NSV 11749 - возрождение из-за старения

По грубым оценкам каждый год одна звезда заканчивает свою жизнь на главной последовательности и направляется на путь к планетарной туманности. Многие из них не станут конвективными белыми карликами, которые в последствии могли бы превратиться в звезду, способную произвести VLTP. Но по консервативным оценкам порядка 10% звёзд всё-таки проходят через это. При такой частоте, в среднем должна быть одна звезда в десять лет, проходящая эту фазу. Т.к. звёзды на этом этапе уже сбросили верхние слои, возобновлённое свечение не подвергается ослаблению, и эти звёзды светят чрезвычайно ярко, что делает их заметными почти в любом уголке галактики. Тем не менее, до этого открытия было обнаружено только два объекта подобного типа. Это наводит на мысль, что много объектов, ранее идентифицированных как новые, на самом деле были звёздами, похожими на V4334 Sgr и V605 Aql.

В 2005 году Дэвид Уильямс (David Williams), член Американской ассоциации наблюдателей переменных звёзд (American Association of Variable Star Observers, AAVSO), собрал изображения из коллекции астрономических пластинок Гарвардского колледжа. Эта огромнейшая коллекция из более 500000 фотопластинок стала коллекцией продолжительной программы периодической фотосъёмки больших областей неба, проводившейся с 1885 по 1993 год. Эта коллекция позволила ему восстановить изменения блеска звезды NSV 11749, происходивших во время вспышки.


Звезда впервые стала видимой на фотопластинках в 1899 году. Максимум блеска пришёлся на 1903 год и продержался несколько лет, до 1907, после чего пошёл на спад. Время повышения блеска, а также общее изменение блеска были похожими на идентифицированные ранее VLTP звёзды. На протяжение 15 лет с момента первого обнаружения звезда несколько раз исчезала с изображений - ещё одно свойство, наблюдавшееся у V4334 Sgr и V605 Aql. Быстрое исчезновение было объяснено выбросом углерода из звезды, который, охлаждаясь, формирует маленькие частички пыли, эффективно блокирующие свет в видимом диапазоне света до своего полного рассеивания.

Тем не менее, остаются два ключевых отличия. Общее время до угасания NSV 11749 было примерно вдвое больше, чем у V605 Aql и V4335 Aql. Авторы предполагают, что это может быть связано с разницей масс белых карликов, породивших вспышки. Если две предыдущие VLTP звёзды были близкими по массе, они вполне могли обладать схожими свойствами, в то время как NSV 11749 могла обладать другой массой. Второе отличие состояло в наличии молодой планетарной туманности. В обоих предыдущих случаях звёзды были центром туманности. Но инфракрасные изображения вновь открытой звезды не подтвердили наличия туманности или остатков пыли от предыдущей вспышки. Авторы опять ссылаются на возможную разницу в эволюционном процессе из-за возможного различия масс звёзд.

Хотя эта экспериментальная новая классификация далека от совершенства, она напоминает астрономам, что они только начинают свой путь к пониманию этой фазы звёздной эволюции, и есть высокая потребность в других примерах, которые помогли бы уточнить модель. Эволюция V4334 Sgr прошла примерно в 100 раз быстрее, чем было предсказано рассчётами, что побуждает учёных к пересмотру существующих моделей. Естественно, подобные уточнения могут потребоваться с открытием новых VLTP звёзд. Этот этап жизни звёзд очень важен для астрономов, т.к. экранирующие свет выбросы углерода предположительно могут быть существенным источником этого важного элемента.

© universetoday.com / 2011-12-03