УДК 524.312.7
HD 183143 - ГИПЕРГИГАНТ
© 2004 г. Е. Л. Ченцов*
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, пос. Нижний Архыз Поступила в редакцию 29.09.2003 г.
Приводятся спектроскопические свидетельства того, что светимость HD 183143 на величину выше, чем считалось ранее. Звезда является еще одним белым гипергигантом Галактики спектрального класса B6—8 Ia-0. Ее абсолютная визуальная величина близка к — 8m, а расстояние — к 2 кпк. Описаны спектроскопические проявления нестационарности ее атмосферы и ветра.
Ключевые слова: звезды — свойства, классификация; звездный ветер, HD 183143, лучевые скорости.
HD 183143 — A HYPERGIANT, by E. L. Chentsov. We present spectroscopic evidence that the luminosity of HD 183143 is higher than thought previously by one magnitude. The star is yet another B6—8 Ia-0 white hypergiant of the Galaxy. Its absolute visual magnitude is close to —8m, and its distance is close to 2 kpc. We describe spectroscopic manifestations of the nonstationary behavior of its atmosphere and wind.
Key words: stars: properties, classification; stellar wind, HD 183143, radial velocities.
ВВЕДЕНИЕ
Белые гипергиганты, звезды наивысшей светимости поздних подклассов В и ранних подклассов А, очень редки. В нашей Галактике известно всего несколько таких объектов: Cyg OB2-12 (B5 Ia-0), HD 168625 (B6 Ia-0), HD 168607 (B9 Ia-0), HD 92207 (A0 Ia-0), HD 223960 (A0 Ia-0), 6 Cas (A2.5 Ia-0) и две переменные LBV, HR Car и HD 160529, в определенных фазах. Кандидатом на пополнение этого списка является HD 183143 (MWC 317, HT Sge) - яркая, сильно покрасневшая (V = 6m8, (B—V) = 1m2) звезда очень высокой светимости спектрального класса B7. Ее спектр богат диффузными абсорбционными полосами межзвездной природы (DIB), благодаря чему он использовался для введения в проблему DIB (Хербиг, 1975, 1995) и неоднократно включался в спектральные атласы DIB (Дженнискенс, Десерт, 1994; Галазутдинов и др., 2000; Туаиризги др., 2000). Однако самой звезде пока не уделено, на наш взгляд, должного внимания.
Полвека назад HD 183143 была предложена в качестве звезды-стандарта подкласса B7 Ia в системе МК (Джонсон, Морган, 1953). С тех пор в подавляющем большинстве работ используется эта оценка, вполне надежная в отношении спектрального класса, но сомнительная в отношении класса светимости. Дело в том, что она сделана по
Электронный адрес: echen@sao.ru
спектрограммам низкой дисперсии, полученным на синечувствительных пластинках, что не позволило заметить пекулярности спектра. Однако 20 годами раньше звезда уже была представлена в первой части каталога MWC, содержащего звезды с эмиссиями в линиях водорода (Меррилл, Баруэлл, 1933). Включив в рассмотрение также и вторую часть каталога MWC (Меррилл, Баруэлл, 1943), мы найдем в них, кроме HD 183143, лишь три сверхгиганта класса светимости Ы в интервале спектральных классов B5—B8: HD 34085, HD 166937 и HD 199478. Все они показывают эмиссии только в линии Ha, причем согласно Эндрюсу (1968) значительно более слабые, чему HD 183143. Согласно существующей для В-сверхгигантов зависимости между интенсивностью эмиссии Ha и абсолютной звездной величиной (Эндрюс, 1968, Розен-даль, 1973), HD 183143 оказывается ярче указанных звезд на целую величину. Уже это позволяет причислить ее к гипергигантам (класс светимости Ы-0). Более того, в спектре HD 183143 эмиссия видна и в линии Hв, ^-индекс соответствует < < — 8™0, т.е. опять светимости гипергиганта (Лин-деманн, Хаук, 1973; Некель, Кларе, 1976).
