Оптическая спектроскопия звезд экстремально высокой светимости в Галактике Ченцов Евгений Леонидович

Содержание к диссертации

Введение

1 Введение 4

1.1 Общая характеристика работы 4

1.2 Объекты и актуальность их исследования 5

1.3 Цели работы 10

1.4 Основные результаты и их достоверность 12

1.5 Положения, выносимые на защиту 13

1.6 Научная новизна и практическая ценность работы 14

1.7 Структура диссертации 15

1.8 Апробация работы 28

1.9 Личный вклад автора 35

2 Спектральный материал, его получение, обработка и архивизация 37

2.1 Фотографические и ПЗС-эшелле спектрографы 38

2.2 Прецизионность и стабильность спектрографа 41

2.3 Методы и процедуры обработки спектров 46

2.4 Отождествление линий и стандартные длины волн 52

2.5 Проблема системной скорости 57

2.6 Спектральная классификация Ь8

2.7 Архивизация; спектральные атласы 61

3 Горячие сверхгиганты: пульсации в атмосферах и их расширение 63

3.1 "Убегающие" 0-звезды 63

3.1.1 68Cyg 65

3.1.2 HD12323 66

3.1.3 aCam 67

3.1.4 HD 218915 69

3.1.5 HD 188209 70

3.1.6 CygX-1 72

3.2 Пульсирующие белые сверхгиганты и кинематические разрезы их атмосфер 73

3.3 Ориона - ключевой объект в исследованиях полей скоростей в атмосферах белых сверхгигантов 81

3.3.1 Альтернатива: пульсации - нестационарное расширение 81

3.3.2 Отказ от сферической симметрии фотосферы и ветра 84

4 Ветры белых гипергигантов 94

4.1 Порывистый ветер 6Cassiopeiae 94

4.2 Затухающие ветры HD183143 и CygOB2-№12 102

4.2.1 HD 183143 102

4.2.2 Cyg ОВ2-№12 110

4.3 Ветер с дождем. IRC+10420 118

5 LBV среди белых гипергигантов 127

5.1 О пространственной близости гипергигантов HD168607 и HD 168625 128

5.2 HD168607 - LBV низкой светимости 140

5.3 HD168625 149

5.4 HD 160529 150

5.5 AS 314 156

6 Спектроскопическое исследование маломассивных сверхгигантов 161

6.1 Проблема "спектроскопической мимикрии" 161

6.2 Проблема статуса маломассивных сверхгигантов 165

6.3 Спектроскопия пекулярного высокоширотного сверхгиганта UU Her 169

6.4 Спектроскопия сверхгиганта V510 Pup 172

Заключение 181

Литература

• Объекты и актуальность их исследования
• Методы и процедуры обработки спектров
• Пульсирующие белые сверхгиганты и кинематические разрезы их атмосфер
• Затухающие ветры HD183143 и CygOB2-№12

Введение к работе

1.1 Общая характеристика работы

Представляемая диссертация посвящена горячим сверхгигантам и гипергигантам Галактики. В ней подведены итоги их многолетних исследований, проводившихся в САО РАН с помощью ее 6-метрового и 1-метрового телескопов. Однако наиболее активно исследования велись и основные результаты были получены в последние 10 лет. Дело в том, что звездная спектроскопия претерпела в эти годы методическую перестройку, и наиболее зрелые ее плоды появились только в самое последнее время. Речь идет о завершении столетней эпохи фотографии и переходе от спектрографов с обычными профилированными решетками и одномерных спектрограмм к эшелле-спектрометрам скрещенной дисперсии с матрицами ПЗС и двумерным изображениям спектров. В нашей работе использованы и фотографические спектры, но основной спектральный материал получен с помощью всех модификаций приборов, последовательно реализованных в Лаборатории астроспектроскопии САО, - от первого спектрометра высокого разрешения "Рысь" (Панчук и др., 1993) до наиболее совершенного спектрометра НЭС (Панчук и др., 2003).

Отсюда специфика работы, ее наблюдательно-методический характер. Ограничиваясь самой общей интерпретацией полученных данных, автор считал своими первостепенными задачами обеспечение их достоверности и тщательное выявление и детальное описание как новых эффектов, так и новых возможностей наблюдательных средств.

Введение

6.0 - 5.0 -9 -в

4*5 **0 log Яе«

Рис. 1.1: Верхняя часть диаграммы ГР по Wolf (1989) и положения на ней звезд из табл. 1,1: большие заполненные кружки - гипергиганты, малые - сверхгиганты. Штриховая линия - ГП нулевого возраста, на ней отмечены исходные массы. Жирная изломанная линия - предел Хамфрис-Дэвидсона. Заштрихованные участки - полосы нестабильности LBV, открытые кружки на них, соединенные горизонтальными прямыми, -LBV разных светимостей в фазах минимума и максимума визуального блеска, сверху вниз: AG Car, SDor, HD160529.

1.2 Объекты и актуальность их исследования

Объекты данного исследования - сверх- и гипергиганты ранних спектральных классов. Это наиболее массивные звезды, уже прошедшие в своей эволюции стадию горения водорода в ядре и потерявшие существенную долю исходной массы. Особенно велика эта доля у тех из них, которые прошли также и стадию красного сверхгиганта, RSG. Post-RSG объекты встречаются среди звезд с исходными массами, не превышающими некоторого предела. Ранее этот предел считался близким к 40 солнечным массам (Humphreys &с Davidson, 1979, 1994), согласно новейшим расчетам до области RSG на диаграмме ГР не доходят эволюционные треки для звезд с исходными массами большими 20 солнечных (Massey, 2003). Однако временное (не эволюционное) охлаждение и уплотнение ветра, образование в нем холодной псевдофотосферы и появление в спектре признаков класса М наблюдается и у более массивных желтых гипергигантов, по тер-

Введение

Таблица 1.1: Основные объекты минологии Хамфрис (Humphreys, 2002) - "самозванцев диаграммы ГР".

В категорию "самозванцев" попадают и более горячие звезды, относящиеся к особому типу голубых переменных высокой светимости, LBV. Изменения их блеска, цвета и спектра также вызваны нерегулярными выбросами вещества, делающими ветер медленным и оптически плотным в континууме. При постоянстве болометрической светимости амплитуда изменения визуального блеска обычно составляет от 0.5 до 2 звездных величин. Амплитуда растет со светимостью: в максимуме блеска LBV концентрируются на диаграмме ГР в вертикальной полосе с Т_е^ ?у 7000 -~ 9000 К, а в минимуме блеска - в наклонной полосе нестабильности между Т_ея « 12000 и 30000 К. Эти полосы показаны на рис. 1.1, взятом из работы Wolf (1989), в которой они впервые были нанесены на диаграмму ГР.

Строго говоря, практически все звезды верхнего левого угла диаграммы ГР в той или иной степени переменны. Горячие сверхгиганты испытывают циклические изменения блеска и цвета пульсационной природы: при пояр-

Введение чании звезда синеет (т.н. aCyg-переменность). У гипергигантов наряду с а Cyg-переменностью обычно прослеживается и слабая LBV-переменность (van Genderen, 1991; van Genderen et al, 1992). Последнюю отличают большие продолжительности циклов и амплитуды изменений блеска, а также обратная корреляция изменений блеска и цвета: при поярчании звезда краснеет. В связи с этим в последнее время предлагается вернуться к более ранним терминам: переменность (переменные) типа S Dor (Humphreys, 1999; van Genderen, 2001). Однако термин LBV все еще широко употребляется, и мы будем им пользоваться, имея в виду горячие звезды высокой светимости, переменность которых в основном или частично обусловлена изменениями оптической плотности ветра.

Традиционно ранние сверх- и гипергиганты разделяют на голубые (более горячие, поздних подклассов О и ранних подклассов В) и белые (В5 - А5). Основное внимание в наших исследованиях уделено последним как менее изученным. Отметим, однако, что в свете вышесказанного граница между подгруппами легко переходима для наиболее ярких объектов, и некоторые из них могут временно оказываться среди белых гипергигантов, будучи на самом деле более горячими.

