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 .

Вспышка 1918 года

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 (-1 ^m ,1 ), чуть-чуть не достигнув блеска Сириуса (−1 ^m ,47) .

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 6 ^m , и 9 июня (в максимуме блеска) достигла −1 ^m ,4. После этого новая начала медленно угасать, достигнув в конце июня 4 ^m , а в марте следующего года — 6 ^m , и она стала не видна невооружённым 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 . Спектроскопические исследования показали, что масса выброшенного при вспышке вещества (при условии сферической формы туманности) составляет порядка 6×10 ⁻⁵ ${\displaystyle M_{\odot }}$ . Также было оценено и количество отдельных элементов, выброшенных при взрыве (в тоннах): водород — 2,8×10 ²³ , гелий —3,6×10 ²³ , кислород — 10 ²³ , неон — 8×10 ²⁰ , углерод — 5,5× 10 ²⁰ . 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 звёздная величина была около −9 ^m ,3. Это означает, что всего за шесть дней (с 3 по 9 июня 1918 года) система увеличила свой блеск в 100 000 раз .

Система V603 Орла

Сама система V603 Орла является промежуточным поляром . 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 . 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 ${\displaystyle M_{\odot }}$ , а масса спутника — 0,3 ${\displaystyle M_{\odot }}$ . Анализ, проведённый в конце 1950-х , показал, что температура белого карлика в состоянии покоя составляет 60 000 К , а во время вспышки она достигала 145 000 К . 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 . 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 .

Примечания

1. ↑ Fredi de Maria. (итал.) . Stelle dell'Aquila . Архивировано из 28 декабря 2012 года.
2. ↑ (англ.) . SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Strasbourg . 28 декабря 2012 года.
3. (англ.) / , European Space Agency — 2018.
4. ↑ В. П. Цесевич . (рус.) . Переменные звезды и способы их исследования (1969). Архивировано из 17 апреля 2013 года.
5. ↑ Pierluigi Selvelli, Michael Friedjung, Angelo Cassatella. (англ.) . 28 декабря 2012 года.
6. Из зависимости масса-радиус для белых карликов
7. Nassau J. J., Stephenson C. B. — 1963. — Т. 4. — С. 0.
8. ↑ Самусь Н. Н. (рус.) . ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ . 28 января 2012 года.
9. ↑ Pottasch, S. (англ.) . Annales d'Astrophysique, Vol. 22, p.412 (февраль 1959). 28 декабря 2012 года.
10. Gnedin, Yu. N.; Borisov, N. V.; Natsvlishvili, T. M. (англ.) . The Smithsonian/NASA Astrophysics Data System (16 июля 1990). 28 декабря 2012 года.
11. K. Mukai, M. Orio. (англ.) . arxiv.org (20 декабря 2004). Архивировано из 25 июля 2021 года.
12. Schwarzenberg-Czerny, A.; Udalski, A.; Monier, R. (англ.) . (декабрь 1992). 28 декабря 2012 года.