УДК 524.316.7.022-56
ПЕКУЛЯРНОСТЬ И ПЕРЕМЕННОСТЬ ОПТИЧЕСКОГО СПЕКТРА postAGB-ЗВЕЗДЫ V448 Lac = IRAS 22223 + 4327
© 2010 г. В. Г. Клочкова, В. Е. Панчук, Н. С. Таволжанская
Учреждение Российской академии наук Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз Карачаево-Черкесской Республики, Россия Поступила в редакцию 19 . 09. 2009 г. ; принята в печать 19.10 .2009 г.
В результате многократных наблюдений с высоким спектральным разрешением в 1998—2008 гг. изучено поведение во времени профилей спектральных деталей и поля скоростей в атмосфере и околозвездной оболочке postAGB-звезды V448 Lac. Обнаружены асимметрия и временна я переменность профилей сильнейших абсорбций с потенциалом возбуждения нижнего уровня xiow < 1 эВ — прежде всего это проявляется в профилях резонансных линий BaII, YII, LaII, SiII. Пекулярность профилей может быть объяснена суперпозицией звездных абсорбций и оболочечных эмиссий. Впервые в спектре V448 Lac выявлена эмиссия в полосе системы Свана (0; 1) 5635 A молекулы C2. По ядру На найдена переменность лучевой скорости с амплитудой ДV « 8 км/с. Переменность средней скорости по слабым линиям металлов с меньшей амплитудой Д^Г « 1—2 км/с может быть проявлением пульсаций атмосферы. Выявлены дифференциальные сдвиги линий, достигающие в различные даты значений Д1Г = 0—8 км/с. Положение молекулярного спектра стабильно во времени, что указывает на постоянство скорости расширения околозвездной оболочки, фиксируемой по линиям С2 и NaI: Уехр = 15.2 км/с.
1. ВВЕДЕНИЕ
Полуправильная переменная звезда V448 Lac = = BD + 42°4388, отождествляемая с инфракрасным источником IRAS 22223+4327 (далее для краткости — IRAS 22223), является одним из наиболее интересных и достаточно хорошо изученных кандидатов в протопланетарные туманности (PPN). Согласно классификации Хривнака [1], спектральный класс звезды Sp = G0Ia. Архи-пова и др. [2] присвоили объекту более ранний спектральный класс F8I. Источник IRAS 22223 входит в небольшую подгруппу кандидатов в PPN, в ИК-спектрах которых содержится неотождеств-ленная [3] пока эмиссия на длине волны Л = = 21 мкм [4]. Как следует из фотометрических наблюдений [2, 5], звезда V448 Lac не выделяется среди родственных объектов по параметрам фотометрической переменности: максимальная амплитуда блеска составляет 0.2m—0.3т в UBV-полосах. Распределение энергии V448 Lac также имеет типичный для PPN двухпиковый характер. При этом для данного объекта полная энергия, излучаемая звездой в видимом диапазоне длин волн и околозвездной оболочкой в ИК-диапазоне, практически одинаковы [4, рис. 5].
На кратковременной эволюционной стадии PPN наблюдаются звезды промежуточных масс
(их исходная масса находится в интервале 3— 8 Mq ), которые эволюционируют от стадии асимптотической ветви гигантов (AGB) к стадии планетарной туманности (PN). Эволюция звезд от стадии AGB до стадии PN до сих пор остается не совсем понятной. Это касается механизмов и особенностей сброса вещества AGB-звездами, сложной морфологии оболочек PPN и PN. Роль двойственности также мало изучена, поскольку выявление компаньона для PPN со сложной картиной поля скоростей в атмосфере и оболочке звезды является трудоемкой задачей. Основные моменты эволюционного этапа PPN представлены, например, в работе [6]. Пройдя последовательные стадии эволюции с горением водорода и гелия в ядре, на стадии AGB звезды промежуточных масс испытывают большую потерю вещества в виде мощного звездного ветра (темп потери массы до 10-4 Mq/год). Вследствие потери большей части массы, остаток звезды представляет собой вырожденное углеродно-кислородное ядро с типичной массой около 0.6 Mq [7], окруженное расширяющейся газо-пылевой оболочкой, как правило сложной структуры. Данные, полученные в ходе изучения PPN, позволяют изучать потерю вещества за счет звездного ветра, а также предоставляют уникальную возможность изучать результаты звездного нуклеосинтеза, процессов
Гелиоцентрическая лучевая скорость Vr V448 Lac по наблюдениям в 1998—2008 гг.
JD 2450000+ Vr, км /с
Линии металлов HI Dl, D2 Nal с2
1 2 3
1009.36 -39.1 -55.4 -32.5 -12.4 -57.2(22)
1273.48 -42.5 -35.8 На -55.3 -33.4 -12.2
2131.53 -42.6 -40.2 На -55.7 -33.7 -11.8 -57.7(26)
3691.25 -41.8 -40.2 На -55.4 -29.3 -11.3
3692.43 -41.7 -41.2 На -55.7 -30.0 -11.5
3694.36 -41.5 -41.0 На -55.3 -29.2 -11.1
4721.15 -41.8 -32.5 На -55.3 -27.8 -11.6
4760.17 -40.8 -34.0 На -55.6 -29.0 -12.2
4774.34 -41.9 -37.8 Hß -55.8 -30.0 -11.9 -57.4(84)
-41.5 [16] —57.2 [17]
Примечание. В скобках указано число измеренных вращательных линий полос Свана молекулы С2. Наклонным шрифтом выделено неуверенное значение. В последней строке приведены данные из работ [ 16] и [ 17].
перемешивания и выноса в поверхностные слои продуктов ядерных реакций в предшествующих стадиях эволюции звезды. Помимо эволюции звезд, исследование PPN важно и для изучения эволюции галактик, поскольку газ и пыль, выброшенные этими звездами в ходе их эволюции, обогащают галактики тяжелыми элементами.
