ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2013, том 39, № 3, с. 228-240
УДК 524.37
БЫСТРАЯ ФОТОМЕТРИЧЕСКАЯ И СПЕКТРАЛЬНАЯ ЭВОЛЮЦИЯ МОЛОДОЙ ПЛАНЕТАРНОЙ ТУМАННОСТИ Hen 3-1357 И ЕЕ ЦЕНТРАЛЬНОЙ ЗВЕЗДЫ SAO 244567
(© 2013 г. В. П. Архипова1, Н.П.Иконникова1*, А. Ю. Князев1'2'3, Andry Rajoelimanana2
1Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова, Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга
2Южно-Африканская астрономическая обсерватория, Кейптаун, ЮАР 3Южный Африканский Большой Телескоп, Кейптаун, ЮАР Поступила в редакцию 24.08.2012 г.
Представлены результаты спектральных и фотометрических наблюдений молодой компактной планетарной туманности Hen 3—1357 и ее центральной звезды SAO 244567. Спектральные наблюдения с высоким разрешением позволили определить скорость расширения туманности: Vexp = 8.4 ± 1.5 км/c и гелиоцентрическую скорость объекта: Vr = +12.6 ± 1.7 км/с. По спектрам с низким разрешением, полученным в 1992 г. и 2011 г., определены параметры газовой оболочки (Ne, Te), величина поглощения света в линии Hp, содержание элементов O, N, Ne, Ar, S, Cl, He и C. Обнаружены значительные изменения относительных интенсивностей запрещенных линий в спектре Hen 3—1357 за последние 20 лет: линии низкого возбуждения — [OI], [OII], [NII] — стали сильнее относительно Hp ~ в 2 раза, тогда как линии [OIII] ослабели ~ в 2 раза, что свидетельствует об уменьшении степени возбуждения туманности. Фотометрические наблюдения в полосе V, выполненные по программе ASAS-3, показали ослабление среднегодового блеска SAO 244567 с 2001 по 2009 гг. на 0m5, а также быструю переменность с амплитудой в несколько десятых звездной величины. Наблюдательные данные из литературы в широком спектральном диапазоне от ближнего ультрафиолета до радиодиапазона свидетельствуют о заметном ослаблении потока излучения от звезды и туманности.
Ключевые слова: спектральные и фотометрические наблюдения, планетарные туманности, эволюция.
DOI: 10.7868/S0320010813030017
ВВЕДЕНИЕ
Постасимптотическая (post-AGB) стадия эволюции — одна из самых кратковременных в истории жизни звезды средней массы (MZaMs = = 1—8Mo ). Согласно теоретическим моделям, в зависимости от начальной массы и истории потери массы на асимптотической ветви гигантов (AGB), звезда может пройти эту фазу эволюции менее, чем за 1000 лет (Блекер, 1995).
Среди post-AGB объектов обнаружены, по крайней мере, две звезды, эволюция которых, как показывают наблюдения, происходит стремительно в астрономическом масштабе.
Так, BD +2403337 = HDE 341617 = SAO 085766 = V886 Her — оптический компонент инфракрасного источника IRAS 18062+2410 — показал изменение спектрального класса звезды от
Электронный адрес: ikonnikova@gmail.com
A5 в эпоху HDE до B1II с эмиссионными линиями туманности в настоящее время и ослабление блеска на <~3™0 за последние 150 лет (Архипова и др., 1999). Изменение со временем эмиссионного спектра этого объекта свидетельствует об увеличении температуры звезды и, как следствие, усилении потока излучения, в частности, эмиссионных бальмеровских линий (Архипова и др., 2007). Радиопоток от объекта также растет (Черригоне и др., 2011), что указывает на увеличение объема зоны ионизации туманности.
Другой объект - CD-59°6479 = SAO 244567 = = IRAS 17119-5926 - за 20 лет (к началу 90-х годов прошлого столетия) прошел путь от звезды B1-B2 с эмиссионными линиями водорода в спектре до центральной звезды планетарной туманности с температурой выше 40 000 К (Партасарати и др., 1995). Исследованию этого объекта и посвящена данная статья.
Звезда была открыта Хенайзом (1976) по результатам обзора, проведенного в 1949—1951 гг., как объект Hen 3—1357 с эмиссией Ha в спектре и позднее отождествлена с источником ИК-излучения IRAS 17119-5926 (Фольк, Квок, 1989).
Козок ( 1985б) на основе UBV-наблюдений и в предположении, что звезда является ранней B-звездой главной последовательности, оценил для SAO 244567 избыток цвета E(B - V) = 0.18, расстояние d = 5.64 кпк и высоту над плоскостью Галактики \z\ = 1.22 кпк.
Первое детальное исследование SAO 244567 принадлежит Партасарати и др. (1993). Авторы представили результаты спектральных наблюдений звезды в ультрафиолетовом и оптическом диапазонах, привели убедительные доказательства ее быстрой эволюции в post-AGB стадии, а также показали, что объект является недавно сформировавшейся планетарной туманностью. Химсостав туманности по данным Партасарати и др. соответствует II типу планетарных туманностей в классификации Пеймберта (1978). В следующей своей работе Партасарати и др. (1995) проанализировали наблюдения с космического телескопа IUE и показали, что интегральный поток от звезды в
спектральном диапазоне от Л1250 до 3000 A за 8 лет (с 1988 по 1995 гг.) понизился в 2.83 раза, при этом признаки быстрого истечения вещества, которые имели место в 1988 и в 1992 гг., исчезли в последующие годы. Фейбельман (1995) из анализа IUE-данных за 1988-1994 гг. сделал аналогичные выводы.