Положения основных наших объектов на диаграмме ГР показаны на рис. 1.1, а в табл. 1.1 приведены некоторые данные о них: спектральный класс, эффективная температура, болометрическая светимость, исходная масса (оценена по эволюционным трекам из обзора Massey (2003)), принадлежность к LBV.

Сверхгиганты - редкие объекты, гипергиганты - крайне редкие. На миллион звезд солнечной массы образуется около 10 звезд с массой в 20 раз большей и только одна с массой в 100 раз большей солнечной (Massey, 2003). Если в нижней части табл. 1.1 содержатся объекты, которые можно считать представителями довольно обширной группы белых сверхгигантов окрестностей Солнца, то в верхней ее части перечислены все известные в настоящее время белые гипергиганты Галактики, доступные спектроскопии высокого разрешения с помощью 6-метрового телескопа САО. Как видно из рис. 1.1, последние располагаются вблизи эмпирического предела светимости Хамфрис-Дэвидсона (Humphreys & Davidson, 1979). Предел ХД для log T_eff > 4.0 в свою очередь близок к модифицированному эддинг-тонову пределу, учитывающему не только рассеяние на свободных электронах, но и реальное поглощение во множестве формирующихся в ветре

Введение линий. За него могут временно проникать лишь звезды-'самозванцы", к которым, возможно, относится и один из наших объектов, CygOB2-№l2.

Интерес к ярчайшим горячим звездам остается весьма высоким. Ежегодно проводится по 2-3 крупных международных совещания, появляются десятки публикаций, рассматривающих их в астрофизическом, эволюционном, звездноастрономическом аспектах. Особенно заметно увеличение за последние годы количества и повышение качества наблюдательных и теоретических работ, посвященных звездному ветру и его взаимодействию с околозвездной средой.

Конечно, сверх- и гипергиганты интересны и просто как всякое сочетание редкого и экстремального. Но их значимость не только в их малочисленности. Мы имеем дело со звездами на пределе возможности существования как равновесных образований, что делает их хорошими лабораториями для изучения физики и динамики звездных атмосфер и ветров. В их протяженных и хорошо структурированных атмосферах такие феномены, как турбуленция, градиенты поля скоростей выражены гораздо сильнее, чем у обычных горячих звезд меньшей массы. Рост темпа потери вещества со светимостью у белых гипергигантов обеспечивается увеличением плотности ветра, а не его скорости (Stahl et al., 1991). Последняя даже убывает со светимостью, и в предельных случаях звезда оказывается окруженной почти неподвижной (относительно нее) газово-пылевой оболочкой. Рассеяние света на околозвездной пыли иногда позволяет как бы "приблизиться" к звезде и рассмотреть ее ближайшее окружение с разных сторон, - в самое последнее время такие уникальные наблюдения были выполнены с помощью HST для IRC+10420 (Humphreys et al., 2002) и т?Саг (Smith et al., 2002).

Сверх- и гипергигантам принадлежит ведущая роль в обеспечении галактического метаболизма. Они поставляют в межзвездную среду тяжелые элементы и механическую энергию, влияют на звездообразование в тесных звездных комплексах, их излучение ионизует межзвездый газ и нагревает межзвездную пыль. Наличие пылевого инфракрасного избытка служит одним из критериев принадлежности гипергиганта к LBV.

Гипергиганты, будучи ярчайшими звездами в содержащих их галактиках, естественно привлекают внимание и как индикаторы расстояний до этих галактик. Около 30 лет назад Сэндидж и Тамман (Sandage & Tamman, 1974), критически рассмотрев с этой точки зрения звезды разных

Введение спектральных классов, рекомендовали пользоваться М-сверхгигантами. Только для этой подгруппы объектов абсолютная величина ярчайшей звезды галактики оказалась независимой от интегральной абсолютной величины последней. Голубые и белые гипергиганты, и особенно LBV, были признаны неудобными для оценки расстояний из-за большого разброса их абсолютных величин. Однако позднее были предложены и продолжают совершенствоваться методы определения индивидуальных абсолютных величин ОВА-сверх- и гипергигантов (Kudritzki, 1997; Kudritzki & Puis, 2000; Kudritzki et al, 2003). Они сочетают новейшие достижения в моделировании звездных атмосфер и ветров и в распространении спектроскопии высокого разрешения на все более слабые и все более далекие звезды. Применимость методики показана для галактик, удаленных по крайней мере на ЮМпк.

Сверхгиганты ранних спектральных классов остаются излюбленными объектами и в исследованиях строения и кинематики Галактики: их высокая светимость позволяет охватить однородными измерениями кинематических расстояний и спектральных параллаксов окрестности Солнца радиусом в несколько кпк. Они составляют подавляющее большинство объектов на расстояниях больших 1 кпк в классической работе Мюнча (Munch, 1957) по межзвездным линиям и в новейших обзорах межзвездных линий и полос (Galazutdinov h Galazutdinova, 2004). Гипергиганты и LBV из-за их малочисленности и пекулярности спектров реже используются как реперы расстояний, но как удаленные источники непрерывного спектра при изучении межзвездных деталей не менее пригодны, чем сверхгиганты. Появление каталога Hipparcos (ESA, 1997) резко увеличило количество измеренных параллаксов, но точность их измерения на расстояниях, превышающих 0.5 кпк, остается недостаточной, необходимо ее повышение по крайней мере на порядок величины. Это наглядно демонстрирует, например, работа de Zeeuw et al. (1999) по ближним ассоциациям. Иное дело лучевая скорость, - точность ее измерения не зависит от расстояния и ограничена лишь проницающей силой комбинации телескоп-спектрограф, которая в последние годы непрерывно нарастает за счет введения в строй новых ПЗС-эшелле спектрометров на больших телескопах.

Наконец, должна быть отмечена специфика нынешнего этапа изучения наших объектов. Бросается в глаза их особая "отзывчивость" на прогресс в технике спектроскопии. За увеличением рабочего интервала длин волн,

Введение спектрального разрешения, отношения сигнал-шум следует не просто более детальное описание известных эффектов, более точные оценки стандартных параметров, но открытие как новых непредвиденных эффектов у хорошо изученных объектов, так и самих объектов с новыми необычными свойствами.

Таким образом, из вышесказанного очевидны актуальность, важность и перспективность исследования горячих звезд наивысшей светимости средствами спектроскопии высокого разрешения.

1.3 Цели работы

Как сказано выше, исследование совпало по времени с методической перестройкой звездной спектроскопии, тремя основами которой явились эшелле-спектрометр, матрица ПЗС и полная компьютеризация обработки спектров. Поэтому прежде всего было необходимо оптимизировать вновь создаваемую в САО спектральную аппаратуру высокого разрешения и программы обработки для детального описания спектров горячих звезд высокой светимости.

Следующая задача - получение качественного спектрального материала и тщательная его обработка. Результаты обработки должны быть сопоставимы с модельными расчетами звездных спектров и обеспечивать их коррекцию. Последовательность задач логическая, но не технологическая: исследование спектрометров, выявление и компенсация их погрешностей, модификация компьютерных программ проводились без отрыва от исследования звезд. По существу рутинная обработка вновь получаемых спектров всегда имела и исследовательскую составляющую.

Основные задачи, связанные с кинематикой атмосфер и ветров сверхгигантов, были поставлены еще в фотографическую эпоху их исследования. Это: уточнение соотношения нестационарного расширения и пульсаций и прослеживание его изменения со светимостью (при переходе от сверхгигантов к гипергигантам); поиск в наземных спектрах ветровых деталей, несущих информацию, поставляемую заатмосферной спектроскопией; - спектроскопический мониторинг на временной шкале от дней до нескольких лет.

Введение

Преимущества ПЗС-эшелле спектроскопии применительно к сверхгигантам проявились не в привлечении новых, более слабых объектов, а в расширении спектрального диапазона и охвате измерениями ббльшего числа слабых линий.

