ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2020, том 46, № 10, с. 721-734
ДОЛГОПЕРИОДИЧЕСКАЯ КАРЛИКОВАЯ НОВАЯ V2466 Cyg:
СВЕРХВСПЫШКИ 2003 И 2019 гг.
© 2020 г. С. В. Антипин1*, А. М. Зубарева2,1, А. А. Белинский1,
М. А. Бурлак1, Н. П. Иконникова1, К. В. Соколовский3,1
1Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга
Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия
2Институт астрономии РАН, Москва, Россия
3Центр интенсивной обработки данных и астрономии переменных объектов, Отделение физики и
астрономии, Университет штата Мичиган, Мичиган, США
Поступила в редакцию 11.09.2020 г.
После доработки 22.09.2020 г.; принята к публикации 22.09.2020 г.
Приведены результаты первых многоцветных фотометрических наблюдений необычной карликовой
новой V2466 Лебедя во время сверхвспышек 2003 и 2019 гг. Полная амплитуда сверхвспышки 2019 г.
в полосе Rc составила 7.4 звездной величины. В конце сверхвспышки 2019 г. наблюдался одиночный
ребрайтенинг. Анализируя график O - C для сверхгорбов, мы идентифицировали явно выраженные
стадии A, B и C, соответствующие эволюции их периода. Средний период сверхгорбов P = 0d.08143(3)
для обеих сверхвспышек, относительное приращение периода сверхгорбов Pdot = 10.4(1.4) × 10-5
в стадии B. Мы аргументируем классификацию V2466 Cyg как члена немногочисленной группы
объектов, сочетающих характеристики карликовых новых типа SU UMa и типа WZ Sge, предложено
объяснение эволюционного статуса этих объектов. В качестве дополнительного результата в окрест-
ностях V2466 Cyg открыто и исследовано 20 новых переменных звезд.
Ключевые слова: методы: фотометрия, звезды: катаклизмические переменные, звезды: индивидуаль-
ные: V2466 Cyg.
DOI: 10.31857/S0320010820100010
1. ВВЕДЕНИЕ
неустойчивости диска отвечает за вспышки мало-
массивных рентгеновских двойных систем (мягкие
Катаклизмические переменные звезды дают
рентгеновские транзиенты, см. Амери, 2020).
возможность наблюдать различные проявления
Карликовые новые, относящиеся к подтипу
аккреции вещества в тесных двойных системах.
SU UMa, демонстрируют два вида вспышек,
Главный компонент системы, белый карлик, полу-
различающиеся амплитудой и продолжительно-
чает вещество через внутреннюю точку Лагранжа
стью. Короткие (продолжительностью несколько
от маломассивной вторичной звезды, красного
суток) вспышки меньшей амплитуды называются
карлика или субгиганта, заполняющей свой лепе-
нормальными. Длинные, имеющие продолжитель-
сток полости Роша. Карликовые новые являются
ность до нескольких недель и большую амплитуду,
подклассом катаклизмических переменных, в ко-
известны как сверхвспышки. Во время медленного
торых поток вещества от вторичного компонента
падения блеска (фаза
“плато” сверхвспышки)
формирует вокруг белого карлика аккреционный
наблюдаются периодические изменения блеска,
диск. Наблюдающиеся в системах вспышки на
называемые сверхгорбами, характеризующиеся
2-8 звездных величин объясняются развитием
амплитудами до 0.3-0.4 звездной величины и пе-
тепловой неустойчивости аккреционного диска и
риодами, на несколько процентов превышающими
его переходом от “холодного” состояния (ней-
орбитальный период системы. Сверхгорбы также
тральный водород, низкий темп аккреции вещества
наблюдаются и в рентгеновских двойных системах
на белый карлик) к “горячему” (ионизованный
(Торрес и др., 2019).
водород, высокий темп аккреции). Тот же механизм
Сверхвспышки обычно объясняют приливной
*Электронный адрес: serge_ant@inbox.ru
неустойчивостью аккреционного диска (Осаки,
721
722
АНТИПИН и др.
Таблица 1. Журнал наблюдений
Диапазон HJD
Кол-во ночей
Кол-во кадров
Телескоп, полоса
Наблюдатель
2452867-883
16
506
Zeiss-600, B
С.В.А.
2452867-883
16
147
Zeiss-600, V
С.В.А.
2452868-876
9
637
AZT-5, V
С.В.А.
2452867-883
16
48
Zeiss-600, Rc
С.В.А.
2452867-883
16
43
Zeiss-600, Ic
С.В.А.
2458783-863
25
908
ASA RC600, Rc
А.А.Б., М.А.Б., Н.П.И.
2458813-833
13
18
ASA RC600, B
А.А.Б., М.А.Б., Н.П.И.
2458813-833
13
18
ASA RC600, V
А.А.Б., М.А.Б., Н.П.И.
2458813-833
12
16
ASA RC600, Ic
А.А.Б., М.А.Б., Н.П.И.
Примечание. С.В.А. — С.В. Антипин, А.А.Б. — А.А. Белинский, М.А.Б. — М.А. Бурлак, Н.П.И. — Н.П. Иконникова.
1989, 2005; Осаки и Като, 2013), которая разви-
Выявление и изучение большего количества
вается при достижении диском резонансного ради-
карликовых новых необходимо и для статисти-
уса 3 : 1 в системах с маломассивными вторичными
ческого анализа их свойств, и в конечном итоге
компонентами (отношение масс q = M2/M1 <
для более полного понимания эволюции тесных
< 0.25). Прецессия линии апсид эксцентрического
двойных систем и аккреционных процессов.
диска, сонаправленная с орбитальным движе-
С.В. Антипин открыл переменность блеска
нием, приводит к появлению “положительных”
V2466 Cyg на архивных фотографических пла-
сверхгорбов. Их период — это период биений
стинках из коллекции снимков неба ГАИШ МГУ.
между периодом прецессии аккреционного диска и
Звезда была предварительно обозначена как
орбитальным периодом системы (Уайтхерст, 1988;
Var76 Cyg (Антипин и Кролл, 2003). Сверхвспыш-
Хиросе и Осаки, 1990).
