Исследование подсистемы новых звезд в Галактике тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 03.02.01, кандидат физико-математических наук Бурлак, Марина Андреевна

• Бурлак, Марина Андреевна
• кандидат физико-математических наук
• 2008

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Бурлак, Марина Андреевна

Введение.

Глава 1. Фотометрическое изучение новых звезд

1.1 План работы и предварительные замечания относительно характера использованного в работе наблюдательного материала

1.2 Обработка визуальных наблюдений, построение кривых блеска

1.3 Определение фотометрических параметров

1.4 Определение абсолютной величины в максимуме.

1.5 Выводы Главы

Глава 2. Определение поглощения света для галактических новых

2.1 Трудности определения поглощения и расстояния для новых.

2.2 Карты межзвездного поглощения света.

2.3 Методика определения расстояния и поглощения света

2.4 Результаты

2.5 Выводы Главы

Глава 3. Распределение новых звезд по высоте над плоскостью Галактики

3.1 Гипотеза о существовании двух типов населения: новых диска и новых балджа .G

3.2 Построение распределения новых по z-координате

3.3 Обсуждение результатов

3.4 Выводы Главы

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Исследование подсистемы новых звезд в Галактике»

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 новой 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 ~ 2х1019 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 источнргке повышается температура, то вероятность захвата протона растет pi при Т^Ю8 К вероятности становятся сравнимыми. В результате, происходит накопление ядер, нестабильных к (3+-распаду: 137V, 140, 1бО и l7F. При повышении температуры над слоевым источником образуется конвективная зона, которая перемешивает всю аккрецированную оболочку. Таким образом, не успевпте 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 pi плотность падают, энерговыделенрте начршает уменьшаться только Р1з-за сокращения числа нестабршьных ядер, так как /?+-распад не зависит ни от температуры, 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 103 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: 15АГ, 170, 7Be, 22Na, 26Al.

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 х 108 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 па 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, А1 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], He/HQ = 0.1). 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 поверхностная 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 блсск 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 аккрецированное 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 но 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 новой 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 иереизлучает 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 большие 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 псевдофотосфсра 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, такрю 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 "Ile/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

Небулярный спектр

Стандартный (45%) Неоновый (30%)

Fe II' (60%)

He/N' (40%)

Нет запрещенных линий (10%)

Корональный (15%)

Рис. 1: Эволюция спектров новых, принадлежащих к классам 'Fe II' и 'He/N'. Диаграмма взята из [2]. новую. Первыми запрещенными линиями в спектре "Fe II" новой, как правило, оказываются авроральные переходы низких стадий ионизации, например [N II] А5755, [О И] А7325, [О III] 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

Тип Новой Обозначение h, сут Галактика, % M31, %

Очень быстрые vF ^ 10 26 6

Быстрые F 11-25 40 13

Умеренные mF 26-80 19 43

Медленные S 81-150 10 38

Очень медленные vS 151-250 5 эволюцию как "Fe II" новая, а по мере просветления оболочки переходит в класс "He/N".

Классы скорости новых звезд

Очень важной характеристикой новой 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: t2 или 13, соответственно. С физической точки зрения, 13 имеет смысл времени, за которое происходит сброс большей части оболочки. С точки зрения спектральной эволюции, £3 характеризует время перераспределения потока из более коротковолновой части ультрафиолетового диапазона в более длинноволновую [11]. В табл. 1 приводится общепринятая классификация 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, Menv). 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 Zmv, ни Menv не являются независимыми параметрами, а определяются стадией аккреции, предшествующей вспышке. Считается, что основными параметрами, влияющими на скорость новой, выступают масса БК Mwd, светимость БК L\vd 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 Mg,v — £2, Мву — h, Mjj.v — 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 ь>к ^ 2 новых/год для галактик ранних типов до и^^Б 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 пе 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:

1. 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 12 и £3.

2. Оценки расстояния и межзвездного поглощения света, полученные для 64 галактических новых с использованием карт поглощения Шарова и Шлегеля и др.

3. 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.

4. 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.

5. 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.

6. Вывод о малом влиянии погрешностей наблюдений на распределение медленных новых по z-координате.

