УДК 524.42
О ПРОСТРАНСТВЕННОЙ БЛИЗОСТИ БЕЛЫХ ГИПЕРГИГАНТОВ HD 168607 И HD 168625
© 2004 г. Е. Л. Ченцов*, Е. С. Горда
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, пос. Нижний Архыз Поступила в редакцию 12.11.2003 г.
Результаты спектроскопического мониторинга гипергигантов HD 168607 (B9.5 Ia-0) и HD 168625 (B5.5 Ia-0), выполненного с разрешением от 15 000 до 70 000, подтверждают принадлежность обеих звезд к ассоциации Ser OB1, доказывают их пространственную близость и повышают вероятность того, что они составляют физическую пару.
Ключевые слова: звезды, звездный ветер, лучевые скорости, HD 168607, HD 168625.
SPATIAL CLOSENESS OF THE WHITE HYPERGIANTS HD 168607 AND HD 168625, by E. L. Chentsov and E. S. Gorda. Our spectroscopic monitoring of the hypergiants HD 168607 (B9.5 Ia-0) and HD 168625 (B5.5 Ia-0) with resolutions from 15000 to 70 000 confirms that both stars belong to the Ser OB1 association, prove their spatial closeness, and increase the probability that they constitute a physical pair.
Key words: stars, stellar wind, radial velocities, HD 168607, HD 168625.
ВВЕДЕНИЕ
Поводом к написанию этой заметки послужила статья Паскуали и др. (2002). В ней дан четвертый за последние десять лет вариант расстояния до HD 168625, "разъединяющий" пару гипергигантов HD 168607—HD 168625.
Белые гипергиганты, звезды наивысшей светимости поздних подклассов В — ранних подклассов А, и в особенности встречающиеся среди них переменные типа LBV, очень редки. До сих пор не набирается и десяти таких объектов, принадлежащих Галактике, которые были бы описаны средствами спектроскопии высокого разрешения. Они разбросаны вдоль Млечного Пути от Киля до Кассиопеи более или менее равномерно, но есть бросающееся в глаза исключение. Это HD 168607 и HD 168625, расположенные на южной окраине туманности М 17 и отстоящие друг от друга всего на 1 угл. мин. Основные данные о них приводятся в табл. 1.
Но можно ли считать пару физической? Или, в более мягкой форме: можем ли мы быть уверенными в том, что звезды принадлежат к одной ассоциации (по Хамфрис (1978) — к ассоциации Ser OB1)? Актуальность вопросов очевидна: в том случае, если удаленности и движения обеих звезд одинаковы,
Электронный адрес: echen@sao.ru
то, с одной стороны их светимости и эволюционные статусы определяются более надежно, а, с другой, облегчается уяснение кинематики их атмосфер и ветров. В частности, лучевые скорости относительно спокойной HD 168625 могли бы помочь при определении скорости центра массы (Fsys) очень нестабильной HD 168607.
Минимальное возможное линейное расстояние между HD 168607 и HD 168625, в случае их удаленности как членов Ser OB1 на 2.2 кпк (Хамфрис, 1978), составляет 0.6 пк. Такие широкие визуально-двойные пока не известны (Хальбвачс, 1983). Вместе с тем нельзя не принять во внимание малую вероятность случайного соседства таких выдающихся объектов. Она подсказывает положительный ответ по крайней мере на второй из поставленных вопросов. Однако в большинстве имеющихся публикаций даже на него отвечают отрицательно.
К настоящему времени из двух звезд больше внимания было уделено HD 168625, причем даже не самой звезде, а окружающей ее газово-пылевой туманности. Опубликованные оценки расстояния до нее находятся в интервале от 0.4 до 2.8 кпк. Они сведены в табл. 2. Возражения против совместного образования и пространственной близости HD 168607 и HD 168625 противоречивы и неубедительны. Но можно ли уже сегодня, не дожидаясь
Таблица 1. Основные данные о звездах
Звезда «2000 <^2000 V Sp (B-V)o (B-V) E (B-V)
HD 168607 18h21m12s -16°22'01" 8.16 В9.5 1а-0 0.01 1.44 1.43
HD 168625 18 21 16 -16 21 52 8.39 В5.5 Ia-0 -0.08 1.33 1.41
Примечание. V и (B-V) — средние значения по ван Гендерену и др. (1992), (B-V)0 — по Фицджеральду (1970), Sp — по нашим оценкам.
