположении, что распределение плотности поглощающей среды - экспоненциальное по z -координате. Как выяснилось позднее, барометрический закон хорошо представляет крупномасштабное распределение поглощения в направлении, перпендикулярном к плоскости Галактики, но не может отразить ни изменение поглощения с долготой, ни мелкомасштабные вариации, возникающие из-за отдельных межзвездных облаков. В работе Паренаго 1945 [40] параметр /5, характеризующий распределение поглощающей материи по z, был постоянным, a do - величина поглощения на 1 кпк - различной в выделенных участках неба.
Впоследствии в нескольких работах делались попытки улучшить наше представление о распределении межзвездного поглощения. Обычным подходом было разделение неба на участки. Затем, построив для каждого участка по звездам (и иногда галактикам) распределение поглощения с расстоянием, можно было получать поглощение как функцию галактических координат и расстояния. Угловой размер областей менялся от работы к работе в зависимости от количества калибровочных звезд. В целом, участок неба выбирался достаточно большим, чтобы включать статистически значимое число звезд на разных расстояниях, и в то же время достаточно малым, чтобы можно было надеяться на разрешение отдельных межзвездных облаков. Работы различались также по форме представления результатов, что затрудняло их непосредственное сравнение, так как где-то приводились графики, где-то аналитические зависимости, а где-то схематические изображения. Со временем появилась тенденция представлять результаты в виде компьютерной программы.
В работе Шарова (1963) [41] был развит подход Паренаго. На основании фотометрических величин звезд спектральных классов 0-А5, были пересмотрены значения параметров формулы Паренаго и уточнено распределение по небу параметра 2Q. В этой работе небо было поделено на областей, для каждой области определены параметры ао, Р и ориентировочное расстояние, до которого измерено поглощение. В целом, вблизи галактического экватора области получились более мелкими, чем на высоких широтах. К достоинствам карты Шарова можно отнести наличие аналитической зависимости между поглощением, расстояниелі и галактическими координатами. Но ограничение по расстоянию, недостаточное пространственное разрешение, не учитывающее локальные вариации распределения поглощающей материи, дают ненадежные величины поглощения для индивидуальных объектов. Оценки, полученные таким способом, верны лишь в статистическом смысле.
В 1968 году вышла работа Фицджеральда (1968) [42], где по избыткам цвета 7835 звезд классов О-М и 208 рассеянных скоплений было изучено распределение поглощения в ближайших окрестностях Солнца, в направлениях, параллельном и перпендикулярном к плоскости Галактики. Автор использовал избыток цвета Еу системы Стремгрена. При рассмотрении концентрации поглощающего вещества к плоскости Галактики было выделено 11 областей по долготе, для каждой построена диаграмма зависимости Еу на кпк от z. При анализе поглощения в плоскости Галактики было выделено 74 зоны по долготе, для каждой построена диаграмма зависимости Еу от расстояния. В работе приведены карты поглощения, построенные для набора расстояний (500, 1000, 1500, 2000 пк), сделаны выводы о структуре поглощающего слоя, который представляет собой систему небольших облаков, лежащих в пределах 50-100 пк от плоскости Галактики. Облака концентрируются в комплексы переменной плотности размером от 100 до 1000 пк. В пространстве облака распределены неравномерно. Достоинством данной работы является хорошее угловое разрешение вблизи галактической плоскости. Но ей затруднительно пользоваться из-за графической формы представления результатов, особенно если, как в нашем случае, необходимо одновременно находить поглощение и расстояние.
В работе Неккеля и Кларе (1980) [43] использовалось примерно 11000 звезд, область неба с 6 7.6 была поделена на 325 участков, для каждого построена диаграмма изменения поглощения Ау с расстоянием. Несомненным достоинством этой работы стало хорошее угловое разрешение. При разбиении на участки авторы старались как можно точнее следовать границам облаков. По полученным данным была построена карта распределения дифференциального поглощения (на кпк) в плоскости Галактики до расстояния примерно 3 кпк. Как и у Фицджеральда [42] на ней видны отдельные облака пыли, где и набирается поглощение, а между облаками поглощения нет. Сами авторы отмечают, что их распределение пыли не коррелирует с известной спиральной структурой в окрестностях Солнца. Из-за графического представления результатов по данным картам неудобно определять поглощение, по крайней мере для новых звезд. При сравнении карт Фицджсрельда [42] и Неккеля и Кларе [43] между ними обнаруживается очень мало совпадений в форме и расположении облаков.
В работе Арену и др. (1992) [44] использовалось около 58000 звезд, небо делилось по галактическим координатам на 199 ячеек простой формы. Вблизи экватора размер ячейки составлял 10х10, а около полюсов - 30 х30. Для каждой ячейки поглощегоіе представлялось в виде аналитической зависимости от расстояния: до некоторого предела, являвшегося границей поглощающего слоя, зависимость была квадратичной, а дальше - линейной. Для каждой ячейки приводятся коэффициенты зависимости, а, кроме того, алгоритм расчета погрешности поглощения. Авторы отмечают, что ставили своей целью представить глобальный ход поглощения с расстоянием без учета локальных неоднородностей. В результате, они построили трехмерное распределение поглощения с точностью 40% и предлагали его использовать для исследований предпочтительно статистического характера.
В 1997 году вышла работа Хаккилы и др. [45], где авторы разработали численный алгоритм для расчета трехмерного межзвездного поглощения и его ошибки по галактическим координатам и расстоянию (1, Ь, г). В этой работе был обобщен весь доступный к тому моменту материал по распределению поглощающего вещества, в том числе вышеперечисленные работы, кроме [41], а также некоторые другие. Авторы надеялись, что созданная ими компьютерная программа сможет быть использована другими исследователями для исправления видимых величин отдельных звезд и галактик, а также для определения статистических свойств звезд Галактики и ее структуры.