7. 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

1. Архипова В.П., Бурлак М.А., Есипов В.Ф. "Изучение оболочки новой V 705 Cas 2000, Письма в Астрономический журнал, 26, 437-443

2. Бурлак М.А., Есипов В.Ф. "Спектральное исследование оболочки повторной новой CI Aql 2001, Письма в Астрономический журнал,

27, 674-681

3. Архипова В.П., Бурлак М.А., Есипов В.Ф. "Спектральные исследования трех новых звезд 2002, Письма в Астрономический журнал,

28, 118-132

4. Бурлак М.А., Хенден А.А. "Определение фотометрических параметров галактических новых звезд по визуальным кривым блеска 2008, Письма в Астрономический журнал, 34, 270-277

5. Бурлак М.А. "Определение межзвездного поглощения света и расстояния для галактических новых звезд 2008, Письма в Астрономический журнал, 34, 278-284

6. Бурлак М.А. "Распределение новых звезд по высоте над плоскостью Галактики 2008, Письма в Астрономический журнал, 34 (препринт arXiv:0712.2961)

Заключение диссертации по теме «Ботаника», Бурлак, Марина Андреевна

3.4 Выводы Главы 3

1. Построенное распределение галактических новых, вспыхнувших после 1986 года, по z-координате не показало значительной концентрации быстрых новых к плоскости Галактики. Напротив, существенная доля таких новых (7 из 17) расположилась дальше 1000 пк от плоскости.

2. Характер распределения быстрых новых существенно зависит от точности оценок фотометрических параметров. Однако одними только погрешностями фотометрических измерений нельзя объяснить большое число быстрых новых на значительном удалении от галактической плоскости.

3. Относительно малое число быстрых новых, расположенных вблизи галактической плоскости, объясняется сильной наблюдательной селекцией, основной причиной которой является межзвездное поглощение света.

4. Применение критерия Колмогорова-Смирнова показало, что гипотеза о существовании двух типов населений новых, подчиняющихся различным распределениям по z-координате, верна с вероятностью 95.6%.

Заключение

В диссертации проведено изучение подсистемы новых звезд в Галактике, основой которого стали результаты обработки визуальных наблюдений, предоставленных AAVSO. Получены следующие результаты:

1. Анализ визуальных наблюдений для 80 новых звезд, вспыхнувших после 1986 года, выполненных наблюдателями AAVSO, показал их пригодность для фотометрических исследований новых звезд.

2. После соответствующей обработки рядов визуальных наблюдений построены кривые блеска 80 новых звезд.

3. Для 64 новых звезд построенные кривые блеска позволили определить следующие фотометрические параметры: видимую звездную величину в максимуме блеска, времена падения блеска после максимума на 2т и на Зт. Используя зависимость MMRD, для этих звезд были получены абсолютные величины в максимуме блеска.

4. Для 64 галактических новых получены оценки расстояния и межзвездного поглощения с использованием карт межзвездного поглощения света Шарова и Шлегеля и др. Сравнение результатов применения двух разных карт поглощения показало, что в большинстве случаев карты Шлегеля и др. дают более надежные оценки поглощения света, чем карты Шарова, что объясняется их более высоким разрешением. Однако при определении поглощения для некоторых объектов вблизи галактической плоскости следует отдать предпочтение картам Шарова, так как они учитывают рост межзвездного поглощения света с расстоянием.

5. Построено распределение по z-координате отдельно для быстрых и медленных новых. Оно не показало сильной концентрации быстрых новых к галактической плоскости: только 6 из 17 быстрых новых расположились в слое полутолщиной 200 пк, тогда как 7 звезд оказались на расстоянии от галактической плоскости, превышающем 1000 пк. Медленные новые, напротив, сосредоточились в области z < 1700 пк. Такой характер распределения не вполне соответствует предсказаниям гипотезы о двух типах населений новых: быстрых новых диска и медленных новых балджа.

6. Проведенный анализ показал, что распределение медленных новых по z-координате менее подвержено влиянию погрешностей наблюдений, тогда как характер распределения быстрых новых существенно зависит от точности оценок фотометрических параметров. Однако погрешности фотометрических измерений не могут объяснить большое число быстрых новых на значительном удалении от галактической плоскости. Относительно малое число быстрых новых, расположенных вблизи галактической плоскости, объясняется сильной наблюдательной селекцией, основной причиной которой является межзвездное поглощение света.

7. Применение критерия Колмогорова-Смирнова показало, что гипотеза о существовании двух типов населений новых, подчиняющихся различным распределениям по z-координате, верна с вероятностью 95.6%.