Наблюдения, выполненные со спутника Хаббл, позволили разрешить компактную планетарную туманность, окружающую звезду (Бобровский, 1994), а также обнаружить звезду-компаньона, находящуюся в 0"4 от SAO 244567 (Бобровский и др., 1998). Планетарная туманность в оптическом диапазоне имеет размер ~1.6" х 2.3" и довольно сложную структуру, включающую в себя яркое экваториальное кольцо, коллимированные внутренние и внешние выбросы, внешнюю оболочку. Вид туманности напомнил Бобровскому и др. (1998) ската, что послужило основанием дать туманности собственное имя — Stingray Nebula.
Авторы всех работ, посвященных SAO 244567, указывают на необходимость дальнейших наблюдений этого уникального объекта.
Целью нашей работы было получение новых спектральных наблюдений и сравнение их с более ранними данными, для того чтобы проследить изменение физических свойств туманности и ее центральной звезды. Спектральные наблюдения позволили определить параметры газовой оболочки,
интенсивности эмиссионных линий, скорость расширения оболочки. Нами обнаружены значительные изменения относительных интенсивностей запрещенных линий в спектре Hen 3—1357 за последние 20 лет. Кроме того, были проанализированы фотометрические данные за всю историю наблюдений SAO 244567 и высказано предположение о возможных причинах переменности звезды.
СПЕКТРАЛЬНЫЕ НАБЛЮДЕНИЯ SAO 244567
Спектры низкого разрешения
Спектральные наблюдения SAO 244567 были проведены 26 и 27 июня 2011 г. на 1.9-м телескопе Южно-Африканской Астрономической Обсерватории (SAAO) с щелевым спектрографом в кассегреновском фокусе. Было сделано две экспозиции 300 и 400 с. Наблюдения проводились со щелью длиной и шириной 1.5" и масштабом вдоль щели 0.7"/пиксель. В качестве приемника излучения использовалась ПЗС-матрица SITe размером 266 х 1798 пикселей. Гризма 300 линий/мм использовалась в спектральном диапазоне А3500—7200 A. Реальное спектральное разрешение составляло FWHM = 4.5 A. Качество изображений оценивается в 1.5". Для калибровки длин волн после каждого наблюдения были получены спектры лампы с Cu—Ar наполнением. Также для каждой ночи наблюдений были получены изображения нулевого уровня (bias) и "плоского поля" (flat field) для проведения стандартной обработки двумерных спектров. Для получения правильного относительного распределения энергии в изучаемых объектах, после наблюдений спектров объектов, наблюдались спектры спектрофотометриче-ских стандартов. Обработка данных проводилась по стандартной методике с использованием систем обработки астрономических данных IRAF и MIDAS. Все эмиссионные линии были измерены с использованием программ, детально описанных в статье Князева и др. (2004).
На рис. 1 представлен спектр SAO 244567, усредненный для двух дат наблюдений (26 и 27 июня 2011 г.), с весами, обратно пропорциональными ошибкам измерений.
В спектре SAO 244567 представлены эмиссии HI, HeI, CII и запрещенные линии [OI], [OII], [OIII], [NI], [SII], [NeIII], [ArIII], [ClIII], [SIII]. Эмиссия HeII А4686 A отсутствует. Список измеренных спектральных линий, их наблюдаемые относительные интенсивности F(A)/F(H^), относительные интенсивности, исправленные за покраснение, I(A)/I(H^), коэффициент экстинкции c(Hfí) и эквивалентная ширина линии H^ приведены в табл. 1.
30
<N
I
3 20
U
а
о
w о н о
С
10
ёя
кц/
О m
ÜJ
ILU.
4000
4500
5000
5500 X, Ä
6000
6500
7000
Рис. 1. Спектр SAO 244567, усредненный для двух дат наблюдений (26 и 27 июня 2011 г.), с весами, обратно пропорциональными ошибкам измерений.
Измеренные интенсивности эмиссионных линий были исправлены за покраснение в соответствии с уравнением:
т
I (Hß)
= lQc(Hß)f (А)
F( Л) F(Hß)'
(1)
где Е (Л) — измеренные интенсивности линий, I (Л) — интенсивности линий, исправленные за
покраснение, с(Н(3) = ^ ^ ^ . Функция покраснения /(Л) взята из работы Уитфорда (1958) и нормализована на Hв.
Анализ эмиссионных спектров проводился по методике, описанной в деталях в работах Князева и др. (2008) и Князева (2012), где ионное и полное содержание элементов O, N, S, Aг, О, С, и а также физические параметры, такие, как электронная температура (Т^ и электронная концентрация определялись в рамках классической двухзонной модели. Результаты расчетов представлены в табл. 2.
Размер туманности по большей оси (^2.3//) (Бобровский и др., 1998) превышает ширину щели спектрографа (1.5"), поэтому мы не можем привести полный поток излучения от туманности в линии Щ.
Любые данные о спектре SAO 244567, относящиеся к разным эпохам, представляют большой интерес. В электронной базе данных VizieR в приложении к "Спектроскопическому атласу postAGB звезд и планетарных туманностей" Суарез и др. (2006) имеется запись спектра SAO 244567 (J/A+A/458/173/pn/117119-5926.dat), полученного в период с 19 по 25 августа 1992. Наблюдения проводились в Чили на 1.5-м телескопе обсерватории Ла-Силья Европейской Южной Обсерватории (ESO), со спектрографом Боллера и Чивенса (Boller and Chivens) в спектральном диапазоне
3590—9425 A с разрешением 2.83 A на пиксель. В литературе нет результатов анализа этого спектра, поэтому м
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.