ка 2019 г. является первым с момента открытия
упомянутым в публикации поярчанием переменной
Карликовые новые типа WZ Sge — подгруппа
звезд типа SU UMa. Представители этой под-
(VSNET-alert 237412 ). В VSNET-alert 237533
группы показывают исключительно сверхвспыш-
приводится период сверхгорбов P = 0d.08155(6).
ки. Интервалы между последовательными сверх-
В настоящей работе мы представляем фотомет-
вспышками у таких систем, называемые сверхцик-
рическое исследование V2466 Cyg — погранично-
лами, составляют от полутора лет до десятилетий
го объекта между двумя типами карликовых новых
(Като, 2015), тогда как типичная продолжитель-
SU UMa и WZ Sge — во время сверхвспышек
ность сверхцикла обычных звезд типа SU UMa —
2003 и 2019 гг.
десятки суток. Амплитуды сверхвспышкек звезд
Для наблюдений V2466 Cyg были использо-
типа WZ Sge могут превышать восемь звездных
ваны фильтры B, V , Rc, Ic. Журнал наблюдений
величин (см., например, Хауэл и др., 1995; Тампо и
представлен в табл. 1.
др., 2020), а нормальные вспышки отсутствуют (см.
более подробную информацию о карликовых новых
типа SU UMa и WZ Sge в обзорах Уорнера (1995)
2. НАБЛЮДЕНИЯ И АНАЛИЗ
и Хельера (2001)).
Фотометрические наблюдения 2003 и 2019 г.
Международный реестр переменных звезд Аме-
позволили изучить две сверхвспышки V2466 Cyg.
риканской ассоциации наблюдателей переменных
Сверхвспышка августа 2003 г. наблюдалась на
звезд (VSX AAVSO, Уотсон и др., 2006) на 8 июля
60-см телескопе Цейсс-600 (в полосах B, V ,
2020 г. содержит 957 звезд типа SU UMa (UGSU),
Rc, Ic) и 50-см телескопе АЗТ-5 (в полосе V )
включая неопределенные случаи, и 208 переменных
типа WZ Sge (UGWZ), также включая неопреде-
Даунсом и др. 2001 определяет их как два отдельных типа
ленные случаи1 .
карликовых новых: UGSU и UGWZ.
1 Согласно классификации Общего каталога переменных
mailarchive/vsnet-alert/23741
звезд (Самусь и др., 2017), звезды типа WZ Sge являются
подклассом звезд типа SU UMa. VSX AAVSO вслед за
mailarchive/vsnet-alert/23753
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46
№ 10
2020
ДОЛГОПЕРИОДИЧЕСКАЯ КАРЛИКОВАЯ НОВАЯ V2466 Cyg
723
Superoutburst 2003
B
V + 1
16
Rc + 2
Ic + 3
18
20
22
870
875
880
885
JD 2452...
Рис. 1. Кривая блеска сверхвспышки V2466 Cyg 2003 г. в полосах B, V , Rc и Ic (каждая последующая полоса сдвинута
на одну звездную величину от предыдущей).
Крымской астрономической станции ГАИШ МГУ.
Проводя целенаправленный мониторинг поля
Телескопы были оснащены ПЗС-камерами SBIG-
V2466 Cyg, мы обнаружили переменную в яр-
ST7 и Meade Pictor-416 соответственно. В 2019 и
ком состоянии 15 августа 2003 г. (V = 16.3 mag,
2020 гг. мы проводили мониторинг поля V2466 Cyg
JD2452867, левая панель на рис. 5). Через двое
с помощью нового автоматизированного 60-см те-
суток (JD2452869) на кривой блеска стали разли-
лескопа Кавказской горной обсерватории ГАИШ
чимы сверхгорбы с амплитудой около 0.2 звездной
МГУ. 60-см рефлектор ASA RC600 был уста-
величины. С этого момента стало ясно, что мы
новлен в Кавказской горной обсерватории вес-
наблюдаем V2466 Cyg в сверхвспышке. Фаза пла-
ной 2019 г. при поддержке Программы научного
то продолжалась более 15 сут, в дату JD2452883
блеск объекта резко уменьшился до V = 19 mag.
развития МГУ им. М.В. Ломоносова. Телескоп
К сожалению, наблюдения в 2003 г. не велись ни
оснащен ПЗС-камерой Andor iKon-L (DZ936N-
до даты JD2452867, ни после JD2452883, поэтому
BV) 2048 × 2048 (Бердников и др., 2020). Для на-
мы не можем ничего сказать о полной продолжи-
блюдений V2466 Cyg были использованы фильтры
тельности сверхвпышки 2003 г. и о наличии или
B, V , Rc, Ic. Журнал наблюдений представлен в
отсутствии ребрайтенингов, т.е. повторных поярча-
табл. 1.
ний объекта после окончания основной вспышки.
Для апертурной фотометрии и калибровки шка-
Летом
2019
г. мы возобновили регулярные
лы звездных величин мы использовали программ-
наблюдения V2466 Cyg, но звезда находилась
ное обеспечение VaST4 (Соколовский и Лебедев,
под пределом обнаружения. Наконец, 25 ноября
2018). Звездные величины звезд поля были взяты
(JD2458813) мы зарегистрировали новую вспышку
из каталогов APASS и USNO-B1.0 (Монэ и др.,
V2466 Cyg, блеск составил Rc = 15.7 mag (см.
2003). Кривые блеска сверхвспышек V2466 Cyg
верхнюю левую панель на рис. 6). В течение
приведены на рис. 1-3. Кривые блеска для отдель-
ночи блеск звезды постепенно увеличивался и
ных ночей, наиболее плотно покрытых наблюдени-
достиг Rc = 15.52 mag, поэтому с уверенностью
ями, показаны на рис. 4-6. В 2003 г. наблюдения
можно говорить о наблюдении начала вспышки.
были получены преимущественно в полосах B и V ,
На том же уровне блеска карликовая новая
в 2019 г. — в полосе Rc.
находилась следующей ночью. Первые сверхгорбы
с амплитудой 0.06 mag были обнаружены через
пять суток (JD2458818). Спустя еще двое суток
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46
№ 10
2020
724
АНТИПИН и др.
