V603 Орла

V603 Орла
Двойная звезда
Так художник представляет промежуточный поляр
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
История исследования
Дата открытия	8 июня 1918
Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0)
Тип	Новая звезда
Прямое восхождение	18ч 48м 54,64с
Склонение	+00° 35′ 2,90″
Расстояние	800 св. лет (250 пк)-1200 св. лет (370 пк)[1]
Видимая звёздная величина (V)	Vmax = -1.1m, Vmin = +10.8m[2]
Созвездие	Орёл
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv)	−23[2] км/c
Собственное движение
• прямое восхождение	10,81[2] mas в год
• склонение	−9,384 ± 0,079 mas/год[3]
Параллакс (π)	4.21 ± 2.59[2] mas
Абсолютная звёздная величина (V)	11,65
Спектральные характеристики
Спектральный класс	OB+e:[7]
Показатель цвета
• B−V	-0.2 ± 0.5[2]
• U−B	-0.92 [2]
Переменность	Новая звезда
Физические характеристики
Радиус	0,72 R☉
Светимость	~2 L⊙
Свойства	Промежуточный поляр
Элементы орбиты
Период (P)	3 ч. 19,5 м.[4] - 0,0003 лет
Коды в каталогах V603 Орла, Новая в Орле 1918 года, V603 Aql, Nova Aquilae 1918 HD 174107, HIC 92316, HIP 92316, 1RXS J184854.7+003501, 2MASS J18485464+0035030, AAVSO 1843+00, AN 7.1918, CSI +00-18463, 2E 1846.3+0031 / 4138, GCRV 68659, GSC 00448-00423, PLX 4341.00, SBC7 706, SBC9 1086, TYC 448-423-1
Информация в базах данных
SIMBAD	данные
Звёздная система
У звезды существует 2 компонента Их параметры представлены ниже:
Компонент A V603 Орла A Тип Субкарлик Масса 0,3[5] M⊙
Компонент B V603 Орла B Тип Белый карлик Спектральный класс Be[2] Масса 0,8[5] M⊙ Радиус 0,008[6] R⊙
Информация в Викиданных ?

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^[8].

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^[8]), чуть-чуть не достигнув блеска Сириуса (−1^m,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 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^[1]. Спектроскопические исследования показали, что масса выброшенного при вспышке вещества (при условии сферической формы туманности) составляет порядка 6×10⁻⁵ ${\displaystyle M_{\odot }}$^[5]. 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× 10^20[9]. 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^[1].

Сама система V603 Орла является промежуточным поляром^[10]. 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^[4]. 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 ${\displaystyle M_{\odot }}$^[5]. 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^[9]. 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^[11]. 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^[12].

Примечания

[править | править код]

1. ↑ ^{1 2 3 4} Fredi de Maria. V603 (итал.). Stelle dell'Aquila. Архивировано из оригинала 28 декабря 2012 года.
2. ↑ ^{1 2 3 4 5 6 7} : NOVA Aql 1918 (англ.). SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Архивировано 28 декабря 2012 года.
3. ↑ Gaia Data Release 2 (англ.) / Data Processing and Analysis Consortium, European Space Agency — 2018.
4. ↑ ^{1 2} В. П. Цесевич. Природа «карликовых» новых звезд  (рус.). Переменные звезды и способы их исследования (1969). Архивировано из оригинала 17 апреля 2013 года.
5. ↑ ^{1 2 3 4} Pierluigi Selvelli, Michael Friedjung, Angelo Cassatella. The HST-GHRS Spectrum of the Old Nova V603 Aql (англ.). Архивировано 28 декабря 2012 года.
6. ↑ Из зависимости масса-радиус для белых карликов
7. ↑ Nassau J. J., Stephenson C. B. Luminous Stars in the Northern Milky Way — 1963. — Т. 4. — С. 0.
8. ↑ ^{1 2} Самусь Н. Н. ГЛАВА 3. ВЗРЫВНЫЕ И НОВОПОДОБНЫЕ ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ  (рус.). ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ. Архивировано 28 января 2012 года.
9. ↑ ^{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 28 декабря 2012 года.
10. ↑ 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 28 декабря 2012 года.
11. ↑ K. Mukai, M. Orio. X-ray Observations of the Bright Old Nova V603 Aquilae (англ.). arxiv.org (20 декабря 2004). Архивировано из оригинала 25 июля 2021 года.
12. ↑ 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 28 декабря 2012 года.