Напротив, в случае гипергигантов важнее была возможность расширить группу исследуемых объектов. Уже одиночные спектры часто обнаруживают их сходство с LBV, в частности, наличие в профилях сильных линий дискретных абсорбционных компонентов (DAC), но, как и для сверхгигантов, решающую роль играет мониторинг. Необходимо, в частности, было выяснить: обладают ли гипергиганты специфической LBV-переменностью и насколько для них типичен феномен перемещения DAC по широким ветровым абсорбциям.

Не менее очевидна также актуальность поиска новых галактических гипергигантов и LBV: их так мало, но они так выразительны, что каждый новый объект может оказаться ключевым в понимании их природы.

С другой стороны, недавно, уже в ходе выполнения наблюдательной программы, выяснилось, что спектральные особенности гипергигантов могут имитироваться пекулярными звездами более низкой светимости, прежде всего post-AGB-звездами. Следовательно необходимо искать новые, уникальные спектроскопические особенности гипергигантов и маломассивных сверхгигантов, а также надежные способы определения расстояний до них.

Основные цели работы заключались в следующем:

Разработка методики использования спектров, получаемых на БТА и 1-м телескопе САО, и участие в адаптации программ обработки спектров.

Получение спектрального материала, пригодного для проверки и коррекции новейших концепций эволюции массивных звезд, сопоставления с моделями атмосфер и звездного ветра, выявления новых интересных эффектов и объектов.

Исследование движений в звездных атмосферах, в частности соотношения нестационарного расширения и пульсаций.

Введение

Поиск в наземных спектрах ветровых деталей, несущих информацию, обычно поставляемую заатмосферной спектроскопией.

Спектроскопический мониторинг на временной шкале от дней до лет.

Поиск новых галактических гипергигантов и LBV.

1.4 Основные результаты и их достоверность

В ходе выполнения работы получены следующие основные результаты и выводы:

Разработана и внедрена методика анализа ПЗС-эшелле спектров, позволяющая получать скорости по отдельным деталям сложных профилей с погрешностями на уровне 0.1 - 1км/с.

Создана и апробирована система эффективных длин волн для ранних сверх-и гипергигантов.

За последние 10 лет получено и обработано около 200 ПЗС-спектров с разрешением от R—15000 до R—80000 для 20 объектов. Материал архивирован в виде спектральных атласов.

Для исследованных сверх- и гипергигантов найдены лучевые скорости их центров масс (по визуальным спутникам, принадлежности к звездным группировкам, инфракрасным эмиссиям в спектрах), которые были введены в качестве нуль-пунктов в системы лучевых скоростей, измеренных по различным спектральным деталям.

Получены прямые спектроскопические свидетельства пульсаций сверхгигантов, а также одновременного присутствия в их атмосферах восходящих и нисходящих потоков газа.

Обнаружены дискретные абсорбции ветровой природы в оптических спектрах сверх- и гипергигантов. Выявлена несферичность и нестационарность ветров и упрощение их геометрии и кинематики с ростом светимости.

Обнаружены продолжительные (до 200 дней) перемещения дискретных депрессий на широких ветровых абсорбциях в спектрах 6 Cas

Введение (АЗЫ)), HD 168607 (B9Ia-0), HD 183143 (B7la-0), свидетельствующие о регулярных выбросах оболочек или сгустков вещества. Этот эффект, известный у Р Cyg и других голубых гипергигантов, оказывается типичным также и для белых гипергигантов.

Список 6 ярких белых гипергигантов, доступных для наблюдений на БТА, пополнен 2 новыми объектами: HD 183143 и IRC +10420. К единственной LBV северного неба, Р Cyg, добавлены два новых объекта: HD168607 и HD168625.

Исследованы спектры нескольких звезд умеренных масс и светимо-стей (post-AGB, В[е] и др.), трудно отличимые от спектров гипергигантов. Обращено внимание на остроту проблемы спектроскопической "мимикрии" для объектов Галактики и приведены примеры ее разрешения.

1.5 Положения, выносимые на защиту

Создание и внедрение в астрофизическую практику системы эффективных длин волн для ранних сверх- и гипергигантов.

Результаты спектральных наблюдений. Создание 5 спектральных атласов для сверхгигантов, гипергигантов и кандидатов в LBV.

Разработка методики и результаты определения системной лучевой скорости для сверх- и гипергигантов.

Получение прямых спектроскопических свидетельств пульсаций сверхгигантов, а также присутствия в их атмосферах восходящих и нисходящих потоков газа.

Обнаружение несферичности и нестационарности ветров сверх- и гипергигантов, вывод об упрощении пространственно-временных характеристик ветра с ростом светимости звезды.

Вывод о существовании у белых гипергигантов регулярных выбросов оболочек или сгустков вещества.

Доказательства принадлежности HD 183143 и IRC+10420 к типу белых гипергигантов.

Введение

Доказательства принадлежности HD168607 и HD168625 к типу LBV.

Результаты исследования проблемы спектральной "мимикрии" сверхгигантов типа post-AGB, В[е], LBV.

1.6 Научная новизна и практическая ценность работы

В работе сформулирована и решена задача - исследование нестационарности звезд предельно высокой светимости, LBV и гипергигантов, методами оптической спектроскопии.

В 1992-2002 г.г. на 6-м и 1-м телескопах САО систематически выполнялась программа спектроскопии высокого спектрального разрешения ранних сверх- и гипергигантов. Сама задача исследования кинематики звездного ветра средствами наземной спектроскопии была новой на момент ее постановки. Новыми также являются: весь наблюдательный материал спектральные атласы, система эффективных длин волн, внесение нульпунктов в системы лучевых скоростей обнаружение прямых свидетельств пульсаций, неоднородности и расширения атмосфер представление о "порывистом" ветре гипергигантов. Вывод о том, что перемещение дискретных абсорбционных компонентов по широким ветровым абсорбциям является следствием регулярных выбросов оболочек или сгустков вещества выявление нестабильности и несферичности ветров сверхгигантов для избранных звезд предельно высокой светимости. Вывод об "упрс-ЩЄ-нии" геометрии и кинематики ветра с ростом светимости обнаружение новых гипергигантов и LBV исследование явления спектральной "мимикрии" и предложенная комплексная методика ее распознавания.

Введение

1.7 Структура диссертации

Диссертация состоит из 6 глав, Заключения, списка цитируемой литературы и Приложения.

В первой главе сформулированы цели работы, ее новизна, практическая ценность, результаты, выносимые на защиту. Оговорен личный вклад автора, описаны апробация работы и структура диссертации.

Во второй главе кратко описаны методы наблюдений и обработки спектрального материала. Представляемая диссертационная работа выполнена на рубеже двух эпох наблюдательной звездной спектроскопии, фотографической и с матрицами приборов зарядовой связи (ПЗС). В работе использовано более 400 спектрограмм, полученных на фотопластинках, и около 200 ПЗС-спектров с разрешениями от 15000 до 70000. Первые получены и обработаны по традиционной, устоявшейся методике, вторые -одновременно с быстрым совершенствованием конструкций спектрометров и программ обработки двумерных спектров. Поэтому в данной главе рассмотрены выгоды и издержки перехода на новую наблюдательную технику с учетом методических требований, диктуемых спецификой спектроскопии ранних звезд высокой светимости.

Важнейшими особенностями исследуемых звезд являются протяженность, неоднородность и нестационарность их атмосфер и ветров. При решении таких задач, как описание поля скоростей в атмосфере и ветре или оценка темпа потери звездой вещества, на первый план выдвигаются данные о лучевых скоростях, дифференциальных сдвигах и аномалиях профилей линий. То есть извлекаемая из спектров информация должна быть комплексной, позиционно-фотометрической.