Superoutburst 2019
B
V + 1
16
Rc + 2
Ic + 3
18
20
22
810
820
830
JD 2458...
Рис. 2. Кривая блеска сверхвспышки V2466 Cyg 2019 г. в полосах B, V , Rc и Ic (каждая последующая полоса сдвинута
на одну звездную величину от предыдущей).
14
16
18
20
22
24
780
800
820
840
860
JD 2458...
Рис. 3. Кривая блеска V2466 Cyg в полосе Rc за 2019-2020 гг.
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46
№ 10
2020
ДОЛГОПЕРИОДИЧЕСКАЯ КАРЛИКОВАЯ НОВАЯ V2466 Cyg
725
16.8
16.3
JD2452871
16.8
JD2452874
JD2452875
B
B
16.4
B
16.9
16.9
16.5
17.0
16.6
17.0
17.1
16.7
17.1
17.2
16.8
17.2
17.3
16.4
16.8
16.9
V
V
V
16.5
16.9
17.0
16.6
17.0
17.1
16.7
17.1
17.2
16.8
16.9
17.2
17.3
0.35
0.45
0.55
0.35
0.45
0.55
0.35
0.45
0.55
d
Рис. 4. Индивидуальные кривые блеска V2466 Cyg для нескольких ночей 2003 г., во время которых на двух телескопах
проводились квазиодновременные наблюдения в полосах B и V .
16.4
16.6
V
JD2452867
16.3
JD2452869
JD2452870
JD2452872
JD2452873
16.3
16.5
16.7
16.4
16.4
16.3
16.6
16.8
16.5
16.5
16.7
16.9
16.6
16.6
16.8
16.4
17.0
16.7
16.7
16.9
17.1
0.35 0.45 0.55
0.35 0.45 0.55
0.35 0.45 0.55
0.35 0.45 0.55
0.35 0.45 0.55
d
Рис. 5. Индивидуальные кривые блеска V2466 Cyg для отдельных ночей 2003 г. в полосе V .
15.9
16.3
15.5
JD2458813
JD2458818
16.0
JD2458820
JD2458822
JD2458823
16.3
16.1
16.4
15.6
16.0
16.4
16.2
16.5
15.7
16.5
16.1
16.3
16.6
0.2
0.3
0.4
0.2
0.3
0.4
0.2
0.3
0.4
0.2
0.3
0.4
0.2
0.3
0.4
16.7
16.9
16.6
JD2458825
JD2458826
JD2458827
JD2458829
JD2458830
16.7
16.8
17.1
17.0
16.7
16.8
16.9
17.1
17.2
16.8
16.9
17.0
17.2
17.3
17.0
0.3
0.4
0.2
0.3
0.2
0.3
0.2
0.3
0.4
0.2
0.3
d
Рис. 6. Индивидуальные кривые блеска V2466 Cyg для отдельных ночей в 2019 г. в полосе Rc.
(JD2458820) амплитуда сверхгорбов достигала
сле окончания основной вспышки у некоторых кар-
0.3 mag. Фаза плато сверхвспышки продолжалась
ликовых новых типа SU UMa, особенно у пред-
18
сут, до JD2458832 (Rc = 17.5 mag). Через
ставителей подкласса WZ Sge. Блеск карликовой
двое суток после падения блеска до уровня
новой во время ребрайтенинга возрастает на две-
Rc = 20.2 mag (JD2458836) V2466 Cyg вновь
три величины и часто практически возвращается на
поярчала до Rc = 17.8 mag. Хотя у нас не было
уровень, соответствующий окончанию фазы плато
возможности наблюдать объект в последующие
сверхвспышки, а иногда и превышает этот уро-
четыре ночи из-за плохих погодных условий, мы
вень. Имада и др. (2006) и Като (2015) различают
с уверенностью можем говорить об обнаружении
пять типов ребрайтенингов: тип А — одиночный
одиночного ребрайтенинга.
длительный ребрайтенинг, тип В — множествен-
Повторные поярчания блеска, или ребрайте-
ные ребрайтенинги, тип C — одиночный короткий
нинги, обнаруживаются через некоторое время по- ребрайтенинг, тип D — отсутствие ребрайтенингов
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46
№ 10
2020
726
АНТИПИН и др.
и тип E — двойная сверхвспышка. Като (2015)
Таблица 2. Моменты максимумов сверхгорбов. Номер
предположил, что последовательность типов C →
цикла рассчитывался с использованием элементов (1)
→ D → A → B → E может отражать эволюцию
и (2)
карликовых новых. В соответствии с этим опре-
делением в 2019 г. мы наблюдали у V2466 Cyg
HJD-2400000
Полоса
Ошибка
O - C, сут E
ребрайтенинг типа С, т.е. исследуемая карликовая
новая представляет собой тесную двойную систему
52869.4328
V
0.0031
-0.00586
-38
типа SU UMa, находящуюся в начальной стадии
52869.5152
V
0.0028
-0.00489
-37
своей эволюции (см. раздел 5).
52870.4163
V
0.0017
0.00048
-26
То, что у V2466 Cyg не было обнаружено нор-
мальных вспышек, большая амплитуда сверхвспы-
52870.4972
V
0.00187
-0.00005
-25
шек (см. раздел 3), а также наличие ребрайтенин-
га позволяют предположить, что система подобна
52871.3886
B
0.00167
-0.00438
-14
карликовым новым типа WZ Sge, а не классиче-
52871.3929
V
0.00207
-0.00008
-14
ским звездам типа SU UMa. Однако отсутствие
надежной информации о существовании ранних
52871.4717
B
0.00143
-0.00271
-13
сверхгорбов (являющихся исключительным при-
52871.4736
V
0.00173
-0.00081
-13
знаком объектов типа WZ Sge (Като, 2002)) не
позволяет нам сделать окончательный вывод о
52872.5308
V
0.0022
-0.0022
0
классификации V2466 Cyg. К сожалению, начало
52873.4227
V
0.00207
-0.00603
11
фазы плато сверхвспышки 2019 г. не было плот-
но покрыто наблюдениями из-за плохих погодных
52874.4044
B
0.00163
-0.00149
23
условий. Возможно, в юлианскую дату JD2458818
52874.4849
B
0.0020
-0.00242
24
(рис. 6) мы наблюдали ранние сверхгорбы, которые
являются отличительной чертой систем типа WZ
52874.4879
V
0.00247
0.00058
24
Sge, но говорить об этом с уверенностью нельзя
из-за отсутствия наблюдений в предыдущие ночи.
