22 и 23 октября 2005 года в объекте 1RXS J020929.0+283243 были обнаружены затмения глубиной около 4 звездных величин и длительностью 6 минут с интервалом в 0.936 суток. Для уточнения орбитального периода были проведены дополнительные наблюдения 25 октября. Очередное затмение произошло в Юлианскую Дату 2453669.418, то есть через 1.939 суток после предыдущего. Поделив 1.939 на 0.936, получаем 2.07158, или 2+1/14. Таким образом, 1.939 = 29x0.067, 0.936 = 14x0.067, откуда период равен 0.06685 сут, или 96 минут. За 24 часа 04 минуты проходит ровно 15 орбитальных периодов, то есть каждую следующую ночь затмения случаются на 4 минуты позже предыдущей.

Эфемерида (световые элементы) затмений переменной 1RXS J020929.0+283243 (публикуется впервые):

Следующее затмение было предсказано на JD 2453669.551, т.е. 01:14 UT 26 октября. Наблюдения начались за 20 минут до этого момента и продолжались 30 минут. Было получено 28 экспозиций длительностью 50 сек и временем считывания фрагмента ПЗС 16 сек. Использовался чистый (Clear) фильтр для повышения сигнала в минимуме затмения в надежде обнаружить глубину падения. Получен следующий результат:

Обратите внимание на подъем блеска на 0.8m (примерно в 2 раза) в центре затмения. Подобное явление имеет аналог в Солнечной системе - "центральная вспышка" во время покрытия звезды планетой или спутником планеты, обладающим атмосферой (например, спутник Сатурна Титан). В центральный момент явления атмосфера затмевающего тела, преломляя свет более яркого объекта, служит сферической "линзой". Возможно, в случае 1RXS J020929.0+283243 мы имеем дело с подобным эффектом на атмосфере звезды - компаньона. Но для этого необходимо искривление лучей на угол около 10 градусов, что требует очень плотной атмосферы. Впрочем, на Земле у горизонта атмосферная рефракция составляет примерно 1 градус, поэтому мне такое объяснение эффекта W-образного затмения представляется вероятным.

26 октября было получено 40 изображений в фильтре B с экспозицией 90 секунд. По результатам наблюдений 22-26 октября составлено цветное изображение области вокруг источника. Предварительный результат перед вами. Для более красивой картинки потребуется дополнительная обработка, которая будет проведена после возвращения из Турции. В частности, красная точка над звездой и зеленая справа чуть ниже - следы космических частиц, которые надо будет удалить.

Обратите внимание на 4 объекта вокруг белого звездообразного источника в 20" к северо-востоку от катаклизмической переменной. Там, где китайцы в двухметровый телескоп за час видят три объекта, мы в полутораметровый видим пять: яркий белый в центре, фиолетовый вверху слева, зеленоватую галактику внизу слева, желтоватую справа и совсем слабый источник ~23 величины между белым и фиолетовым. Возможно, яркий белый объект - это квазар. В Гамбургском каталоге оптических отождествлений ярких рентгеновских источников ROSAT'а объект 1RXS J020929.0+283243 помечен как QSO. Возможно, рентгеновское излучение идет от обоих объектов, но угловое разрешение РОСАТа не позволяет разделить два источника на расстоянии около 1 угловой минуты, как показывает случай XSS J00564+4548. Здесь между объектами около 20 угловых секунд. Необходимы наблюдения поля источника на современных рентгеновских телескопах с целью отождествления объекта, обнаружения переменности в жестком диапазоне и поиска рентгеновских затмений.

Кроме того, к востоку от звезды заметен слабый протяженный объект. Подобное "соседство" наблюдается у некоторых других катаклизмических переменных. Для проверки связи между двумя источниками необходимы наблюдения на более крупных оптических телескопах. Возможности 1.5-метрового РТТ150 в исследовании данного объекта практически исчерпаны.

Первые оценки показывают, что двойная система представляет собой пару белый карлик с абсолютной звездной величиной около 11.5 плюс красная звезда спектрального класса M5V-M6V с величиной 16. Это объясняет большую глубину затмений (4.5m). Период 96 мин при массе порядка солнечной соответствует орбитальному радиусу около 500 тыс км и скорости 600 км в секунду (0.002 скорости света). Судя по длительности затмения 6 минут, диаметр красной звезды составляет около 200 тыс км (0.15 от солнечного), если плоскость орбиты наклонена к лучу зрения под нулевым углом. (Кстати, нулевое наклонение орбиты - плюс в пользу версии центральной вспышки). Система, вероятно, находится на расстоянии около 160 парсек от Солнца.

Орбитальный период 0.0668 сут характерен для звезд типа SU Большой Медведицы. Ближайшие аналоги с исследованной переменностью - DM Лиры с периодом 0.065409 и вспышками от 18 до 13.6 величины раз в 200 суток, IX Дракона (0.06646, 17.5-14.8 и 54 соответственно), V701 Тельца (0.0672, 21-14.1 и 380:) и SX Малого Льва (0.0672, 17.6-13.3 и 279). Ежели так, то звезда должна давать вспышки на 4-5 звездных величин (т.е. до 12.5-13.5m) каждые несколько десятков или сотен суток. Для подтверждения этого необходим оптический мониторинг звезды (1-2 оценки блеска каждую ночь).

1. Требует объяснения поведение кривой блеска вокруг затмения: ступенчатый подъем на 0.5-0.8 величины, затем наклонный спад перед затмением и плавный выход из него, а также плато в фазе, противоположной затмению. Казалось бы, слабая звезда должна подсвечиваться и подогреваться излучением белого карлика, и ее блеск должен расти, когда она повернута к нам освещенной стороной. Однако же мы, напротив, видим подъем блеска в то время, когда затмевающая звезда проходит между нами и белым карликом, находясь таким образом освещенной стороной от нас. Возможно, такое поведение кривой блеска вызвано несимметричным распределением яркости по аккреционному диску.

2. В наших наблюдениях звезда "гаснет" на 4 величины (в 40 раз) в течение одной экспозиции длительностью 50 сек. Это ставит только верхний предел на размер компактного объекта (около 25 тыс км). Для определения его истинного диаметра необходимо прорисовать спадающую и растущую ветви затмения с более высоким временным разрешением (10 сек или менее).

3. Для обнаружения затмений в предыдущие годы нужен поиск оптических изображений данной области неба по архивам программ наблюдений астероидов LINEAR, NEAT, SpaceWatch, а также гамма-всплесков MASTER, TAROT, ROTSE. Нужны короткие экспозиции (менее 300 сек), поэтому Паломарский обзор неба для этой цели не годится. Однако он (как и вышеперечисленные программы) годится для поиска исторических вспышек этой переменной. Обнаружение таких вспышек в прошлом позволит определить тип переменности данной звезды и классифицировать ее как UGSU или UGWZ в зависимости от периода.

Денис Денисенко (denis@hea.iki.rssi.ru)