Исследование нестационарных горячих сверх- и гипергигантов постоянно связано с выявлением слабых спектральных деталей или малых временных изменений формы профиля линии. Еще 15 лет назад такая задача могла считаться "предельной" уже для звезды 6-й величины: обнаружение на ее спектрограмме, полученной с помощью ОЗСП, детали шириной 0.3 А и глубиной 0.02 по затратам наблюдательного времени было равноценно регистрации на фотопластинке в прямом фокусе 6-м телескопа звезды 24-25~й величины. Проблема светосбережения за счет повышения эффективности спектрографа актуальна и сегодня, но в "фотографическую эпоху" она была особенно острой.

Введение

Методический прогресс в звездной спектроскопии, основанный на замене фотопластинки матрицей ПЗС, проявился прежде всего в резком увеличении чувствительности, разрешения и динамического диапазона, что облегчило выявление инструментальных сдвигов линий с помощью теллурических абсорбции. Описаны процедуры их коррекциии, приведены реальные точности измерений лучевых скоростей по ПЗС-эшельным спектрам. Для звезд со спокойными атмосферами и резкими линиями в спектрах ошибка измерения скорости снижена до нескольких десятков м/с, для основных объектов программы по одной линии или ее компоненту скорости обычно измерялись с ошибками от 0.5 до 2 км/с.

Первичная обработка ПЗС-изображений эшельных спектров, использованных в диссертации, проводилась в контексте ECHELLE системы MIDAS. Сотрудниками Лаборатории астроспектроскопии САО разработана последовательность процедур, оптимизирующих обработку двумерных эшелле-спектров высокого разрешения, в том числе и спектров, полученных с применением резателя изображений (Юшкин, 2002; Панчук и др., 2003).

Дальнейшая обработка выполнялась с помощью специализированной программы DECH, разработанной Галазутдиновым (1992) при участии сотрудников Лаборатории астроспектроскопии САО, в том числе и автора диссертации. В этой программе, в частности, реализован компьютерный вариант осциллоскопического компаратора^-, положения спектральных деталей находятся совмещением прямого и зеркального изображений профиля линии.

В этой же главе особое внимание уделено построению системы стандартных длин волн. Всего в интервале 3800-10000 А апробировано и уточнено около 200 значений стандартных (в том числе эффективных) длин волн звездных линий, пригодных для работы со спектрами высокого разрешения белых сверх- и гипергигантов.

Следующая фундаментальная проблема - проблема системной скорости объекта. Для всех исследованных звезд лучевые скорости, найденные по различным атмосферным и ветровым линиям (или их деталям), в большей или меньшей степени отличаются друг от друга. Кроме того все значения лучевой скорости изменяются со временем. Интерпретация полученных данных требует введения в каждый набор скоростей нульпункта - скорости центра массы звезды или т.н. системной скорости, V_sys. Практиковались

Введение следующие косвенные способы ее оценки: использование принадлежности объекта к звездной группировке или наличия у него визуального спутника, выявление в межзвездных абсорбциях околозвездных компонентов, использование стационарных оболочечных эмиссий в спектре объекта, использование длинных рядов измерений Vr по фотосферным абсорб-циям.

Важным элементом исследования была количественная спектральная классификация. Некоторые из изученных объектов классифицированы впервые, для других спектральные классы и абсолютные величины уточнены. Процедура классификации модифицирована в связи с использованием спектров высокого разрешения и более длинноволновой, чем обычно, области длин волн.

Изготовление спектрального атласа - хороший способ архивизации наблюдательного материала в обобщенном виде. Потребность в атласах возрастает с расширением наблюдательных возможностей. В настоящее время она весьма высока. Методический прогресс сказывается непосредственно -увеличение спектрального диапазона, разрешения, отношения сигнал/шум позволяет повысить качество атласов, и косвенно - становятся доступными новые, необычные объекты. Обе эти тенденции отражены в наших атласах, представленных в Приложении к диссертации.

Третья глава посвящена исследованию полей скоростей в атмосферах горячих сверхгигантов, здесь описаны основные подходы и результаты исследований, основанных на многолетнем спектральном мониторинге.

В 1-м разделе главы приведены результаты спектроскопии 6~ти "убегающих" О-звезд. В их числе были две известные спектрально-двойные: HD 12323 и оптический компаньон рентгеновского источника CygX-І. Ни для одной из остальных 4-х звезд не выявлено искомых строго периодических колебаний лучевых скоростей. Напротив, более высокая точность измерений позволила признать ложной двойственность, найденную у некоторых объектов. В то же время показано, что переменность лучевой скорости, по крайней мере для сверхгигантов, реальна, она интерпретируется как отражение пульсаций подфотосферных слоев звезды. В связи с этим исходная задача была переформулирована: в обнаружении маломассивных спутников "убегающих" О-звезд могут помочь вариации дифференциальных сдвигов линий. При значительном эксцентриситете орбиты спутник

Введение может стимулировать своим гравитационным возмущением регулярно повторяющееся увеличение сдвигов линий и появление их асимметрии.

Показано, что кроме движений в нижних слоях атмосферы средствами наземной спектроскопии можно исследовать и движения в основании ветра, куда заходят области формирования наиболее сильных линий На и Неї 5876. Для а Cam, превосходящей по светимости другие объекты программы, кинематическая ситуация прослеживается по крайней мере до уровня, где скорость расширения достигает 0.3 от предельной.

Во 2-м разделе 3-ей главы обсуждаются основные результаты спектроскопии трех сверхгигантов В9-А0: HD 21291, HD 21389 и HD 223960. Эти объекты выделяются среди белых сверхгигантов более определенным сходством с пульсирующими переменными. Представленные в первом приближении как сферически-симметричные, поля скоростей в их атмосферах описаны с помощью "кинематических разрезов" - зависимостей лучевых скоростей для отдельных линий от оптических глубин их формирования. Радиальные градиенты скорости изменяются как с глубиной в атмосфере, так и со временем. Атмосферы охвачены квазипериодическими колебательными движениями относительно центров масс звезд. Самые верхние слои колеблются независимо от глубоких и промежуточных слоев, которые движутся более или менее синхронно. В основании ветра пульсации сменяются нестационарным расширением. Гармонический анализ рядов наблюдений показал, что квазипериоды колебаний для HD 21291 и HD 21389 близки. При этом и период и амплитуда колебаний основных слоев атмосферы HD 21389 оказались весьма устойчивыми. Они оставались неизменными по крайней мере 30 лет, со времени наблюдений Абта (АЫ, 1957).

Далее представлены результаты анализа долговременных, почти 30-летних, наблюдений сверхгиганта /5 Ориона - ключевого объекта в исследованиях полей скоростей в атмосферах белых сверхгигантов. Для него наиболее надежно определена скорость центра массы звезды, что позволило разрешить дилемму, возникшую еще в фотографическую эпоху: что мы наблюдаем, - нестационарное расширение атмосферы по всей доступной наблюдениям глубине или расширение верхних слоев в сочетании с колебаниями нижних относительно стационарного состояния? Получено прямое свидетельство реализации второго варианта. Первоначально, на основе фотографического спектрального материала, был сделан вывод о нестационарном, но радиально симметричном расширении атмосферы /9 Ориона

Введение с возрастающей наружу скоростью. Но появившаяся возможность фиксации формы профилей и ее изменений со временем привела к отказу от представления о температурной однородности поверхности звезды и о сферически-симметричном ветре. Чтобы объяснить наблюдаемую асимметрию линий, пульсационные движения в слоях их формирования дополнены системой восходящих и нисходящих потоков. Показано, что крылья сильнейших абсорбции реагируют своей протяженностью и глубиной на изменение кинематической ситуации в основании ветра.

Наиболее интересное из вновь обнаруженных явлений - внезапные появления и эволюция высокоскоростных абсорбционных составляющих профилей На и Н/3. Этот феномен, кроме /3 Ori, известен еще у двух подобных сверхгигантов: HD 96919 (B9Ia) (Kaufer et al., 1996b) и HD 21389 (АО la) (Morrison, 1998). Предполагается, что в основаниях их ветров имеются дисковые или кольцевые образования, которые, будучи неустойчивыми, порождают радиальные структуры типа струй или петель. В результате осевого вращения звезды время от времени перед ее диском на луче зрения оказывается колонка уплотненного вещества с большим градиентом скорости того или иного знака (Israelian et al., 1997).