Эволюция звезд на стадии postAGB происходит быстро. Хорошей иллюстрацией этому служит быстро эволюционирующая звезда FGSge, изменившая за последний век спектральный класс от O3 до K2 [8]. Наблюдаемая у нескольких PPN вековая переменность основных параметров стимулирует проведение спектрального мониторинга наиболее вероятных PPN-кандидатов. В частности, найдена спектральная переменность оптических компонентов источников IRAS 01005+ +7910 [9], IRAS 05040+4820 [10], IRAS 18062+ +2410 [11], IRAS 20572+4919 [12] и обнаружен тренд эффективной температуры Teff у звезды HD 161796 = IRAS 17436 + 5003 [13]. В данной статье мы представляем результаты спектрального мониторинга V448 Lac с высоким спектральным разрешением для эпохи 2001—2008 гг. и сопоставляем новые данные с ранее опубликованными. Основная цель работы — выявление вероятной переменности спектральных деталей, изучение поля скоростей в атмосфере и оболочке звезды. В разд. 2
кратко описаны методы наблюдений и обработки данных, в разд. 3 рассмотрены полученные результаты, в разд. 4 представлены звезды, близкие по спектральным особенностям и в разд. 5 кратко суммированы основные выводы.
2. НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА СПЕКТРОВ
Спектральные данные для V448 Lac получены нами в фокусе Нэсмита 6-м телескопа БТА Специальной астрофизической обсерватории РАН с эшельным спектрографом НЭС [l4, 15]. Наблюдения выполнены с использованием ПЗС-матрицы 2048x2048 элементов и с резателем изображений [15]. Спектральное разрешение составляет R > 60 000, отношение сигнала к уровню шумов S/N > 100. В таблице указаны средние моменты наблюдений и результаты измерений гелиоцентрической скорости. Экстракция одномерных векторов из двумерных эшелле-спектров выполнена с помощью модифицированной [18] процедуры ECHELLE вычислительного программного комплекса MIDAS. Удаление следов космических частиц проводилось медианным усреднением двух спектров, полученных последовательно один за другим. Калибровка по длинам волн осуществлялась с использованием спектров ThAr-лампы с
5620 5625 5630
Длина волны, А
5635
Рис. 1. Полосы Свана молекулы C2 в спектре V448 Lac, полученном в момент JD 2454774.34: (а) — абсорбционная полоса (0; 0) с кантом на 5165 A (вертикальными штрихами отмечены линии вращательных переходов этой полосы, использованные для определения скорости расширения оболочки); (б) — эмиссионная полоса (0; 1) с кантом на 5635 A. Стрелками указаны самые сильные абсорбции металлов.
полым катодом. Контроль и коррекция инструментального согласования спектров звезды и лампы с полым катодом выполнены по теллурическим
линиям [01] и Н2О. Более детально процедура
измерения лучевой скорости Уг по спектрам,
полученным со спектрографом НЭС, и источники
ошибок описаны в статье [19]. Среднеквадратичная
погрешность измерений Уг для звезд с узкими
абсорбциями в спектре <0.8 км/с (точность по
одной линии).
3. ОБСУЖДЕНИЕ ПОЛУЧЕННЫХ РЕЗУЛЬТАТОВ
3.1. Пекулярность оптического спектра V448 Lac
Основные особенности оптического спектра V448 Lac были отмечены уже в первых работах с низким спектральным разрешением. Хрив-нак [1] обнаружил, что по сравнению со спектром нормального сверхгиганта близкой температуры в спектре V448 Lac усилены линии элементов s-процесса (BaII, YII, LaII) (в подразделе 3.2
40
20
6550 6555 6560 о 6565 Длина волны, А
6570
Рис. 2. Фрагмент спектра V448 Lac (JD 2454760.17), содержащий линию Ha (сплошная линия) в сравнении с теоретическим спектром (пунктирная линия), рассчитанным с параметрами модели и химическим составом в соответствии с данными из [16].
мы подробнее рассмотрим пекулярность профилей линий ионов тяжелых металлов в спектре V448 Lac), а также присутствуют абсорбционные полосы молекул C2 и C3. Наши спектры высокого разрешения содержат колебательные полосы Свана молекулы C2 (0;0), (0; 1) и (1;0). На рис. 1a приведен фрагмент спектра с колебательной полосой системы Свана C2(0;0), кант которой приходится на длину волны 5165.2 A. Здесь отмечены линии вращательных переходов, по которым мы определили скорость расширения
оболочки (подробнее см. ниже подраздел 3.2.). Как видно на рис. 1б, в спектре V448 Lac полоса C2 (0; 1) 5635 A наблюдается в эмиссии. Этот факт не был отмечен в работе [1].
Известно, что в спектрах PPN линии нейтрального водорода имеют аномальные профили. Примеры разнообразия наблюдаемых профилей приведены, в частности, в работе [20]. В спектре V448 Lac сложный профиль линии Ha состоит из узкого ядра и широких крыльев. Как видно из рис. 2, наблюдаемый профиль этой линии не
Vr, км/с
Рис. 3. Ядро линии Ha в спектре V448 Lac для трех моментов наблюдений: жирная линия — JD 2454760.17, тонкая линия — JD 2454721.15, штриховая линия — JD 2453694.36. Вертикальной штриховой линией указана системная скорость.
100
80
л
160 и
а о И
<Ü
15 40
20
-100 -50 0 50
Vr, км/с
Рис. 4. Профили избранных линий в спектре V448 Lac: жирная линия — BaIIA6141 A, тонкая линия — D1Na, штриховая линия — Ha. Вертикальной штриховой линией указана системная скорость.
согласуется с те
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.