АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2014, том 91, № 10, с. 800-814
УДК 524.37-56
О ПЕРЕМЕННОСТИ ПЛАНЕТАРНОЙ ТУМАННОСТИ NGC 6572
И ЕЕ ЦЕНТРАЛЬНОЙ ЗВЕЗДЫ ЗА ПЕРИОД ОПТИЧЕСКИХ НАБЛЮДЕНИЙ
( 2014 г. В. П. Архипова*, М. А. Бурлак, В. Ф. Есипов,
Е. Б. Костякова
Н П. Иконникова
Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова, Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, Москва, Россия Поступила в редакцию 25.02.2014 г.; принята в печать 17.03.2014 г.
Проведено сравнение имеющихся в литературе оценок относительных интенсивностей спектральных линий, а также интегрального потока в линии Ив планетарной туманности NGC 6572 за период ее оптических наблюдений (1938—2013 гг.) с целью поиска возможной переменности. Приводятся интенсивности линий, измеренные по наблюдениям в 2013 г. на Крымской станции МГУ (ГАИШ), а также ранее не публиковавшиеся фотографические спектральные данные, полученные Е.Б. Костя-ковой в 1972—2005 гг. Анализ всего имеющегося материала показал, что интенсивности линий не испытывают вариаций в пределах ошибок наблюдений, за возможным исключением линий [OIII] 4959 и 5007 A, у которых наблюдается некоторый тренд роста интенсивностей со временем. Этот тренд можно объяснить как результат повышения температуры ядра или стратификации излучения иона [OIII] вдоль радиуса туманности, хотя последнее менее вероятно. Явление стратификации, однако, хорошо выражено в интенсивностях линий [OII] и [NII]. Интегральный поток в линии Ив, весьма вероятно, является постоянным и равным F(Ив) = (1.50 ± 0.03) х 10~10 эрг/см2с. По радио- и оптическим данным получена улучшенная оценка постоянной межзвездного поглощения NGC 6572 с(Ив) = 0.42 ± 0.03. По спектральным данным MAST определены UBV-величины ядра в 2004 г. Приводятся интегральные фотоэлектрические UBV-наблюдения туманности вместе со звездой за период 1971-2005 гг.
DOI: 10.7868/S0004629914100028
1. ВВЕДЕНИЕ. история открытия
ПЕРЕМЕННОСТИ NGC 6572
Планетарные туманности (ПТ) в течение многих лет после открытия считались постоянными объектами в фотометрическом и спектральном отношениях. Первой найденной переменной ПТ стала IC 4997, у которой Аллер и Лиллер [1] в августе 1956 г. обнаружили изменение отношения близких линий [OIII] Л 4363 и H7. Затем Воронцов-Вельяминов [2] сообщил о сильном изменении отношения линий HeII Л4686 и Ив у туманности NGC 6905. В 1966 г. Когоутек [3] по фотопластинкам каталогов AGK2 и AGK3 c разницей эпох 30 лет обнаружил или заподозрил фотометрическую переменность около 10 ядер ПТ, в том числе и ядра NGC 6572, у которого различие фотографических звездных величин составило 0.3т.
Планетарная туманность NGC 6572 размерами 20" х 15" имеет центральную звезду класса Of-WR
E-mail: vera@sai.msu.ru
или weis [4]. Она числится в списке переменных и заподозренных переменных планетарных туманностей как NSV 24329 [5]. Помимо немногочисленных фотометрических измерений центральной звезды, переменность приписывалась ей в разные годы по разным критериям, включая прямые оценки температуры центральной звезды методом Занстра, вариации со временем интенсивностей некоторых линий звезды и туманности, измерения интегрального блеска звезды вместе с туманностью.
Спектральный тип центральной звезды был определен в 1918 г., когда Райт [6] нашел в ее спектре линии звезд Вольфа—Райе и профиль типа Р Лебедя у линии Не11 Л 4541.