Представлены также наблюдательные факты, указывающие на связь атмосферных и ветровых структур и процессов.

В четвертой главе исследованы спектры белых гипергигантов. Наблюдениями охвачены все звезды, для которых в С АО возможна спектроскопия высокого разрешения, причем к известным добавлено два новых объекта: HD182143 (В71а-0) и IRC+10420 (A3: 1а-0).

Для 6Cas (А2.51а-0), которой посвящен 1-й раздел главы, V_sys найдена по ее визуальному спутнику и принадлежности к ассоциации CasOB5. Спутник, в 10 раз более слабый по сравнению с главным компонентом пары и отстоящий от него всего на 1.6, оказался односпектровой спектрально-двойной 09.81b. Спектры того же качества, что и для самой 6Cas, были получены для 21 звезды в районе ассоциации, из них членами ассоциации были признаны 16.

В нижних слоях атмосферы 6 Cas выявлены колебательные движения с характерным временем 1-2 месяца, переходящие в расширение более высоких слоев. В отличие от сверхгигантов наблюдается рост лучевой скорости с остаточной интенсивностью абсорбции, Vr(r), для линий Fell ("железный прогресс" - по аналогии с бальмеровским). Профили абсорбции асиммет-

Введение ричны: синее крыло вытянуто и углублено дополнительными депрессиями - тем сильнее, чем линия глубже. Локальные депрессии, отстоящие от ядер линий на десятки км/с, еще яснее (и на тех же скоростях) видны в профилях Н/3 и На. Установлено, что они перемещаются от фотосферной части профиля к его синей границе. Отдельные абсорбционные компоненты прослежены до 200 дней, за это время скорость расширения возрастает до 180 км/с. Этот феномен, первоначально открытый у PCyg, по-видимому, типичен для ранних гипергигантов. Он описан у звезд О и ранних подклассов В (Rivinius et al, 1997) и у звезды AOIa-0 HD 92207 (Kaufer et al., 1996а). 6Cas пока остается самым холодным гипергигантом, у которого он обнаружен. Что касается пробела в области поздних подклассов В, то перспективными для его заполнения представляются рассматриваемые ниже HD 183143, HD168607 и HD168625.

Во 2-м разделе главы в центре внимания медленные мощные ветры HD183143 (В71а-0) и Cyg0B2-№l2 (В51а-0).

Первый из объектов, HD183143, впервые причислен к гипергигантам на основе: больших интенсивностей эмиссии На и абсорбции 017773 А, специфического сочетания больших дифференциальных сдвигов линий и их асимметрии (как и у 6Cas, лучевая скорость, определенная по крыльям линий, меньше, чем скорость, определенная по их ядрам), - высокого уровня фотометрической и спектральной переменности (большие амплитуды изменений лучевых скоростей и спектрального клас са), а также в соответствии со светимостью, найденной через кинематическое расстояние: d > 1.5 кпк, Mv < —80. Оценка расстояния сделана по лучевым скоростям самой звезды и облаков межзвездного газа на луче зрения.

Прямой Р Cyg-профиль На с широкими томсоновскими крыльями переменен. В сезоне 1997 г. за 3 месяца минимум абсорбционного компонента сместился по оси Vr на —110 км/с, - возможно, наблюдался тот же эффект, который более подробно прослежен у 6Cas. Для профиля На у HD 183143 характерно также частое появление наряду с синесмещенными почти несмещенных и даже красносмещенных абсорбционных компонентов. Подобная смена прямого Р Cyg-профиля инверсным и даже совмещение их деталей в одной линии отмечены у LBV в фазах максимального

Введение визуального блеска, т.е. именно тогда, когда их спектры становятся похожими на спектры белых гипергигантов (Wolf & Stahl, 1990; Stahl et al., 2003).

Для Cyg ОВ2-№12 спектры высокого разрешения получены впервые. По ним проведено детальное отождествление линий, с использованием нестандартных критериев, базирующихся на линиях красной области спектра, выполнена количественная спектральная классификация (в 2001-03 г. г. спектральный класс В4.9±0.4), измерены лучевые скорости. Звезда принадлежит к уникальной ассоциации CygOB2, возможного молодого шарового скопления Галактики. К сожалению для других его членов лучевые скорости, на которые можно было бы опереться при оценке V_sys, пока не известны. V_sys для CygOB2-№ 12 найдена по близким звездам и областям НИ, красносмещенным компонентам межзвездных линий Nal и КЇ, а также по стационарной оболочечной эмиссии Fell в спектре самой звезды.

Основные черты профиля На, отражающие особенности ветра Cyg ОВ2-№12: протяженные томсоновские крылья, мощная почти симметричная эмиссия со срезанной вершиной и слабой переменной депрессией на коротковолновом склоне (она прослеживается до скорости расширения 150 км/с, этого же предела достигают синие крылья сильных асимметричных абсорбции).

Как и у HD 188143, в верхней части профиля На имеются инверсии интенсивности, свидетельствующие о неоднородности ветра: кроме быстрой сферически-симметричной фракции в нем присутствует вещество, неподвижное относительно звезды или даже падающее на нее. Возможно, медленная фракция ветра вносит вклад и в профили наиболее сильных абсорбции.

IRC +10420 (обозначение из первого инфракрасного обзора неба) стоит особняком среди остальных гипергигантов. Сочетание имеющихся наблюдательных данных уникально и противоречиво: с одной стороны, большие удаленность и светимость, инфракрасный избыток, непосредственно наблюдаемая пылевая оболочка и быстрая эволюция спектра от F81 к А21а-0, сближающие объект с выдающейся LBV Галактики 7?Саг; с другой, у многих линий в спектре вместо привычных ветровых - инверсные Р Cyg-

Введение профили, говорящие об аккреции. Выли даже попытки трактовки объекта как маломассивной звезды в стадии протопланетарной туманности.

Для IRC +10420 с 1992 по 2000 г. г. получено 7 ПЗС-спектров с разрешениями R=15000 и 20000. За это время визуальная и ближне-инфракрасная части спектра существенно не изменились, в них содержатся; абсорбции, характерные для сверхгиганта А, сильные двухпиковые эмиссии На, Н/5 и инфракрасного триплета Call, одиночные запрещенные и разрешенные эмиссии ионов группы железа и эмиссионно-абсорбционные линии с инверсными Р Cyg-профилями. По спектрам 1995-96 г. г. спектральный класс оценен как А5, по последним спектрам - как А2, т.е. с учетом первой оценки (F8 по Humphreys et al., 1973) температура звезды повысилась за четверть века на 3000 К,

Лучевые скорости, полученные по разным линиям и их компонентам, варьируются от группы к группе так же сильно, как профили линий. Средние значения Vr для чистых эмиссий и абсорбции, а также для нижних частей эмиссионных профилей Но; и Н/?, близки к V_sys, найденной по радио- и И К-линиям молекул в оболочке IRC +10420. Узкие реабсорбции в профилях водородных линий и сильнейшие абсорбции FeII(42) со слабыми эмиссионными компонентами уже показывают небольшую скорость сжатия, а измеренная по абсорбционным компонентам инверсных Р Cyg-профилей она достигает 40 км/с. В то же время ширины эмиссий дают скорость расширения в ветре около 50 км/с.

Большим подспорьем в истолковании необычного спектра IRC +10420 стало недавнее получение с помощью HST прямых снимков окружающей звезду пылевой оболочкии, спектров отдельных ее участков и основанная на них "дождевая" модель ветра (Humphreys et al., 2002). Ветер медленный, сферически-симметричный и плотный, в основании он непрозрачен в континууме и образует псевдофотосферу. К ней и относятся наши оценки спектрального класса - наблюдается не эволюционное перемещение звезды по диаграмме ГР, а лишь потепление и просветление псевдофотосферы. Над ней сосуществуют собственно ветер, расширяющийся со скоростью до 50 км/с, и падающее вниз в виде "капель" вещество, выброшенное звездой на стадии красного сверхгиганта, но полностью не потерянное ею. В этих "каплях дождя" водород нейтрален, а металлы ионизованы, и именно в них формируются депрессии двухпиковых эмиссий и абсорбционные компоненты инверсных Р Cyg-профилей.

