Денис Денисенко сообщает:
"Неожиданное продолжение получила история с открытием первого
оптического анти-транзиента МАСТЕРа (потухшей звезды в созвездии
Малого Льва). Объект MASTER OT J095310.04+335352.8 был обнаружен в
феврале 2013 года на снимках телескопа МАСТЕР-Амур и опубликован 4
февраля в астрономической телеграмме ATel #4784
(Д. Денисенко, Е.
Горбовской, В. Липунов и вся команда МАСТЕР). Ранее ничем не
примечательная звезда-гигант TYC 2505-672-1 со звездными величинами
V=10.7, B=12.5 ослабла примерно до 14-й величины в интегральном свете.
Через неделю после публикации сообщения об открытии, на 6-метровом
телескопе БТА был получен спектр объекта, а на телескопе МАСТЕР-Амур -
цветная фотометрия. 22 февраля вышла телеграмма ATel #4834
(В. Афанасьев, Д.
Денисенко, В. Крушинский и команда МАСТЕР) с результатами новых
наблюдений. Блеск звезды в видимом диапазоне V составил 15.4 (почти на
5 величин слабее, чем в максимуме блеска), а спектральный класс
объекта при этом почти не изменился (M1III). Более того, показатель
цвета (B-V) в наблюдениях МАСТЕРа даже уменьшился до 1.4 по сравнению
с 1.8 в каталоге Tycho.
После открытия высказывались разные предположения о природе объекта.
Наиболее правдоподобной казалась гипотеза образования пылевого облака
углеродных частиц, выброшенных звездой в начале соответствующей стадии
эволюции красного гиганта (переменная типа R Северной Короны). Другой
вариант - затмение вторым компонентом двойной системы - представлялся
невозможным. В этом случае затмевающая звезда должна была иметь
температуру около 1300 К и обладать огромными показателями цвета в
видимом диапазоне. Но, как уже было сказано выше, звезда во время
затмения не покраснела! Спектральный класс M1III соответствует
температуре около 3500 К.
В течение 2013-2014 года за звездой продолжали следить наблюдатели
Американской Ассоциации AAVSO. После летнего перерыва в связи с
соединением с Солнцем объект начал постепенно возвращаться к своему
обычному блеску. При этом звездная величина во всех фильтрах росла с
одинаковой скоростью. С июля по сентябрь 2014 года наблюдения снова
были невозможны. В октябре звезда вернулась к своему обычному уровню
блеска (V=10.7).
Одновременно с этим произошло неожиданное событие. Голландский
астроном Рольф Янсен, ныне работающий в Аризонском университете,
проверил данные фототеки Гарвардской обсерватории, появившиеся в
открытом доступе на сайте http://dasch.rc.fas.harvard.edu/ в июне 2014
года, и нашел еще одно падение блеска звезды TYC 2505-672-1 в
1942-1945 годах! Совместив данные наблюдений Гарвардской фототеки,
NSVS, Каталинского обзора неба и AAVSO, Янсен обнаружил отличное
совпадение возрастающей ветви кривой блеска в 1945 и 2014 годах и
определил период переменности, равный 25245 суткам (примерно 69
годам).
В результате необычная звезда в созвездии Малого Льва оказалась
затменной переменной с самым большим измеренным орбитальным периодом.
Согласно Общему Каталогу переменных звезд (ОКПЗ) и Википедии, самым
большим интервалом между затмениями до сих пор отличалась эпсилон
Возничего. Ее затмения повторяются через 9890 суток (чуть больше 27
лет). Еще у пяти звезд период затмений больше 10 лет:
VV Цефея 7430 суток (20 лет)
V381 Скорпиона 6545 суток (18 лет)
гамма Персея 5346 суток (15 лет)
V383 Скорпиона 4876 суток (13 лет)
V695 Лебедя 3784 суток (10 лет)
Кроме того, у двойной звезды альфа Волос Вероники с периодом 9485
суток (26 лет) затмения предсказаны, но не наблюдались. Она числится в
каталоге звезд, заподозренных в переменности, с обозначением NSV 6116.
Таким образом, объект MASTER OT J095310.04+335352.8 более чем в 2.5
раза превысил прежний рекорд периода затмений. По иронии судьбы,
проект МАСТЕР, предназначенный в первую очередь для открытия
быстропротекающих явлений (таких как послесвечения гамма-всплесков и
вспышки звезд) открыл рекордную переменность с совершенно другим
масштабом времени. Глубина затмений (около 5 величин) также близка к
рекордной: согласно каталогам, интервал изменений блеска V383
Скорпиона составляет 10.6 - 16.3: в фильтре V, однако в фильтре I
затмения V383 Sco гораздо "мельче". Скорее всего в случае V383
Скорпиона пульсирующий красный сверхгигант затмевает более горячую
звезду класса F.
Масштабы нового объекта поражают. Звёзды-гиганты спектрального класса
M1III примерно в 3.5 раза тяжелее Солнца. С учетом второго компонента
масса системы не менее 4 масс Солнца. По обобщенному 3-му закону
Кеплера радиус орбиты двойной звезды составляет около 33
астрономических единиц. Длина орбиты при этом - более 200 а.е.
Фазовая кривая блеска с периодом 25245 суток. Нижний график -
увеличенный интервал затмения, на котором видно, что оно происходит
симметрично.
Кривая блеска MASTER OT J095310.04+335352.8 в 2014 году по данным
AAVSO. Видно, что цвет звезды во время выхода из затмения не меняется.
Графики в фильтрах BVRI идут параллельно друг другу.
Поскольку затмение длится 3.5 года (1/20 периода), размер затмевающего
тела - около 10 а.е. (1000 диаметров Солнца). Частная фаза затмения
длится около года, так что затмеваемая звезда сама по себе имеет
диаметр примерно в 300 раз больше солнечного. Судя по тому, что цвет
системы во время затмения практически не меняется, затмевающий объект
представляет собой облако пыли (или пылевой диск) вокруг
звезды-гиганта. В этом отношении объект является аналогом переменной
EE Цефея, у которой кривая блеска во время затмения также "серая", то
есть с почти одинаковой глубиной в разных фильтрах. Однако у EE Цефея
период намного короче (5.6 года) и блеск в минимуме падает не более
чем на полторы величины.
Кривые блеска, составленные Р. Янсеном по данным архивных наблюдений,
приведены на странице объекта MASTER OT J095310.04+335352.8 в Реестре
переменных звезд AAVSO VSX
http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=297394
Денис Денисенко .
Добавлю от себя пару слов. Система на самом деле более, чем загадочная. Ведь мы видим полное затмение (как говорят астрономы - "корыто"). Это значит, что НЕЧТО полностью затмевает звезду-гигант. То есть диск вокруг второго, невидимого компаньона должен быть абсолютно непрозрачным. Но что тогда светит во время затмения, да еще и с тем же самым спектром? Не похоже на диск. Но и звезда не может быть. Очевидно светимость второго компаньона в 100 раз меньше (падение блеска во время затмения). Следовательно, компаньон - маломассивная звезда, а маломассивная звезда не может быть больше (по размерам) массивной в двойной системе! И не может создавать полные затмения. В общем, надо думать и хорошо бы получить спектр вне затмения!