52875.3846
V
0.00327
0.00155
35
Цветовые характеристики вспышек V2466 Cyg
52875.4648
B
0.00100
0.00032
36
типичны для карликовых новых. Вспышки обу-
словлены значительным (в сотни раз) увеличени-
52876.4444
V
0.00233
0.00276
48
ем яркости аккреционного диска. Относительно
52876.5291
V
0.0027
0.00603
49
спокойного состояния система голубеет. Во время
фазы плато показатели цвета диска остаются прак-
52879.3706
V
0.0027
-0.00252
84
тически неизменными, что и демонстрируют наши
58818.2689
Rc
0.0030
-0.01335
-25
наблюдения. Показатели цвета V - Rc и Rc - Ic не
меняются и на протяжении фазы плато вспышек
58818.3495
Rc
0.00267
-0.01418
-24
2003 и 2019 г. остаются на уровне V - Rc = 0.19 ±
58820.2396
Rc
0.0012
0.00303
-1
± 0.02 mag и Rc - Ic = -0.48 ± 0.03 mag. Пока-
затель цвета B - V демонстрирует незначительное
58820.321
Rc
0.00103
0.0030
0
покраснение системы от начала к концу фазы плато
сверхвспышек: в 2003 г. B - V меняется от -0.13 ±
58822.3504
Rc
0.00093
-0.00335
25
± 0.02 в начале фазы плато до 0.11 ± 0.03 в конце,
58823.2458
Rc
0.00107
-0.00368
36
в 2019 г. — от 0.01 ± 0.02 до 0.29 ± 0.03. Неболь-
шие (примерно на 0.15 mag) различия показателей
58823.3278
Rc
0.00087
-0.00311
37
цвета B - V в фазе плато вспышек 2003 и 2019 г.
58825.3652
Rc
0.0013
-0.00146
62
могут быть объяснены некоторыми различиями
фотометрических систем в полосе B в наблюдениях
58826.1835
Rc
0.00117
0.00254
72
2003 и 2019 г. Полоса B фотометрической системы
58826.2643
Rc
0.00097
0.00191
73
Джонсона более точно реализована в наблюдениях
2019 г., именно эти показатели цвета должны рас-
58826.3454
Rc
0.00103
0.00158
74
сматриваться как верные.
58827.2427
Rc
0.00133
0.00315
85
Для поиска периодов сверхгорбов мы исполь-
зовали метод Диминга (1975), реализованный в
58827.3217
Rc
0.00137
0.00072
86
программе К.В. Соколовского5 . Перед началом
58829.2701
Rc
0.00223
-0.0052
110
58830.2450
Rc
0.00267
-0.00746
122
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46
№ 10
2020
ДОЛГОПЕРИОДИЧЕСКАЯ КАРЛИКОВАЯ НОВАЯ V2466 Cyg
727
0.016
суточных сопряжений доминирует частота, соот-
0.014
ветствующая периоду 0d.08143. Свернутые с этим
B
периодом фазовые кривые блеска представлены на
0.012
рис. 8. Сверхгорбы V2466 Cyg имеют обычную
асимметричную форму с крутым подъемом и мед-
0.010
ленным спадом блеска.
0.008
Като и др. (2009) ввели разделение стандартной
сверхвспышки карликовой новой на три стадии на
0.006
основе эволюции периодов и амплитуд сверхгор-
0.004
бов. Стадия А соответствует наиболее продолжи-
тельному периоду и возрастанию амплитуды сверх-
0.002
горбов. Во время стадии B период систематиче-
ски изменяется, а амплитуда сверхгорбов медленно
0
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
уменьшается. Стадия C соответствует еще более
Frequency, (1/d)
короткому, чем на стадии B, периоду сверхгорбов.
0.030
Исследуя изменения периода сверхгорбов
V2466 Cyg, мы построили и проанализирова-
V
0.025
ли графики O - C. Для определения моментов
максимумов были выбраны только сверхгорбы,
0.020
хорошо покрытые наблюдениями, и ночи с хо-
рошими погодными условиями. Расчет остатков
O - C производился с использованием следующих
0.015
элементов изменения блеска:
0.010
2003 : JDmax = 2452872.533 + 0.08143 × E,
(1)
2019 : JDmax = 2458820.318 + 0.08143 × E.
(2)
0.005
Моменты максимумов сверхгорбов приведены в
0
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
табл. 2.
Frequency, (1/d)
Графики O - C для сверхвспышек
2003
и
0.030
2019 гг. представлены на рис. 9 и 10. Форма
графика имеет характерный профиль, стадии A, B,
R
C явно выражены. Кроме того, изменения O - C
0.025
двух наблюденных сверхвспышек V2466 Cyg очень
схожи друг с другом, для обеих сверхвспышек
0.020
продолжительность стадии B близка к 80 циклам.
Этот факт позволил нам построить сводный график
0.015
O - C, совмещенный относительно начала стадии
B (рис. 11). На основании поведения остатков
0.010
O - C мы рассматриваем интервал JD2452869-
870 как стадию A, JD2452870-876 как стадию B
0.005
и JD2452876-879 как стадию C сверхвспышки
2003 г. В 2019 г. мы рассматриваем интервалы
0
JD2458818-820, JD2458820-827 и JD2458827-
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
830 как стадии A, B и C соответственно. Эволюция
Frequency, (1/d)
периода сверхгорбов V2466 Cyg, отраженная в
Рис. 7. Периодограммы для наблюдений в фазе плато
изменениях O - C, типична для большого числа
сверхвспышек 2003 г. (B, V ) и 2019 г. (Rc) после учета
карликовых новых типа SU UMa. В качестве
линейного тренда. Частота f = 12.2805(45) циклов в
характерного примера см. график O - C для
сутки соответствует периоду P = 0d.08143(3).