Введение

В заключение этой главы отмечено, что концепция стабильного и сферически симметричного ветра, справедливо отвергнутая для сверхгигантов, для белых гипергигантов кажется приемлемой как первое приближение, хотя и с большими оговорками. Имеется в виду главная, фоновая составляющая ветра, порождающая широкие абсорбционные "корыта" (trough) Р Cyg-профилей На в спектре 6 Cas, деформируемые движущимися углублениями, и почти симметричные колоколообразные профили На у CygOB2-№12; а у IRC+10420 зарегистрированная непосредственно. Из сопоставления профилей На в спектрах сверхгиганта /3 Ori и гипергигантов HD 183143 и IRC+10420 следует упрощение геометрии и кинематики ветра с ростом светимости. А на примере 6 Cas и /ЗОгі, для которых мы располагаем наиболее длинными, многолетними рядами наблюдений, можно видеть, что ветер гипергиганта не только однороднее, но и стабильнее ветра сверхгиганта.

Как известно, со светимостью нарастает темп потери звездой вещества, - за счет увеличения плотности ветра, т.к. скорость его снижается. Именно такая корреляция получена по нашим объектам. Предельная скорость истечения, зафиксированная по абсорбции На, и темп потери массы (по литературным данным) соотносятся следующим образом:

6 Cas: 200 км/с и 0.7 х 1О-⁶9Я₀/год (Kudritzki et al., 1999), CygOB2-№12: 150км/с и 4 x Ю-⁵9Я₀/год (White к Becker, 1983),

IRC +10420: 50 км/с и 5 X 1О-⁴ШГ₀/год (Humphreys et al, 1997).

Пятая глава в основном посвящена HD168607 и HD 168625. Как и объекты предыдущей главы они относятся к белым гипергигантам, но вместе с тем имеют отчетливые признаки LBV. Интерес к ним усиливает принадлежность к одной звездной группировке (ассоциации Ser OBI) и близость на небе: HD168607 и HD168625 отстоят друг от друга всего на 1 угловую минуту.

В первом разделе главы представлены новые наблюдательные факты, говорящие о пространственной близости HD168607 и HD 168625. Основные из них следующие: отчетливые спектроскопические проявления очень высокой светимости у обеих звезд, одинаковое межзвездное покраснение,

Введение совпадение лучевых скоростей центров масс звезд, совпадение профилей межзвездных линий и DIB и найденных по ним лучевых скоростей.

Новые спектроскопические данные также указывают на связь этих гипергигантов с комплексом М 17 и повышают вероятность того, что они образуют физическую пару.

Затем обосновывается причисление HD168607 к LBV низкой светимости. Фотометрические аргументы вполне убедительны: колебания блеска с амплитудой 03 вызваны в основном вариациями непрозрачности ветра, которые проявляются и в изменениях цвета, характерных для LBV-перемнности (van Genderen et al., 1992, Sterken et aL, 1997). Теперь свидетельства изменения температуры в основании ветра получены также в результате 10-летнего спектроскопического мониторинга HD 168607, который частично перекрывается имеющейся кривой блеска. При поярчании звезды всего на 0!"2, связанном с уплотнением ветра, сильные абсорбции Не! и Sill реагируют на него с одной стороны вытягиванием и углублением синих крыльев, а с другой - таким изменением центральных глубин, которые свидетельствуют об охлаждении основания ветра. Кроме того обращает на себя внимание подобие спектров и характера их вариаций у HD168607 и эталонных LBV низкой светимости, в частности у HRCar вблизи максимума блеска (Szeifert et al., 2002; Machado et al., 2002). Только что отмеченная реакция на изменение температуры у них одинакова. Другие важные черты сходства: в спектре одновременно присутствуют две контрастирующих друг с другом группы линий; фотосферные абсорбции и сильные ветровые линии с Р Cyg-профилями; абсорбционные составляющие последних расщеплены на несколько компонентов, которые независимо от интенсивности линии фиксируют в ветре один и тот же набор выделенных скоростей; этот набор изменяется со временем при сохранении характерного взаимного сдвига основных компонентов, близкого к 75 км/с.

На сегодняшний день HD 168607 - самая малоамплитудная LBV.

Что касается HD168625, то она причислена к LBV исключительно благодаря окружающей ее газово-пылевой оболочке, оставшейся от предшествующей фазы эруптивной активности. Сегодня ни фотометрия, ни спектроскопия не выявляют у самой звезды признаков LBV, ее перемен-

Введение ность не превышает среднего уровня переменности белого гипергиганта. При описании особенностей спектра HD 168625 основное внимание уделено эмиссионно-абсорбционному профилю На. Как и в случае HD183143, недостаточно регулярные наблюдения позволяют пока только заподозрить "феномен Р Cyg" - перемещение дискретных углублений по синему крылу На - и выделить обе эти звезды как перспективные объекты для изучения этого феномена. HD160529 (А21а-0) привлечена также как эталонная LBV, температура и светимость которой сближаются иногда с таковыми для HD 168607, ~ в противоположность HRCar - не в максимуме, а в минимуме блеска. С HD168607 ее сближает также отсутствие ИК-избытка и околозвездной туманности. По двум ПЗС-спектрам высокого разрешения (особенно ценен один из них, полученный вблизи минимума блеска) описаны профили и найдены лучевые скорости для линий обеих групп, - псевдофотосфер-ных абсорбции и ветровых линий с Р Cyg-профилями. Сходство, а также и расхождения в деталях профилей и зависимостей Vr(r) еще раз подтверждают отнесение HD 168607 к LBV и обогащают наши представления о геометрии и кинематике ветра малоамплитудных LBV.

Завершают главу 5 результаты спектроскопического мониторинга AS 314 (АО.51), звезды с пылевым ИК-избытком и спектром, очень похожим на спектр HD 168607. Природа и эволюционный статус этого объекта нуждаются в уточнении. Полученные данные противоречивы. Судя по многочисленным Р Cyg-профилям Fell, ветер у AS 314 медленнее, а светимость, оцененная по триплету 017773 А, выше, чем у HD 168607. Но штарковские крылья HS слишком широки для гипергиганта. Кроме того, звезду можно считать гипергигантом только при ее удалении не менее, чем на 10 кпк (Miroshnichenko et al, 2000), но малое межзвезное поглощение, слабость DIB, профили межзвездных линий и найденная по ним лучевая скорость соответствуют гораздо меньшему расстоянию. С положением звезды в Галактике не согласуется лучевая скорость самой звезды. Наконец, обращает на себя внимание и сходство спектров AS 314 и LS3591, звезды в стадии post-AGB (Venn et al., 1998). He исключено, что мы имеем дело со спектроскопической "мимикрией" под гипергигант звезды меньших массы и светимости.

В шестой главе рассмотрено несколько дополнительных примеров спектроскопической "мимикрии". Они получены в ходе выполнения про-

Введение грамм исследования Ве-звезд с теплой пылью, уникальной симбиотиче-ской звезды MWC 560 и post-AGB-звезд, проводившихся в САО с той же аппаратурой и методикой обработки спектров, которые использованы при исследовании сверх- и гипергигантов.

Проблема состоит в том, что спектры звезд, различающихся по массе и стадии эволюции, оказываются похожими, а иногда и трудно различимыми. При известной неопределенности в оценках расстояний в Галактике за гипергигант может быть принят - по его спектру - объект более низкой светимости с мощным ветром. Это касается именно гипергигантов с их пекулярными и разнообразными спектрами - сверхгиганты населения I вполне уверенно идентифицируются по их однотипным спектрам. Определение эволюционного статуса звезды заставляет находить и сопоставлять разнообразные параметры: положение в Галактике, светимость, распределение энергии в спектре, особенности химического состава, картину лучевых скоростей в атмосфере.