В 1968 г. Коелблод [7], используя метод Занстра и спектры, полученные Л. Аллером (L. Aller) в 1938, 1946 и в 1966 гг., а также данные Занстра [8], нашел, что с 1927 г. к 1946 г. температура ядра туманности возросла от 41 000 до 54 000 K и оставалась на этом уровне в 1966 г.
Небулярная компонента линии HeII Л 4686 является хорошим индикатором роста эффективной температуры центральной звезды планетарной туманности. Однако в случае ПТ с ядрами типа Вольфа—Райе выделить ее из бленды со звездной компонентой очень непросто, если спектр туманности наблюдается вместе со спектром центральной звезды.
Аллер [9] по наблюдениям, выполненным в 1938 г., измерил интенсивность линии HeII Л 4686 — она оказалась равной 0.8 в шкале I(Hß) = 100 и, вероятно, являлась суммой звездной и небулярной компонент, при этом она, возможно, была завышенной, как это обычно случалось для наиболее слабых эмиссий в фотографических работах. В работах Аллера и Калера [10], Калера и Аллера [11] широкая эмиссия звезды на спектрограмме, полученной в 1959 г., была оценена равной 0.14 в той же шкале, но небулярной компоненты обнаружено не было. Однако затем Аллер и Уокер [12] по наблюдениям с эшеле в 1965—1966 гг. измерили небулярную компоненту линии HeII Л 4686, интенсивность которой составила 0.0008 от интенсивности Hß (или 0.08 в шкале I(Hß) = = 100). Калер [13] отметил широкую звездную компоненту, но не обнаружил небулярной. В 1966— 1969 гг. Пеймберт и Торрес-Пеймберт [14] оценили отношение интегральных интенсивностей HeII Л4686 и Hß как I(Л4686)/1(Hß) = 0.003(:).
В 1976—1978 гг. Когоутек и Мартин [15] измерили с помощью одноканального фотометра с интерференционным фильтром абсолютный поток в линии HeII Л 4686. Согласно их данным, отношение (суммарной) интенсивности линии HeII Л4686 к интенсивности линии Hß составляло 0.014 ± 0.011.
В 1988 г. Мендес и др. [16], наблюдая с очень узкой щелью (1") высотой 2", уверенно обнаружили небулярную эмиссию Л 4686 НеП на плато широкой линии излучения HeII Л 4686 центральной звезды. Измеренное отношение интенсивности небулярной линии НеП к интенсивности линии Hß оказалось равным I(Л4686пеЬ)/I(Hß) = 0.003. Это явно свидетельствовало об увеличении температуры ядра туманности в сравнении с данными Аллера и Уокера [12].
Фейбельман и др. [17] также подтвердили рост температуры центральной звезды туманности NGC 6572, получив в 1986 и 1990 гг. относительные интенсивности небулярной компоненты линии HeII Л 4686 равными 0.0033 и 0.0039, соответственно.
C 1974 до 1991 гг. на Ликской обсерватории под руководством Л. Аллера проводилось исследование спектра NGC 6572 в оптической области с помощью сканера с ЭОП в 1974 и 1976 гг., а также с эшельным спектрографом в фокусе Куде
в 1986 и 1990—1991 гг. Оно дополнялось наблюдениями на спутнике IUE, первая серия которых была выполнена в 1980 г., а последние — в 1990— 1991 гг. Сравнение наземных и внеатмосферных данных позволило детально проследить характер переменности звездной и небулярной составляющей спектра ПТ более чем за 10 лет [18]. Авторы пришли к заключению, что изменения интенсивно-стей линий в оптическом диапазоне у NGC 6572 выражены сильнее, чем в ультрафиолете. Небулярная компонента HeII Л 4686, наложенная на широкую звездную компоненту линии, изменилась значительно больше, чем линия HeII Л 1640. Подобное явление наблюдалось также у линий дублета CIV ЛЛ 5801, 5812 в сравнении с дублетом CIV ЛЛ 1548, 1552 основного уровня. Авторы обнаружили, что в 1990 г. линии HeII ЛЛ 5411, 4541 и 4200 имели профили типа Р Лебедя, тогда как в 1991 г. их абсорбционные компоненты были залиты эмиссией. Измеренное отношение интенсивностей небулярной компоненты линии HeII Л 4686 к интенсивности H^ в 1990—1991 гг. оказалось равным I (Л4686ть )/I (Hp) = 0.0037.