Проведенные в настоящей работе исследования указывают на то, что пока рано считать гипотезу о существовании двух типов населений новых полностью доказанной. Полученные результаты не отвергают данную концепцию, однако они указывают на необходимость дальнейшего изучения. Для этой цели было бы желательно осуществлять систематический поиск и наблюдения быстрых новых в Галактике. Однако организовать такую программу на крупных телескопах очень трудно из-за непредсказуемости моментов вспышек новых и различий в скорости развития. Здесь неоценимую помощь могут оказать наблюдатели-любители. Также необычайно важно своевременно информировать всех заинтересованных наблюдателей о появлении новых вспышек, чтобы не допустить пропуска максимума блеска. Для более тщательной проверки гипотезы о двух населениях было бы крайне желательно помимо фотометрических наблюдений, иметь спектральные данные по каждой новой, что позволило бы проверить связь разделения новых по скорости со спектральной классификацией. Кроме того, спектральные наблюдения помогают уточнить значение межзвездного поглощения света.

Помимо исследования непосредственно галактических новых звезд, в настоящей работе была продемонстрирована возможность применения карт межзвездного поглощения света Шлегеля и др., имеющих достаточно высокое пространственное разрешение 5'). Эти карты могут оказаться полезны для оценки межзвездного поглощения не только применительно к новым звезд, но также в случае переменных других типов, звезд с эмиссионными линиями и иных пекулярных объектов.

Далее в Приложении представлены результаты спектральных наблюдений семи из исследованных в данной работе новых. Наблюдения проводились при участии автора. К сожалению, все новые за время наблюдений не дошли в своем спектральном развитии до небулярной фазы, когда можно было бы по бальмеровскому декременту оценить величину межзвездного поглощения света и сравнить ее с полученной по фотометрическим данным.

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Бурлак, Марина Андреевна, 2008 год

1. Shara М.М., 1989, PASP, 101, 5

2. Williams R.E., 1992, AJ, 104, 725

3. Starrfield S., Sparks W.M., 1987, Ap&SS, 131, 379

4. Gehrz R.D., 2002, in Classical Nova Explosions, Eds. M. Hernanz, J. Jose, Melville, New York, 198-207

5. Gehrz R.D., Truran J.W., Williams R.E., Starrfield S., 1998, PASP, 110, 3

6. Truran J.W., Livio M., 1986, ApJ, 308, 721

7. Jose J., 2002, in Classical Nova Explosions, Eds. M. Hernanz, J. Jose, Melville, New York, 104-113

8. Livio M., in Interacting Binaries, Eds. H. Nussbaumer, A. Orr, Springer-Verlag, Berlin, Heidelberg, New York, London, Paris, Tikyo, HongKong, Barcelona, Budapest, 1993

9. Andrea J., Drechsel H., Starrfield S., 1994, A&A, 291, 869

10. Бурлак M.A., Есипов В.Ф., 2001, ПАЖ, 27, 674

11. Shore S.N., 2002, in Classical Nova Explosions, Eds. M. Hernanz, J. Jose, Melville, New York, 175-187

12. Starrfield S., 2002, in Classical Nova Explosions, Eds. M. Hernanz, J. Jose, Melville, New York, 89-98

13. Naylor Т., 2002, in Classical Nova Explosions, Eds. M. Hernanz, J. Jose, Melville, New York, 16-20

14. McLaughlin D., 1960, in Stars and Stellar Systems, Vol. 6, Stellar Atmospheres, ed. J.L.Greenstein (Chicago: University of Chicago Press), 585

15. Payne-Gaposchkin, C., 1957, The Galactic Novae, North-Holland Publ. Co., Amsterdam.

16. Shara M.M., Prialnik D., Shaviv G., 1980, ApJ, 239, 586

17. Shara M.M., 1981, ApJ, 243, 926

18. Duerbeck H.W., 1990, in The Physics of Classical Novae

19. Delia Valle M., 2002, in Classical Nova Explosions, Eds. M. Hernanz, J. Jose, Melville, New York, 443-456

20. Shafter A.W., 2002, in Classical Nova Explosions, Eds. M. Hernanz, J. Jose, Melville, New York, 462-471

21. Duerbeck H.W., 1987, A Reference Catalogue and Atlas of Galactic Novae, Space Science Review, 45, 1

22. Архипова В.П., Бурлак M.A., Есипов В.Ф., 2000, ПАЖ, 26, 437

23. Hric L., Petrfk К., Urban Z., Hanzl D., 1998, A&ASS, 133, 211

24. Kijewski K., Martin B.E., Foster Т., Hube D.P., 1995, J. Roy. Astron. Soc. Can., 89, 43

25. Munari U., Tomov T.V., Antonov A., Passuello R., Sostero G., Lepardo A., Dalmeri I., 1994, IBVS, 4005

26. Downes R.A., Duerbeck H.W., 2000, AJ, 120, 2007

27. Capaccioli M., Delia Valle M., D'Onofrio M., Rosino L., 1989, AJ, 97, 162228. van den Bergh S., Pritchet C.J., 1986, PASP, 98,110