карликовой новой SW UMa на рис. 1 в работе
Като и др. (2020). Изменение амплитуды сверх-
поиска периодичностей для каждой ночи наблюде-
горбов также типично для трех стадий развития
ний мы вычли из изменений блеска линейный тренд.
сверхвспышки. Амплитуда в полосе Rc сначала
Периодограммы для наблюдений в полосах B и
резко возрастает от
0.06
mag (начало стадии
V за 2003 г. и в полосе Rc за 2019 г. показаны
A, JD2458818) до 0.30 mag (начало стадии B,
на рис. 7. На всех трех периодограммах среди
JD2458820), а затем медлеенно уменьшается до
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46
№ 10
2020
728
АНТИПИН и др.
Outburst 2003
Outburst 2003
Outburst 2019
-0.3
-0.3
-0.3
0.08143
0.08143
0.08143
-0.2
-0.2
-0.2
-0.1
-0.1
-0.1
0
0
0
0.1
0.1
0.1
0.2
0.2
0.2
-0.25
0
0.25
0.50 0.75 1.00
-0.25
0
0.25
0.50 0.75 1.00
-0.25
0
0.25
0.50 0.75 1.00
Phase
Phase
Phase
Рис. 8. Фазовые кривые блеска сверхгорбов V2466 Cyg для 2003 г. (в полосах B, V ) и 2019 г. (в полосе Rc).
Использованы элементы изменения блеска (1) и (2).
2003
0.01
0
0.01
16
B
18
V + 1
20
870
880
JD 2452...
Рис. 9. Верхняя панель: график O - C для сверхвспышки2003 г. Для вычисленияC использовалисьэлементы изменения
блеска (1). Нижняя панель: соответствующая кривая блеска сверхвспышки.
0.16 mag (окончание стадии C, JD2458830, см.
3. V2466 Cyg В МИНИМУМЕ БЛЕСКА
рис. 6).
26 октября 2019 г., до обнаружения сверх-
Анализ сводного графика O - C позволил
вспышки V2466 Cyg, мы получили четыре ПЗС-
нам определить период сверхгорбов на стадии A:
кадра в полосе Rc с экспозицией 15 мин каждый,
чтобы оценить предельную звездную величину на-
PshA = 0d.08203(5). Мы вычислили период сверх-
ших наблюдений на новом 60-см телескопе Кав-
горбов на стадии C: PshC = 0d.08118(3). Изменения
казской горной обсерватории ГАИШ МГУ и по-
периода сверхгорбов на стадии B могут быть
пытаться определить блеск V2466 Cyg в состоянии
аппроксимированы параболой ветвями вверх, т.е.
покоя. После сложения четырех изображений с по-
период сверхгорбов в этом интервале линейно рас-
мощью пакета MaxIm DL, мы обнаружили слабый
тет, средний период составил PshB = 0d.08143(3).
объект (S/N = 3.5) на месте нашей переменной
Относительное приращение периода сверхгорбов,
звезды. Полученное суммарное изображение при-
определяемое как отношение приращения за один
ведено на рис. 12. Определенную нами звездную
период к значению периода и традиционно обозна-
величину объекта (Rc = 22.93 ± 0.25 mag) можно
чаемое Pdot, равно 10.4(1.4)×10-5.
принять за минимальный блеск V2466 Cyg. Мак-
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46
№ 10
2020
ДОЛГОПЕРИОДИЧЕСКАЯ КАРЛИКОВАЯ НОВАЯ V2466 Cyg
729
2019
0
0.01
16
18
20
810
820
830
840
JD 2458...
Рис. 10. Верхняя панель: график O - C для сверхвспышки 2019 г. Для вычисления C использовались элементы
изменения блеска (2). Нижняя панель: соответствующая кривая блеска сверхвспышки.
Stage B
0.01
Stage A
Stage C
0
-0.01
2019
2003
0
5
10
Days
Рис. 11. Сводный график O - C для двух наблюденных сверхвспышек V2466 Cyg.
симальный блеск во время сверхвспышки 2019 г.
растущей подгруппы звезд SU UMa — карликовых
равен Rc = 15.52 mag. Таким образом, полная ам-
новых подтипа WZ Sge — Като (2015) упоминает,
плитуда сверхвспышки в полосе Rc составила 7.4
что после окончания сверхвспышки они обычно
звездной величины.
остаются на величину более яркими, чем на до-
Из-за малой светимости в настоящее время
далеко не все карликовые новые SU UMa обнару-
вспышечном уровене. Рисунок 3 подкрепляет это
жены и изучены в состоянии покоя. Для постоянно
утверждение.
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46
№ 10
2020
730
АНТИПИН и др.
шек, но ни одна из них до сих пор не наблюдалась.
Что касается сверхвспышек, кроме двух описанных
событий 2003 и 2019 г., об иных поярчаниях также
не сообщалось. Не обнаружено вспышек и в базе
данных ASAS-SN (Кочанек и др., 2017) в период
с декабря 2014 г. по август 2020 г. На пластинках
Московского и Зоннебергского архивов снимков
неба обнаружено семь вспышек неопределенного
типа (Антипин и Кролл, 2003). Оценить продолжи-
тельность сверхцикла на данный момент не пред-
ставляется возможным. В качестве нижней грани-
цы оценки длины сверхцикла можно рассматривать
поярчания, наблюдавшиеся фотографически и раз-
деленные интервалом в два и три года.
Вакаматсу и др. (2017) выделяют небольшую
группу необычных карликовых новых, близких по
наблюдаемым характеристикам к V2466 Cyg, в
которую входят BC UMa, RZ Leo, V1251 Cyg,
QY Per, MASTER OT J004527.52+503213.8 и
ASASSN-16eg. Авторы рассматривают эти карли-
Рис. 12. Суммарное изображение V2466 Cyg в мини-
муме блеска (четыре кадра, общая экспозиция равна
ковые новые как пограничные объекты между звез-
одному часу, Rc = 22.93 ± 0.25 mag). Север вверху,
дами типов SU UMa и WZ Sge, имеющие большие
восток слева, поле зрения 1′ × 1′.