В 1997 г. Лиу и др. [19] измерили отношение небулярной компоненты Л 4686 к H^ и получили значение 0.00393, достигнув наилучшей точности измерения слабых линий.
Таким образом, небулярная компонента линии НеП Л 4686 планетарной туманности NGC 6572 показала изменения со временем относительной интенсивности, указывающие на повышение температуры возбуждающей звезды (возможно, с вариациями). Звезда, вероятно, имеет переменный звездный ветер.
Е.Б. Костякова (см. работы [20, 21, 22]) в течение многих лет вела UBV-мониторинг интегрального блеска "туманность + звезда" объекта NGC 6572. Она обнаружила нерегулярные вариации блеска с амплитудой до 0.3т в полосе V и до 0.2т в полосе B, возможно, связанные с изменением эффекта ярких полос в фильтрах B и V из-за переменности интенсивностей эмиссионных линий и (или) континуума. Помимо фотометрического мониторинга, Е.Б. Костякова параллельно проводила спектральные наблюдения туманности с объективной призмой 50-см менискового телескопа ГАИШ МГУ, которые будут обсуждаться в данной статье.
Основная цель нашей статьи — сравнить между собой имеющиеся в мире спектральные данные о наиболее интенсивных линиях в оптическом диапазоне NGC 6572, полученные из наблюдений, и сделать заключение о характере ее переменности, обнаруженной на разных этапах развития техники астрономических наблюдений. Кроме того, мы
Таблица 1. Спектрофотометрические работы по NGC 6572, выбранные для сравнения интенсивностей самых сильных спектральных линий
Год наблюдения Аппаратура Апертура или щель, сек. дуги Точность, % Ссылка
1938 Объективная призма - 3-5 Аллер [9]
1956 Спектрофотометр + ГМ16685 >12 3-5 Лиллер и Аллер [26]
1960 Сканер+ RCA1P21 >30 5 Каприотти и Дауб [27]
1960-1962 Сканер+ RCA 1Р21 >30 5 (О'Делл) Калер [28, 29]
1963 Сканнер + 1ТТ6836,1Р21 >20 5-10 Остерброк и др. [30]
1963 Небулярный спектрограф >20(?) 5-10 Аллер и Калер[10]
1965-1966 Спектракон (ЭОП) -10 Аллер и Уокер[12]
1966-1969 Сканер "Wampler" >21 <10 Пеймберт и Торрес-Пеймберт [14]
1976-1978 Интерференционные фильтры >20 2-5 Когоутек и Мартин [15]
1979 Сканер + ЭОП 2x2 5-7 Аллер и Чысак [23]
1983 Интерференционные фильтры 26 2 Калер [31]
1985 Интерференционные фильтры 50 6 Копетти [32]
1988 Спектрограф + CCD 4 х 7.7 5 Аккер и др. [24]
1990-1991 Эшеле + CCD 1.2 х 4 5-10 Хенг и др. [18]
1997 Сканер + CCD Вся туманность <5 Лиу и др. [19]
1999 Спектрометр 5 х 285 10 Квиттер и Хенри [25]
2013 Спектрограф + CCD 4 х 100 5-10 Настояшая работа
представляем результаты не опубликованных ранее Е.Б. Костяковой интегральных фотографических спектральных и фотоэлектрических UBV наблюдений туманности за период 1972—2005 гг., а также результаты измерения относительных интенсивностей в спектре NGC 6572, наблюдавшемся нами в 2013 г. Проведено сравнение V-величин ядра, абсолютных интегральных потоков туманности в линии и параметра межзвездного поглощения c(H^), получе
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.