У HD 183143 отмечен повышенный уровень фотометрической и спектральной переменности — естественное следствие повышенной светимости. По фотометрии HIPPARCOS амплитуда изменений блеска HD 183143 вдвое больше средней для В-сверхгигантов класса Ы (Эйделмен и др., 2000).
HD 183143 - ГИПЕРГИГАНТ Данные о спектрах и гелиоцентрические лучевые скорости
Дата R ДА, А Vr, км/ с
г —> 1 Не1 5876 А На
5.05.1993 64000 5650-6870 15 20 -45, 25
14.05.1997 40000 4100-8900 13 20 -10
11.06.1997 40000 4100-8900 13 18 -70 :, -25, 50
30.08.1997 45000 4100-10000 18 28 -120, -25
5.06.1999 25000 5160-6720 10 17 -47
7.06.2001 15000 4550-7840 9 14 -55, 75
29.07.2002 70000 4560-5980 20 11
24.09.2002 64000 5450-6700 11 20 -21
Многолетняя спектроскопия HD 183143 с умеренной дисперсией выявила изменения профиля Hp от абсорбционного до залитого эмиссией, а также переменность профилей некоторых абсорбций (Ко-упленд, Хед, 1963).
К сожалению, оценка светимости HD 183143 по тригонометрическому параллаксу или по принадлежности звезды к скоплению (ассоциации) затруднена ее удаленностью и положением в Галактике.
Параллакс HD 183143 по каталогу HIPPAR-COS (ЕСА, 1977) составляет 2.7 ± 0.8 х 10"3 угл. сек Но если звезда удалена от нас на соответствующие 370 пк, то с учетом межзвездного поглощения она попадает в класс светимости Ib или даже II (Mv = — 5т)! Столь низкая светимость несовместима с описанными ниже особенностями спектра звезды, более того, она была бы, конечно, замечена уже создателями системы МК. Но данные каталога HIPPARCOS недостаточно точны для звезд, удаленных больше, чем на 0.5-0.6 кпк. Это видно из обзора ближних ассоциаций де Зиу и др. (1999), но особенно наглядно демонстрируется с помощью сверхгигантов рукава Персея — их удаленность по крайней мере на 2 кпк подтверждена раздвоением межзвездных линий на 40 км/с (см. классическую работу Мюнча, 1957). Сравним, например, HD 14143 B2Ia и HD 14331 B0III, с одной стороны, и HD 13841 B2Ib и HD 13866 B2Ib — с другой. Все они принадлежат к ассоциации Per OB1, удаленной от нас на 2.3 кпк (Хамфрис, 1978), но для первой пары звезд каталог ЕСА (1977) дает параллаксы: 0.69 ± 0.78 х х 10"3 угл. сек и 0.02 ± 1.03 х 10_3 угл. сек, а для второй — 1.83 ± 0.92 х 10"3 угл. сек и 2.92 ± 0.83 х х 10"3 угл. сек соответственно. Последний сверх-
гигант оказывается в этом случае субкарликом! Параллаксы двух белых гипергигантов второго квадранта Галактики, HD 168607 и HD 168625, удаленных на 2 кпк, в ЕСА (1997) также завышены: 2.0 ± 1.2 х 10_3 угл. сек и 2.4 ± 1.2 х 10"3 угл. сек.
HD 183143 расположена между локальным рукавом Ориона—Лебедя и рукавом Киля—Стрельца (ее галактические координаты: l = 53?3, b = 0?6), и ее не удается приписать к какой-либо группировке: по каталогу Хамфрис (1978) ассоциации отсутствуют в интервале 30? < l < 59?.
Судить о расстоянии до HD 183143 можно, однако, по лучевым скоростям самой звезды и межзвездных облаков на ее луче зрения, а также по зависимости от расстояния величины межзвездного поглощения.
Ниже приводятся спектроскопические свидетельства, позволяющие причислить HD 183143 к белым гипергигантам.
