V603 Орла
| Двойная звезда | |||||||||||||||||
| История исследования | |||||||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Дата открытия | |||||||||||||||||
| Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0) |
|||||||||||||||||
| Тип | |||||||||||||||||
| Прямое восхождение |
|
||||||||||||||||
| Склонение |
|
||||||||||||||||
| Расстояние | |||||||||||||||||
| Видимая звёздная величина (V) |
Vmax = -1.1m, Vmin = +10.8m[2] |
||||||||||||||||
| Созвездие | |||||||||||||||||
| Астрометрия | |||||||||||||||||
| Лучевая скорость (Rv) |
-23[2] км/c |
||||||||||||||||
| Собственное движение (μ) | |||||||||||||||||
| Параллакс (π) | |||||||||||||||||
| Характеристики | |||||||||||||||||
| Показатель цвета (B − V) |
-0.2 ± 0.5[2] |
||||||||||||||||
| Показатель цвета (U − B) |
-0.92 [2] |
||||||||||||||||
| Переменность | |||||||||||||||||
| Физические характеристики | |||||||||||||||||
| Светимость |
~2 L☉ |
||||||||||||||||
| Свойства | |||||||||||||||||
| Элементы орбиты | |||||||||||||||||
| Период (P) |
3 ч. 19.5 м.[3] - 0,0003 лет |
||||||||||||||||
|
|||||||||||||||||
| Информация в базах данных | |||||||||||||||||
| SIMBAD | |||||||||||||||||
|
У звезды существует 2 компонента |
|||||||||||||||||
|
|||||||||||||||||
|
|||||||||||||||||
Координаты: 
18ч 48м 54.64с_+00° 35′ 02.9″
V603 Орла (Новая в Орле 1918 года, V603 Aql, Nova Aquilae 1918) — самая яркая новая звезда, зарегистрированная за последние 300 лет. Неожиданно большой номер — 603 — у Новой Орла 1918 года объясняется тем, что система обозначений переменных звёзд была последовательно распространена на все новые звёзды после Второй мировой войны[6].
Вспышка 1918 года [править]
Первое наблюдение было сделано в ночь на 8 июня 1918 года, когда на небе появилась звезда первой величины в 6° к северу от созвездия Щита. На момент открытия новая была ярче, чем близлежащий Альтаир, а через несколько часов она стала второй по блеску звездой в Северном полушарии неба (-1m,1[6]), чуть-чуть не достигнув блеска Сириуса (−1m,47)[1].
Среди первых наблюдателей был Эдвард Барнард. По фотопластинкам он определил, что до 3 июня на месте новой была слабая звёздочка 11 величины, 7 июня она достигла 6m, и 9 июня (в максимуме блеска) достигла −1m,4. После этого новая начала медленно угасать, достигнув в конце июня 4m, а в марте следующего года — 6m, и она стала не видна невооруженным глазом. Во время наибольшего блеска спектр звезды показал наличие газовой оболочки, которая расширялась в межзвёздную среду со скоростью от 1 600 до 2 000 км/с. Несколько месяцев спустя вокруг звезды образовалась газовая туманность, чей диаметр увеличивался в течение нескольких лет со скоростью около 2 угловых секунд в год[1]. Спектроскопические исследования показали, что масса выброшенного при вспышке вещества (при условии сферической формы туманности) составляет порядка 6×10−5 
[4]. Также было оценено и количество отдельных элементов, выброшенных при взрыве (в тоннах): водород — 2,8×10 23, гелий —3,6×10 23, кислород — 1023, неон — 8×1020, углерод — 5,5× 1020[7]. Впоследствии эта туманность становилась всё более тусклой, а затем рассеялась в пространстве. Расстояние, рассчитанное по параллаксу, оценивается от 800 до 1200 св. лет и отсюда можно сделать вывод, что обычная светимость звезды примерно в 2 раза больше солнечной. Её максимальная абсолютная звездная величина была около −9m,3. Это означает, что всего за шесть дней (с 3 по 9 июня 1918 года) система увеличила свой блеск в 100 000 раз[1].