Таблица 2. Оценки расстояния до HD 168625
d, кпк Способ оценки Ссылка
0.4 Тригонометрический параллакс Гарсиа-Ларио и др. (2001)
1.2 Фотометрический параллакс Робберто, Хербст (1998)
>2.2 Кинематический по туманности Хатсемекерс и др. (1994)
2.8 Кинематический по звезды Паскуали и др. (2002)
повышения на порядок точности астрометрических измерений, привести убедительные аргументы в пользу физической природы пары? Мы пытаемся найти такой аргумент, опираясь на данные о лучевых скоростях HD 168607 и HD 168625, полученные в ходе проведенного нами спектроскопического мониторинга обеих звезд.
В следующем разделе описаны использованный нами спектральный материал и его обработка, далее представлены полученные данные и выводы из них.
СПЕКТРАЛЬНЫЙ МАТЕРИАЛ И ЕГО ОБРАБОТКА
Поскольку объекты спектрально-переменны, настолько, что отнесены к переменным типа S Dor (ван Гендерен, 2001) — мониторинг должен был быть достаточно продолжительным, особенно для более активной HD 168607. Поскольку, далее, важная информация может быть извлечена из профилей не только звездных, но и межзвездных линий и узких межзвездных полос (DIB), было необходимо хотя бы часть наблюдений провести с достаточно высоким спектральным разрешением.
Нами использовано 13 спектров HD 168607, полученных в период с 1992 по 2002 г., и 6 спектров HD 168625, полученных с 1997 по 2002 г. с помощью нескольких эшелле-спектрометров, снабженных матрицами ПЗС. Результаты обработки спектров, полученных нами ранее на фотопластинках (Ченцов, Лууд, 1989), хотя и не противоречат новым, но менее точны и здесь не привлекаются.
В первых трех столбцах табл. 3 приведены дата получения спектра, применявшийся спектрометр и рабочий спектральный интервал. В примечаниях к таблице даны краткие сведения о спектрометрах: телескоп, фокус, спектральное разрешение, ссылка на статью с детальным описанием.
После экстракции из двумерных изображений спектров их одномерных фрагментов, соответствующих отдельным порядкам, дальнейшая обработка (проведение континуума, построение дисперсионных кривых, позиционные и фотометрические измерения) велась с помощью программы DECH 20 (Галазутдинов, 1992). В частности, положения нужных деталей линий измерялись путем совмещения прямых и зеркальных изображений их профилей. Учет и коррекция инструментальных сдвигов, особенно актуальные при сопоставлении лучевых скоростей, полученных на разных инструментах в течение длительного времени, осуществлялись с помощью теллурических линий O2 и H2O. Остаточные систематические ошибки не превышают для спектрометра PFES 2 кмД, а для остальных спектрометров 1 км/с.