СПЕКТРАЛЬНЫЙ МАТЕРИАЛ И ЕГО ОБРАБОТКА
Нами использовано восемь спектров HD 183143, все они получены с помощью ПЗС-эшелле-спектрометров высокого разрешения. Даты их получения, значения спектрального разрешения и рабочие спектральные интервалы приводятся в первых трех столбцах таблицы. 7.06.2001 использовался спектрометр PFES в первичном фокусе 6-м телескопа БТА Специальной астрофизической обсерватории (Панчук и др., 1998), 05.06.1999 — спектрометр LYNX в фокусе Нэсмита того же телескопа (Панчук и др., 1999), а 29.07.2002 — заменивший его спектрометр НЭС (Панчук и др., 2002). Спектрометры в
30 - (a) • i i (б)
2002
о S 20 -
=------ ----- ■V- - - -•■ •------
£ > 10 - • ? -
Oo
0 1 1997 - i - ¿b 1 T -1
r
Рис. 1. Зависимости гелиоцентрической лучевой скорости Уг для ядра линии от ее центральной остаточной интенсивности г (а, б) и соответствующие им профили Не1 5875 А (1) и FeII 5169 А (2) в спектрах 30.08.1997 (а, в) и 29.07.2002 (б, г). Каждый значок соответствует отдельной линии: заполненные кружки — абсорбции Не1, С11, N11, А1111, открытые кружки — FeII, точки — БЫ, горизонтальные черточки — эмиссии FeII в спектре 1997 г. Вертикальными отрезками показаны направление и величины сдвигов крыльев относительно ядер. Штриховые прямые указывают скорость центра массы звезды.
фокусах кудэ 1-м телескопа Специальной астрофизической обсерватории (Мусаев, 1996) и 2-м телескопа обсерватории Терскол (Мусаев и др., 1999) использовались в 1997 г., первый — 14.05 и 11.06, второй - 30.08.1997. Наконец, 05.05.1993 и 24.09.2002 спектры были получены в обсерватории Мак-Дональд с помощью спектрометра в фокусе Кассегрена 2.1-м телескопа (Маккарти и др., 1993).
После экстракции одномерных спектров из двумерных изображений обработка спектров, включающая проведение континуума, построение дисперсионных кривых (по спектрам лампы с полым катодом Th-Ar или звезд-стандартов лучевой скорости), спектрофотометрические и позиционные измерения, выполнялась с помощью пакета 0БСИ20(Галазутдинов, 1992). Программа, в частности, позволяет находить положения отдельных деталей линий путем совмещения прямых и зеркальных изображений профилей. Инструментальные сдвиги спектров сравнения и изучаемого объекта устранены с помощью теллурических линий O2 и H2O. Оценка остаточных систематических погрешностей, весьма актуальная при сопоставлении данных, полученных на разных инструментах в течение 9 лет, сделана также по межзвездным линиям Nal и узким DIB. Для спектра, полученного
с наименьшим разрешением с помощью подвесного спектрометра РРЁБ, неучтенный сдвиг не превышает 2 км/с, возможные сдвиги остальных спектров — в пределах 1 км/с. Система лабораторных (для тесных бленд — эффективных) длин волн, использованная при измерении лучевых скоростей, — та же, что в атласе Ченцова и др. (2003).
СПЕКТРОСКОПИЧЕСКИЕ ОСОБЕННОСТИ И СПЕКТРАЛЬНАЯ ПЕРЕМЕННОСТЬ НЭ 183143
Спектр НЭ 183143 в интервале 4800-6700 А в табличной и графической формах представлен в атласе Ченцова и др. (2003), он получен усреднением двух из восьми спектров, используемых в настоящей работе. Лучевые скорости, измеренные по отдельным линиям в спектре НЭ 183143, и формы профилей наиболее сильных из них изменяются с интенсивностью линии и со временем. Характер тех и других изменений иллюстрируют три последних столбца таблицы и рис. 1 и 2.
В настоящей работе используются только гелиоцентрические лучевые скорости Уг. Их
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.