Система V603 Орла [править]
Сама система V603 Орла является промежуточным поляром[8]. Промежуточные поляры — это тесные двойные системы, состоящие из холодного субкарлика (обычно красной звезды) и горячего белого карлика. Периоды обращения в таких системах очень короткие: для V603 Орла — 3 час 19,5 мин[3]. Орбита этой системы наклонена к лучу зрения под углом около 17°, то есть она видна почти с ребра. Это затрудняет её наблюдения, особенно спектральные. Также это исследование показало, что масса белого карлика равна 0,8 , а масса спутника — 0,3 [4]. Анализ, проведённый в конце 1950-ых, показал, что температура белого карлика в состоянии покоя составляет 60 000 К, а во время вспышки она достигала 145 000 К[7]. Не совсем понятной остаётся причина гигантской вспышки, произошедшей в 1918 году, поскольку у других звёзд этого класса столь мощных вспышек зарегистрировано не было. Возможно, что они случаются и у других промежуточных поляров, но интервалы между вспышками очень большие: десятки и сотни тысяч лет.
В апреле 2001 года наблюдения системы V603 Орла проводились на рентгеновских телескопах Чандра и RXTE. Было обнаружено, что по рентгеновской светимости и распределению энергии в спектре V603 Aql напоминает систему SS Лебедя. Тот факт, что изменчивость потока рентгеновского излучения слабо зависит от энергии, можно объяснить тем, что она связана с изменениями только максимальной температуры плазмы. Плотность плазмы весьма высока; она сосредоточена в относительно небольшой области. Избыток Ne в спектре V603 Орла указывает на то, что звёзды, образующие систему, довольно молодые[9]. Также были обнаружены пульсации в ультрафиолете с периодом 62,9 минуты, что очень близко к периоду рентгеновских и оптических пульсаций, открытых ранее. УФ-импульсы имеют синусоидальную форму и амплитуду, отличающуюся на 8 процентов от амплитуд в рентгеновском и оптическом диапазонах. Происхождение импульсов во всех диапазонах одинаково: оно связано с вращением намагниченного белого карлика[10].
Примечания [править]
- ↑ 1 2 3 4 Fredi de Maria V603 (итал.). Stelle dell'Aquila. Архивировано из первоисточника 28 декабря 2012.
- ↑ 1 2 3 4 5 6 7 : NOVA Aql 1918. SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Архивировано из первоисточника 28 декабря 2012. (англ.)
- ↑ 1 2 В. П. Цесевич Природа «карликовых» новых звезд (рус.). Переменные звезды и способы их исследования (1969). Архивировано из первоисточника 28 декабря 2012.
- ↑ 1 2 3 4 Pierluigi Selvelli, Michael Friedjung, Angelo Cassatella The HST-GHRS Spectrum of the Old Nova V603 Aql (англ.). Архивировано из первоисточника 28 декабря 2012.
- ↑ Из зависимости масса-радиус для белых карликов
- ↑ 1 2 Самусь Н. Н. ГЛАВА 3. ВЗРЫВНЫЕ И НОВОПОДОБНЫЕ ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ (рус.). ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ. Архивировано из первоисточника 6 июля 2012.
- ↑ 1 2 Pottasch, S. The nova outburst: V. The temperature and radius of the central exciting star and observation of elements other than hydrogen (англ.). Annales d'Astrophysique, Vol. 22, p.412 (февраль 1959). Архивировано из первоисточника 28 декабря 2012.
- ↑ Gnedin, Yu. N.; Borisov, N. V.; Natsvlishvili, T. M. The intermediate polar V603 AQL (англ.). The Smithsonian/NASA Astrophysics Data System (16 июля 1990). Архивировано из первоисточника 28 декабря 2012.
- ↑ K. Mukai, M. Orio X-ray Observations of the Bright Old Nova V603 Aquilae (англ.). arxiv.org (20 декабря 2004).
- ↑ Schwarzenberg-Czerny, A.; Udalski, A.; Monier, R. Possible first detection of ultraviolet pulses from an intermediate polar - V603 Aquila (англ.). Astronomy Abstract Service (декабрь 1992). Архивировано из первоисточника 28 декабря 2012.