ЛУЧЕВЫЕ СКОРОСТИ ПО ЗВЕЗДНЫМ И МЕЖЗВЕЗДНЫМ ЛИНИЯМ
Обсуждаемые ниже лучевые скорости — гелиоцентрические. Они измерены по ядрам абсорб-ций и пикам эмиссий. Остаточные интенсивности наиболее слабых одиночных линий, для которых еще удавалось получить скорости с приемлемой
Таблица 3. Данные о спектрах и гелиоцентрические лучевые скорости
Дата Спект- ДА, нм V, км/ с
рометр РСу§ К (г -> 1) РеП N31 от
НО 16 8607
14.08.1992 Ь 458-595 -95 16 12: 1 7:
28.05.1994 Ь 515-710 -130 7 10: 2 6:
18.06.1995 С1 480-670 -120 10 10 - 8
10.08.1995 Ь 480-675 -130 9 10 1 8
04.07.1996 Р 515-790 -120 9 8 1 8
21.07.1997 Ь 540-670 -105 12 9: 3 8:
19.06.1998 Р 410-770 -140 16 10 1 8
08.07.1998 Р 445-770 -145 9 9 1 8
14.08.1998 С2 430-980 -110 10 8 -7.5 8
24.06.2000 Ь 470-633 -100 И 10: 1 8
04.06.2001 Р 455-790 -105 10 7: 0 8
29.07.2002 N 458-595 -120 17 И: -7.6 7:
27.09.2002 МО 545-670 -130 9 9 -7.5 8
Средние 11.5 ± 0.8 9.2 ±0.4 - 7.8 ± 0.2
НО 16 8625
23.07.1997 ь 540-670 -90: 12 - 1 8:
19.06.1998 р 410-770 -165 12 10: 1 8
04.06.1999 ь 516-670 -150 16 - -7.6 9
24.06.2000 ь 470-633 -50 И - 1 8
29.07.2002 N 458-595 -16 9 - -7.6 8
27.09.2002 МО 545-670 -45 8 8: -8.7 7
Средние И. ± 1.0 9: - 8.0 ±-0.2
Примечание. P — спектрометр PFES в первичном фокусе 6-м телескопа САО РАН, спектральное разрешение 15 000 (Панчук и др., 1998); L — спектрометр LINX в фокусе Нэсмита 6-м телескопа САО РАН, спектральное разрешение 25000 (Панчук и др., 1999); С1 — спектрометр в фокусе кудэ 1-м телескопа САО РАН, спектральное разрешение 40000 (Мусаев, 1996); С2 — кудэ-спектрометр 2-м телескопа обсерватории Терскол, спектральное разрешение 40 000 (Мусаев и др., 1999); MD — спектрометр в фокусе Кассегрена 2.1-м телескопа обсерватории Мак-Дональд; спектральное разрешение 64 000 (Маккарти и др., 1993); N — спектрометр NES в фокусе Нэсмита 6-м телескопа САО РАН, спектральное разрешение 70 000 (Панчук и др., 2002).
1.5
1.0
0.5
1 1 1 HD 168607 1
18.06.1995
Ha
Fell
SiII
1 1 1 |
1.5
1.0
0.5
-200 -100 0 100 -200 -100 0 100 200
Уг, км/с
Рис. 1. Профили линий На, РеП(42) 5169 А и 8111(2} 6347 А в спектре НЭ 168607, полученном 18.06.1995, и линий На и Не1( 11) 5876 А в спектре НЭ 168625, полученном 4.06.1999. Вертикальными штриховыми прямыми отмечены скорости центров масс звезд.
погрешностью (2—3 км/с), г = 0.98 и г = 1.02 соответственно.
Поскольку для разрешения интересующего нас вопроса необходимы лучевые скорости центров масс звезд, У5у5, мы не могли ограничиться измерением отдельных линий, как это сделано в некоторых из цитированных выше работ, а должны были сопоставлять скорости, получаемые по достаточно большому набору абсорбций и эмиссий. Прямое измерение У5у5 для наших объектов невозможно. Кроме того, что оба они спектрально-переменны, различные линии в их спектрах всегда показывают дифференциальные сдвиги, так как области их формирования простираются от пульсирующих фотосфер до нестационарных ветров. Специфика спектров подробнее отражена в атласе Ченцова и др. (2003), здесь мы отметим лишь их основные особенности.
Линии первых членов серии Бальмера в спектрах обеих звезд ветровые. Абсорбционные со-
ставляющие их P Cyg-профилей обычно расщеплены на несколько компонентов. Профили Ha, представленные на рис. 1 вместе с профилями некоторых других линий, имеют по три компонента. В спектре HD 168607 форму и параметры абсорбционных составляющих бальмеровских линий повторяют (причем, более выразительно) линии Fell. Рисунок 1 показывает это на примере линии FeII(42) 5169 A. Ее низкоскоростной компонент, дающий Vr = -14 км/с, глубже о
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.