В[е]-звезды AS 78 и MWC657, спектроскопия и фотометрия которых осуществлена большим коллективом наблюдателей на нескольких обсерваториях (Miroshnichenko et al., 2000), при светимости в 100 раз меньшей, чем у голубых гипергигантов, не уступают им в темпе потери массы. Предполагается, что мощный ветер инициирован наличием у обеих звезд спутников. Так же, как у гипергигантов, в их спектрах эмиссионные и эмиссионно-абсорбционные линии HI, Fell и др. сочетаются с абсорбция-ми Неї. Но у AS 78, например, На , имеющая типичный для гипергиганта Р Cyg-профиль, интенсивнее и шире, чем у самого прототипа, PCygni, его абсорбционный компонент простирается до —500 км/с. Абсорбционные части Р Cyg-профилей Fell расщеплены, как у HD168607, но их компоненты раздвинуты на 150 км/с, MWC 314 даже по светимости приближается к гипергигантам (Miroshnichenko et al., 1998), в спектре, описанном Chentsov et al. (1999), также доминируют эмиссии низкого возбуждения, а абсорбции N11, АНИ и др. позволяют уверенно оценить спектральный класс (ВЗ). Но скорость, оцененная по синим краям Р Cyg-абсорбций Не I, достигает —800 км/с. Абсорбции смещены относительно эмиссий на 40 км/с, что также указывает на двойственность. Т.е. у этих звезд спектроскопические проявления ветра сходны с таковыми у гипергигантов, но есть и отличие: скорость ветра аномально велика.

Спектроскопический мониторинг MWC560 в 1991-95 г. г. запечатлел

Введение эпизод тончайшей имитации той трансформации спектра, которая наблюдается у LBV при ее переходе от максимума к минимуму блеска. Если бы не знаменитые абсорбции, сформированные в направленной по лучу зрения струе газа и сдвинутые в синюю сторону на несколько тысяч км/с, спектр MWC560 1993-95 г. г. (V ру 10^5) вполне мог бы быть принят за спектр LBV в фазе минимума: континуум, соответствующий по цвету позднему подклассу В, и узкие эмиссии низкого возбуждения (Chentsov et al., 1997). Весной 1991 г. (V ?а 9 5) высокоскоростные абсорбции исчезли - струи подавлены уплотнившейся псевдофотосферой, - в спектре доминировали абсорбции, соответствующие спектральному классу А5 и расщепленные на несколько компонентов. Их профили очень напоминали таковые в спектрах HD168607 и HD160529. Но, как и в случаях В[е]-звезд, градиент скорости слишком велик для белого гипергиганта, около 400 км/с.

Из одиночных звезд наиболее близки к гипергигантам и LBV - не только по спектрам, но и по эволюционному возрасту, строению и кинематике оболочек - протопланетарные туманности (post-AGB-звезды). Высокоширотный маломассивный сверхгигант UUHer (Klochkova et al., 1997) по вариациям лучевой скорости (около 15 км/с) и профилю На со слабыми эмиссиями на обоих крыльях может быть сопоставлен только с белыми сверхгигантами типа HD 21389. Более интересна биполярная протопланетарная туманность, отождествленная с уникальной переменной V510Pup (Клоч-кова и Ченцов, 2004). Светимость звезды едва достигает уровня светимости сверхгиганта, но звезда при этом обладает ветром, параметры которого, -скорость, плотность, темп потери вещества - не уступают таковым для гипергигантов, и, естественно, спектром, подобным спектру таких гипергигантов, как HD168607 и HD 160529. Профили На, Н/3, а также многочисленных линии ионов металлов эмиссионно-абсорбционные типа Р Cyg. В отличие от рассмотренных случаев двойных систем, скорости расширения умеренные, - фиксируемые по ядрам абсорбции, они не превышают 40 км/с, а по вытянутым синим крыльям наиболее сильных линий, Nal, Fell, - 200 км/с. Основная особенность спектра V510Pup, позволяющая отличить его от спектров указанных гипергигантов, - аномально сильные абсорбции YII и других элементов s-нроцесса и околозвездные полосы системы Свана молекулы Сг-

В Заключении подведены итоги диссертации и намечены пути дальнейшего исследования звезд высокой светимости.

Введение

В Приложении приведены спектральные атласы для нескольких типов звезд высокой светимости (LBV, белые сверхгиганты, гипергиганты, симбиотическая звезда).

1.8 Апробация работы

В ходе выполнения работы постановка задач и полученные результаты многократно обсуждались на научных семинарах:

ОАО РАН

ИНАСАН

Крымской астрофиз. обе. (Украина)

Абастуманской обе. (Грузия)

Ин-та астрофизики и физики атмосферы (Эстония) обе. Рожен и секции астрономии АН (Болгария) обе. Потсдама и Зоннеберга (Германия). и международных конференциях: симпозиум МАС № 167 "Переменные звезды и звездная эволюция" (Москва, 1974)

3-я Европейская астрономическая конф. "Звезды и галактики в наблюдательном аспекте" (Тбилиси, 1975) рабочее совещание подкомиссии 7 "Астрономические инструменты" многостороннего сотрудничества соцстран (обе. Рожен, Болгария, 1979) совещание "Звездные скопления и эволюция звезд" (Свердловск, 1986) совещание "Звезды типа Вольфа-Райе и родственные им объекты" (Эльва, Эстония, 1986)

Введение международная конференция памяти Л. Лууда (Тыравере, Эстония, 1989) рабочая школа "Атмосферы звезд раннего типа" (Киль, Германия, 1991) международное совещание по проблеме "Физика и эволюция звезд. Звездный магнетизм" (Нижний Архыз, 1991) коллоквиум MAC №139 "Новое о звездных пульсациях и пульсирующих переменных звездах" (Ванкувер, 1992) совещание рабочей группы "Звездные атмосферы" (Киев, 1994) международная конференция "Астрофизические исследования" (Одесса, 1996) коллоквиум MAC № 169 "Переменные и несферичные ветры горячих звезд высокой светимости" (Хайдельберг, Германия, 1998. Автор представлял Россию в оргкомитете коллоквиума)

Ежегодные собрания Американского Астрономического Общества, 2001, 2002г.г.

Коллоквиум MAC № 187 "Exotic stars - as a challeges to evolution", Флорида, США, 2002 г.

Основные результаты работы отражены в 56 публикациях общим объемом 630 страниц, 49 из них написаны совместно с другими авторами.

Список основных публикаций автора:

Ченцов Е.Л., Снежко Л.И. Расширение атмосферы как причина дифференциальных сдвигов в спектре /ЗОгі. 1970, Сообщ. Спец. Астро-физ. Обсерв., №2, с.с. 3-59.

Снежко Л.И., Ченцов Е.Л. Применение моделей звездных атмосфер для определения эффективных длин волн триплетов Неї в звездных спектрах. 1973, Астрофиз. Исслед. (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв.), т, 5, с. 94-99.

Введение

Ченцов Е.Л. Новое свидетельство расширения атмосферы сверхгиганта /3 Ori., 1976, Астрофиз. Исслед. (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв.), т. 8, с. 128-131.

Ченцов Е.Л. Каталог параметров и признаков нестационарности для сверхгигантов О, В и А с V < 60. Сообщ. Спец. Астрофиз. Обсерв., 1978, №21, с. 5-78.

Ченцов Е.Л. HD 168607 - кандидат в объекты типа S Dor. 1980, Письма Астрон. ж., т. 6, с. 360-363.

Ааб О.Э., Бычкова Л.В., Копылов И.М., Кумайгородская Р.Н., Ченцов Е.Л. Спектроскопическое исследование оптической компоненты Лебедя Х-1. 1981, Письма Астрон. ж, т. 7, с. 417-421.