периоды сверхгорбов, близкие к нижней границе
известного “пробела периодов” (между 2 и 3 ча-
сами), и показывающие одиночные ребрайтенинги.
4. ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ В ПОЛЕ
Мейер и Мейер-Гофмейстер (2015) объясняют яв-
V2466 Cyg
ление ребрайтенингов как волну повышенной вяз-
В качестве дополнительного результата нашей
кости, распространяющуюся в пост-вспышечном
работы мы провели поиск новых переменных
аккреционном диске, вещество из которого еще не
звезд на серии кадров поля V2466 Cyg. ПЗС-
полностью аккрецировано белым карликом. Рас-
изображения, полученные на
60-см телескопе
пространение волны повышенной вязкости, отра-
Кавказской горной обсерватории ГАИШ МГУ,
женной от внутренних частей диска и движущейся
охватывают область неба размером 22′ × 22′. Мы
к внешнему его краю, вновь временно разогревает
использовали наиболее многочисленные кадры
диск, что вызывает поярчание всей системы на две-
исследуемой области, полученные в полосе Rc.
три звездные величины, т.е. ребрайтенинг. Волна
Для поиска новых переменных применялся пакет
повышенной вязкости может многократно отра-
программ VaST (Соколовский и Лебедев, 2018).
жаться от краев диска, вызывая последующие по-
Были построены кривые блеска около 6000 звезд в
ярчания до тех пор, пока основная масса вещества
указанном поле и вычислен набор индексов пере-
диска не будет аккрецирована белым карликом.
менности для каждой кривой блеска (Соколовский
Этот сценарий описывает в том числе и одиночный
и др., 2017). Мы вручную изучили кривые блеска
ребрайтенинг (типа C в определении Като, 2015),
кандидатов в переменные звезды, выделенных
который мы наблюдали у V2466 Cyg в 2019 г.
программой путем вычисления значений индекса
переменности и отбора тех случаев, когда индексы
Эволюция дисковых катаклизмических пере-
менных звезд идет с уменьшением орбитального
переменности значительно превысили ожидаемые
периода, массы вторичного компонента и темпа
значения для соответствующих звездных величин.
перетекания вещества красного карлика на бе-
Было обнаружено 20 новых переменных звезд, 19
из них — затменные двойные системы различных
лый карлик (Уорнер, 1995). Карликовые новые
последовательно должны проходить стадию клас-
типов, и одна, вероятно, является звездой типа BY
сических звезд типа SU UMa, характеризующихся
Dra. Фазовые кривые блеска новых переменных
звезд приведены на рис. 13. Подробная информа-
большим орбитальным периодом (1.5—2 ч) и ча-
стыми вспышками, т.е. высоким темпом аккреции,
ция об открытых объектах представлена в табл. 3.
и только потом становиться системами типа WZ
Sge с орбитальными периодами менее полутора
5. ОБСУЖДЕНИЕ
часов, с редкими вспышками большой амплитуды,
Мы не можем с уверенностью говорить об от-
отражающими низкий темп перетекания вещества
сутствии в системе V2466 Cyg нормальных вспы-
в системе.
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46
№ 10
2020
ДОЛГОПЕРИОДИЧЕСКАЯ КАРЛИКОВАЯ НОВАЯ V2466 Cyg
731
GAIA DR2 1975256524584779776
GAIA DR2 1975158049575115008
GAIA DR2 1975157774697150208
GAIA DR2 1975157023084723584
EA
0.9200
17.2
EA
0.7720
EW:
1.2148
EW
0.44362
18.5
17.8
14.6
14.7
19.0
17.6
18.0
14.8
19.5
14.9
18.0
18.2
15.0
20.0
15.1
18.4
0
0.5
1.0
0
0.5
1.0
0
0.5
1.0
0
0.5
1.0
GAIA DR2 1974968624339881216
GAIA DR2 1974969075315507328
GAIA DR2 1974967627907459712
GAIA DR2 1975255704254613248
14.4
17.2
EB:
0.5593
EW
0.37071
EA
1.2421
EW
0.26351
17.2
18.5
17.3
17.3
17.4
19.0
17.4
14.5
17.5
19.5
17.6
17.5
17.7
20.0
17.8
17.6
14.6
0
0.5
1.0
0
0.5
1.0
0
0.5
1.0
0
0.5
1.0
GAIA DR2 1975255837390008832
GAIA DR2 1975061606092649088
GAIA DR2 1975251198825190400
GAIA DR2 1975251409287359232
EW
0.24513
EA
0.67019
EW
0.4809
16.0
EA
1.6298
17.5
16.2
16.2
17.4
17.6
16.4
16.4
16.6
16.6
17.7
17.6
16.8
16.8
17.8
17.0
0
0.5
1.0
0
0.5
1.0
0
0.5
1.0
0
0.5
1.0
GAIA DR2 1975062362006883328
GAIA DR2 1975062087128987520
GAIA DR2 1975058032679877888
GAIA DR2 1975058818649939456
EW
0.28893
EA
3.814
EW
0.39581
18.0
EW
0.26320
16.2
16.0
16.2
18.3
16.1
16.4
16.4
16.2
18.6
16.6
16.6
16.3
18.9
16.8
16.4
16.8
0
0.5
1.0
0
0.5
1.0
0
0.5
1.0
0
0.5
1.0
GAIA DR2 1975253775805720320
GAIA DR2 1975057860881196544
GAIA DR2 1975253535287510656
GAIA DR2 1975067275449796352
17.0
EA
0.5217
16.2
EA
2.792
17.8
EB
0.37782
BY:
9.3
17.1
18.0
16.3
17.2
17.5
18.2
17.3
16.4
18.4
17.4
18.0
16.5
0
0.5
1.0
0
0.5
1.0
0
0.5
1.0
0
0.5
1.0
Phase
Рис. 13. Фазовые кривые блеска в полосе Rc для новых переменных звезд в поле V2466 Cyg.