28. Cohen J.G., 1985, ApJ, 292, 90

29. Бурлак M.A., Хенден A.A., 2008, ПАЖ, 34, 270

30. Воронцов-Вельяминов Б.А., Газовые туманности и новые звезды, Москва, 194833. van den Bergh S., Younger P.F.,1987, A&AS 70, 125

31. Мирошниченко A.C., 1988, АЖ, 65, 582

32. Aller L.H., 1984, Physics of Thermal Gaseous Nebulae, Dordrecht: Reidel.

33. Nussbaumer H., Storey P.J., 1982, A&A, 113, 21

34. Архипова В.П., Бурлак M.A., Есипов В.Ф., 2002, ПАЖ, 28, 118

35. Slavin А.Л., O'Brien T.J., Dunlop J.S., 1995, MNRAS, 276, 353

36. Паренаго П.П., 1940, АЖ, 17, 3

37. Паренаго П.П., 1945, АЖ, 22, 129

38. Шаров А.С., 1963, АЖ, 5, 900

39. FitzGerald М.Р., 1968, AJ, 73, 983

40. Neckel Т., Klare G., 1980, A&ASS, 42, 251

41. Arenou F., Grenon M., Gomez A., 1992, A&A, 258, 104

42. Hakkila J., Myers J.M., Stidham B.J., Hartmann D.H., 1997, AJ, 114, 2043

43. Schlegel D.J., Finkbeiner D.P., Davis M., 1998, ApJ, 500, 525

44. Бурлак M.A., 2008, ПАЖ, 34, 278

45. Delia Valle M., Bianchini A.', Livio M., Orio M., 1992, A&A, 266, 232

46. Delia Valle M., Livio M., 1998, ApJ, 506, 818

47. Shaftcr A.W., Irby B.K., 2001, ApJ, 563, 749

48. Delia Valle M., Duerbeck H.W., 1993, A&A, 271,175

49. Hatano K., Branch D., Fisher A., Starrfield S., 1997, ApJ, 487, L45

50. Шаров А.С., 1993, ПАЖ, 19, 1854| Woodward C.E., Gehrz R.D., Jones T.J., Lawrence G.F., 1992, ApJ, 384, L41

51. Холлсндер M., Вулф Д., Не?гараметрические методы статистики, Москва, 1983, 232

52. Бурлак А4.А., 2008, ПАЖ, 34 (препринт arXiv:0712.2961)

53. Волошина И.В., Глушнева И.Н., Дорошенко В.Т. и др., Спсктрофотомегприя ярких звезд, Ред. Глушнева И.Н., Наука, Москва, 1982

54. Nakano S., Sato Н., Nishimura Н., 2003, IAUCirc, 8190

55. Boeche С., Munari U., Liller W., Fujii M., 2003, IAUCirc, 8191

56. Siviero S., Marrese P. M., Munari U., 2003, IAUCirc, 8199

57. Nishimura H., Nakano S., Liller W., 2004, IAUCirc, 8306

58. Nakano S., Nishimura H., Sakurai Y., 2005, IAUCirc, 8500

59. Kiss L., Derekas A., Ayani K., Kawabata Y., 2005, IAUCirc, 8501

60. Pojmanski G., 2005, IAUCirc, 8540

61. Dennefeld M., Ricquebourg F., Damerdji Y., 2005, IAUCirc, 8544

62. Soma M., Takao A., Yamaoka H., Haseda K., 2005, IAUCirc, 8607

63. Munari U., Henden A., Pojmanski G., Dallaporta S., Siviero A., Navasardyan H., 2006, MNRAS, 369, 1755

64. Williams, P., 2006, IAUCirc, 8700

65. Naito H., Ozaki S., Yamaoka H., Fujii M., 2006, IAUCirc, 8700

66. Nakano S., Nishimura H., 2006, IAUCirc, 8697

67. Yamaoka H., Kinugasa K., Naito H., Ozaki S., Fujii M., 2006, IAUCirc, 8698