Эволюционный статус переменной V2466 Cyg и
стью конвективным, его радиус уменьшается, и он
подобных ей объектов, на первый взгляд, выглядит
уже не заполняет свой лепесток полости Роша.
противоречивым. Они сочетают в себе характерные
В дальнейшем эволюция системы идет с умень-
оcобенности проэволюционировавших карликовых
шением орбитального периода, обусловленным из-
новых типа WZ Sge, а именно редкие вспышки
лучением гравитационных волн. Вблизи нижней
большой амплитуды, и, с другой стороны, нали-
границы “пробела периодов” (∼2.15 ч) вторичный
чие одиночного (типа C) ребрайтенинга и большие
компонент снова начинает заполнять свой лепесток
орбитальные периоды (или периоды сверхгорбов),
полости Роша, аккреция вещества на белый кар-
что относит упомянутые карликовые новые к клас-
лик постепенно возобновляется. Исходя из этого,
сическим переменным типа SU UMa, далеким от
должны существовать тесные двойные системы, в
поздних стадий эволюции маломассивных тесных
которых характеристики непроэволюционировав-
двойных систем.
ших, только что покинувших “пробел периодов”
В системах катаклизмических переменных ак-
карликовых новых типа SU UMa, а именно, ор-
креция вещеста в интервале орбитальных периодов
битальные периоды чуть меньше двух часов и
между двумя и тремя часами прерывается из-за
ребрайтенинги типа C, будут сосуществовать с по-
того, что вторичный компонент становится полно-
ка еще невысоким темпом перетекания вещества, а
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46
№ 10
2020
732
АНТИПИН и др.
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46
№ 10
2020
ДОЛГОПЕРИОДИЧЕСКАЯ КАРЛИКОВАЯ НОВАЯ V2466 Cyg
733
250
3
7
8
5
200
9
2
11
6
1
150
4
10
13
15
14
100
17
12
20
21
16
19
50
22
18
0.05
0.06
0.07
0.08
0.09
0.10
Psh
Рис. 14. Зависимость продолжительности стадии B (в циклах) от периода сверхгорбов. Цифрами отмечены индивиду-
альные объекты: 1 — ASASSN-16bh, 2 — ASASSN-17el, 3 — ASASSN-15bp, 4 — V391 Cam, 5 — ASASSN-17ei, 6 —
PNV J03093063+2638031, 7 — PNV J20205397+2508145, 8 — ASASSN-17kg, 9 — SW UMa, 10 — HV Vir, 11 — TCP
J18001854-3533149, 12 — OV Dra, 13 — V585 Lyr, 14 — TCP J01375892+4951055, 15 — OY Car, 16 — V453 Nor, 17 —
V650 Peg, 18 — BB Ari, 19 — RZ Leo, 20 — V2466 Cyg, 21 — MASTER J212624.16+253827.2, 22 — ASASSN-15cl.
следовательно, редкими сверхвспышками большой
необходимого резонансного радиуса 3 : 1 и доль-
амплитуды. Именно так можно объяснить наблю-
ше испытывают приливное воздействие вторичного
даемые характеристики V2466 Cyg и подобных
компонента.
объектов, выделенных Вакаматсу и др. (2017).
Исследуя изменения периодов сверхгорбов пе-
6. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
ременных типа SU UMa, можно выявить две отли-
чающиеся друг от друга группы звезд. На графи-
Проведено подробное фотометрическое иссле-
ках O - C некоторых карликовых новых стадия B
дование карликовой новой V2466 Cyg в течение
развития сверхгорбов выражена слабо или вовсе
двух сверхвспышек 2003 и 2019 гг. После ос-
отсутствует. В качестве примера можно привести
новной вспышки 2019 г. зафиксирован одиночный
MN Dra и UV Gem (Като и др., 2009). Вторая
короткий ребрайтенинг. Амплитуда сверхвспышки
группа звезд, в которую входит и V2466 Cyg, пока-
2019 г. в полосе Rc составила 7.4 звездной величи-
зывает ярко выраженную стадию B. Рассматривая
ны, пределы изменения блеска Rc: 15.52-22.93.
вариации периода таких звезд из серии работ по
Прослежена эволюция периода и амплитуды
изучению эволюции периодов сверхгорбов (Като
сверхгорбов во время двух наблюдавшихся сверх-
и др., 2015, 2016, 2017, 2020), мы заметили, что
вспышек. На графике O - C выделены три стадии
звезды с длинными периодами сверхгорбов де-
изменения периода сверхгорбов, характерные для
монстрируют более короткую продолжительность
большого числа карликовых новых типа SU UMa.
стадии B, стадия B занимает меньшую долю фазы
Определены периоды сверхгорбов на стадиях A и
плато сверхвспышки (рис. 14). Обнаруженная за-
.08118(3) соответственно.
висимость, по нашему мнению, отражает тот факт,
На стадии B период сверхгорбов линейно уве-
что полость Роша белого карлика тесных двойных
систем с коротким Porb (Psh) имеет относительно
личивается, средний период составил 0d.08143(3),
небольшие размеры, и во время развития сверх-
относительное приращение периода сверхгорбов
вспышки внешние части диска быстро достигают
Pdot = 10.4(1.4) × 10-5.
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46
№ 10
2020
734
АНТИПИН и др.
Показано, что V2466 Cyg относится к очень
12.
Като и др. (T. Kato, F.-J. Hambsch, B. Monard,
немногочисленной группе необычных маломассив-
T. Vanmunster, Y. Maeda, I. Miller, H. Itoh, S. Kiyota,
ных тесных двойных систем, сочетающих наблю-
et al.), Publ. Astron. Soc. Pac. 68, 65 (2016).
дательные проявления проэволюционировавших
13.
Като и др. (T. Kato, K. Isogai, F.-J. Hambsch,
карликовых новых, а именно редкие вспышки
T. Vanmunster, H. Itoh, B. Monard, T. Tordai,
большой амплитуды, длинные сверхциклы, с при-
M. Kimura, et al.), Publ. Astron. Soc. Pac. 69, 75
знаками непроэволюционировавших звезд типа SU
(2017).
UMa, такими как большой период сверхгорбов и
14.
Като и др. (T. Kato, K. Isogai, Y, Wakamatsu, F.-
одиночный короткий ребрайтенинг.
J. Hambsch, H. Itoh, T. Tordai, T. Vanmunster,
P. A. Dubovsky, et al.), Publ. Astron. Soc. Pac. 72,
В качестве дополнительного результата в
14 (2020).
окрестностях V2466 Cyg обнаружено и исследо-
15.
Кочанек и др. (C.S. Kochanek, B.J. Shappee,
вано 20 новых переменных звезд.
K.Z. Stanek, T.W.S. Holoien, T.A. Thompson,
Мы благодарим проф. К.А. Постнова и проф.
J.L. Prieto, S. Dong, J.V. Shields, et al.), Publ.
Н.Н. Самуся за полезные обсуждения, а также
Astron. Soc. Pac. 129, 104502 (2017).
анонимных рецензентов за ценные замечания. Это
16.
Мейер и Мейер-Гофмейстер (F. Meyer and
исследование стало возможным благодаря наблю-
E. Meyer-Hofmeister), Publ. Astron. Soc. Pac.
дениям на 60-см рефлекторе КГО ГАИШ МГУ,
67, 52 (2015).
установленном на средства Программы научного
17.
Монэ и др. (D.G. Monet, S.E. Levine, B. Canzian,
развития МГУ им. М.В. Ломоносова, а также бла-
H.D. Ables, A.R. Bird, C.C. Dahn, H.H. Guetter,
годаря использованию обзора AAVSO Photometric
H.C. Harris, et al.), Astron. J. 125, 984 (2003).
All-Sky Survey (APASS), финансируемого Науч-
18.
Осаки (Y. Osaki), Publ. Astron. Soc. Pac. 41, 1005
ным фондом Роберта Мартина Айерса и NSF AST-
(1989).
1412587. К.В. Соколовский благодарит за под-
19.
Осаки (Y. Osaki), Proc. of the Japan Academy, Ser. B
держку Фонд Паккарда.
81, 291 (2005).
20.
Осаки, Като (Y. Osaki and T. Kato), Publ. Astron.
Soc. Pac. 65, 50 (2013).
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
21.
Самусь и др. (N.N. Samus’, E.V. Kazarovets,
1.
Амери (J.M. Hameury), Adv. Sp. Res. 66, 1004
O.V. Durlevich, N.N. Kireeva, and E.N. Pastukhova),
(2020).
Astron. Rep. 61, 80 (2017).
2.
Антипин, Кролл (S.V. Antipin and P. Kroll), Inform.
Bull. Var. Stars 5461, 1 (2003).
22.
Соколовский и др. (K.V. Sokolovsky, P. Gavras,
3.
Бердников и др. (L.N. Berdnikov, A.A. Belinskii,
A. Karampelas, S.V. Antipin, I. Bellas-Velidis,
N.I. Shatskii, M.A. Burlak, N.P. Ikonnikova,
P. Benni, A.Z. Bonanos, A.Y. Burdanov, et al.),
E.O. Mishin, D.V. Cheryasov, S.V. Zhuiko), Astron.
MNRAS 464, 274 (2017).
Rep. 64, 310 (2020).
23.
Соколовский, Лебедев (K.V. Sokolovsky and
4.
Вакаматсу и др. (Y. Wakamatsu, K. Isogai,
A.A. Lebedev), Astron. Comput. 22, 28 (2018).
M. Kimura, T. Kato, T. Vanmunster, G. Stone,
24.
Тампо и др. (Y. Tampo, K. Naoto, K. Isogai,
T. Tordai, M. Richmond, et al.), Publ. Astron. Soc.
T. Kato, M. Kimura, Y. Wakamatsu, D. Nogami,
Pac. 69, 89 (2017).
T. Vanmunster, et al.), Publ. Astron. Soc. Pac. 72, 49
5.
Даунс и др. (R.A. Downes, A.A. Henden, and
(2020).
A. Price), Publ. Astron. Soc. Pac. 113, 764 (2001).
25.
Торрес и др. (M.A.P. Torres, J. Casares,
6.
Диминг (T.J. Deeming), Astrophys. Space Sci. 36,
F. Jim ´enez-Ibarra, T. Mu ˜noz-Darias, M. Armas
137 (1975).
Padilla, P.G. Jonker, and M. Heida), Astrophys.
7.
Имада и др. (A. Imada, K. Kubota, T. Kato,
J. Lett. 882, L21 (2019).
D. Nogami, H. Maehara, K. Nakajima, M. Uemura,
and R. Ishioka), Publ. Astron. Soc. Pac. 58, L23
26.
Уайтхерст (R. Whitehurst), MNRAS 232, 35 (1988).
(2006).
27.
Уорнер (B. Warner), Cataclysmic Variable Stars
8.
Като (T. Kato), Publ. Astron. Soc. Pac. 54, L11
(Cambridge Univer. Press, 1995).
(2002).
28.
Уотсон и др. (C.L. Watson, A.A. Henden, and
9.
Като (T. Kato), Publ. Astron. Soc. Pac. 67, 108
A. Price), Soc. Astron. Sci. Ann. Symp. 25, 47
(2015).
(2006).
10.
Като и др. (T. Kato, A. Imada, M. Uemura,
29.
Хауэл и др. (S.B. Howell, P. Szkody, and
D. Nogami, H. Maehara, R. Ishioka, H. Baba,
J.K. Cannizzo), Astrophys. J. 439, 337 (1995).
K. Matsumoto, et al.), Publ. Astron. Soc. Pac. 61,
30.
Хельер (C. Hellier), Cataclysmic Variable Stars
S395 (2009).
(Springer, Berlin, 2001).
11.
Като и др. (T. Kato, F.-J. Hambsch, P.A. Dubovsky,
31.
Хиросе, Осаки (M. Hirose and Y. Osaki), Publ.
I. Kudzej, B. Monard, I. Miller, H. Itoh, S. Kiyota, et
Astron. Soc. Pac. 42, 135 (1990).
al.), Publ. Astron. Soc. Pac. 67, 105 (2015).
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46
№ 10
2020