Ааб О.Э., Бычкова Л.В., Копылов И.М., Кумайгородская Р.Н., Ченцов Е.Л. Спектр оптического компонента Лебедя Х-1.1982, Астрофиз. Исслед. (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв.), т. 16, с. 3-11.

Барсукова Е.А., Лебедева И.А., Чаргейшвили К.Б., Ченцов Е.Л. Атлас спектров ранних сверхгигантов. 1982, Астрофиз. Исслед. (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв.), т. 16, с. 34-48.

Зверева Е.Б., Зейналов С.К., Ченцов Е.Л. О систематических движениях вещества в атмосферах сверхгигантов HD 21291 и HD 21389.1984, Астрофиз. Исслед. (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв.), т. 18, с. 29-36.

Соколов В.В., Ченцов Е.Л. Атмосфера сверхгиганта 6Cas. III. Дифференциальные сдвиги линий и аномалии профилей как проявления расширения атмосферы и потери ею вещества. 1984, Астрофиз. Исслед. (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв.), т. 18, с. 8-28-

Плачинда СИ., Ченцов Е.Л. Пульсации сверхгиганта 7Qyg с восьмидневным периодом изменения магнитного поля. 1985, Изв. Крымск. Астрофиз. Обсерв., т. 72, с. 120-124.

Зейналов С.Л., Мусаев Ф.А., Ченцов Е.Л. Атмосфера сверхгиганта a Cam. I. О профиле На. 1985, Астрофиз. Исслед. (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв.), т. 21, с. 3-7.

Введение

Добричев В.М., Ченцов Е.Л., Шхагошева З.У. Система стандартных длин волн для белых сверхгигантов. 1986, Астрофиз. Исслед. (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв.), т. 22, с. 59-63.

Зейналов С.К., Мусаев Ф.А., Ченцов Е.Л. К вопросу о спектральной двойственности 68 Лебедя. 1987, Письма Астрон.ж, т. 13, с. 223-227.

Киселев А.А., Кияева О.В., Ченцов Е.Л. Применение метода параметров видимого движения (ПВД) к определению орбит визуально-двойных звезд по короткой дуге. 1987, Соврем, астрометрия (по материалам 23-й астрометрии, конф.). Ленинград, с. 100-104,

Ченцов Е.Л. Наблюдательные свойства звездного ветра. 1988, Сообщ. Тартуской астрофиз. обе, №89, с. 188-181.

Ааб О.Э., Соколов В.В., Ченцов Е.Л. Спектроскопические исследования "убегающих" ОВ звезд. 1988, Сообщ. Тартуской астрофиз. обе, №89, с. 195-199.

Мусаев Ф.А., Ченцов Е.Л. К проблеме поиска двойственности "убегающих" 0-звезд. Дифференциальные сдвиги линий в спектре HD 188209. 1988, Письма Астрон. ж., т. 14, с. 530-536.

Мусаев Ф.А., Ченцов Е.Л., HD 12323 - тесная двойная в дорентгенов-ской стадии? 1989, Письма Астрон. ж., т. 15, с. 833-836.

Рзаев А.Х., Зейналов С.К., Ченцов Е.Л. Исследование нестационарности атмосферы звезды HD 21291. 1989, Кинематика и физика неб. тел, т. 5, с. 75-79.

Ааб О.Э., Ченцов Е.Л. Исследование массивных "убегающих" двойных ОВ-звезд. I. HD 188209. 1989, Астрофиз. Исслед. (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв.), т. 28, с. 44-58.

Ченцов Е.Л., Лууд Л.С. Интересная пара горячих звезд высокой светимости: HD 168607 и HD168625. 1989, Астрофизика, т. 31, с. 5-16.

Барсукова Е.А., Ченцов Е.Л. Атмосфера сверхгиганта 6Cas. IV. Спектр и лучевые скорости визуального спутника. 1990, Астрофиз, Исслед. (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв.), т. 29, с. 101-105.

Введение

Рзаев А.Х., Ченцов Е.Л. Сравнительные характеристики кудэ-спектрограс 2-м телескопа ШАО и Основного звездного спектрографа ВТА. 1991, Астрофиз. Исслед. (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв.), т. 31, с. 134-143.

Рзаев А.Х., Ченцов Е.Л. О методике измерения и редукции лучевых скоростей. 1991, Цирк. Шемахинской астрофиз. обе, №88, с. 3-9.

Рзаев А.Х., Ченцов Е.Л., Зейналов С.Л. Исследование нестационарности атмосфер сверхгигантов HD 21291 и HD 21389. 1991, Сообщ. Спец. Астрофиз. Обсерв., вып. 67, с. 5-14.

Рзаев А.Х., Ченцов Е.Л., Зейналов С.К. Спектроскопическое исследование квазипериодических движений типа пульсаций в атмосферах ранних сверхгигантов. I. HD 21389. Изменение лучевых скоростей со временем. 1991, Астрофиз. Исслед. (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв.), т. 34, с. 84-101. Rzaev A.Kh., Chentsov E.L. High dispersion spectroscopy of white supergiants HD 21389 and HD 21291. Stellar magnetism. St. Petersburg,

1992, p. 246-251.

29. Chentsov E.L. The spectroscopy of unusual high luminosity stars: HD 168607 and 6Cas. The atmospheres of early-type stars. Lecture notes in physics, Kiel, 1992, №401, p. 128-130. Rzaev A.Kh., Chentsov E.L. Pulsation of the supergiant stars HD 21389 (A0 la) and HD 21291 (B9Ia). "New perspectives on stellar pulsation and pulsating variable stars", IAU Coll. №139, Vancouver, 1992, p. 31-32.

Панчук B.E., Клочкова В.Г., Галазутдинов Г.А., Рядченко В.П., Ченцов Е.Л. Эшелле-спектрометр с матрицей ПЗС для 6-м телескопа.

1993, Письма Астрон. ж., т. 19, с. 1061-1069. Bartaya R.A., Chargeishvili К.В., Chentsov E.L., Shkhagosheva Z.U. Hypergiant 6Cas and association CasOB5. 1994, Bull. Spec. Astrophys. Obs., v. 38, p. 103-118.

Романенко Л.Г., Ченцов Е.Л. Определение относительных лучевых скоростей компонент визуально-двойных звезд по наблюдениям на 6-м телескопе (БТА). 1994, Астрон. ж., т. 71, с. 278-281.

Введение Chentsov E.L. Unstable wind of 6 Cassiopeae. 1995, Astrophys. Space Sci., v. 232, p. 217-232. Chentsov EX., Musaev F.A., Galazutdinov G.A. Spectral atlas of the white hypergiant б Cas. 1996, Bull. Spec. Astrophys. Obs., 39, p. 101-123.

Ченцов Е.Л., Мусаев Ф.А. Спектр высокого разрешения белого гипергиганта HD168607. 1996, Письма Астрон. ж., т. 22, с. 660-663. Klochkova V.G., Panchuk V.E., Chentsov E.L. Is the UU Her a post-AGB star? 1997, Astron. Astrophys., v. 329, p. 789-796. Chentsov EX., Klochkova V.G., Mal'kova G.A. Spectral atlas of the symbiotic star MWC 560 for the region between H/3 and Ha. 1997, Bull. Spec. Astrophys. Obs., v. 43, p. 18-29.

Israelian G., Chentsov E., Musaev F. The mhomogeneous circumstellar envelope of Rigel (/?Orionis A). 1997, Mon. Not. R. Astron. Soc, v. 290, p. 521-532. Klochkova V.G., Chentsov EX., Panchuk V.E. Optical spectrum of the IR-source IRC+ 10420 in 1992-1996. 1997, Mon. Not. R. Astron. Soc, v. 292, p. 19-26. Miroshnichenko A.S., Fremat Y., HouziauxL., Andrillat Y., Chentsov EX., Klochkova V.G. High-resolution spectroscopy of the galactic candidate LBV MWC314. 1998, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., v. 131, p. 469-478. Chentsov EX., Klochkova V.G., Tavolganskaya N.S. Spectral atlas of two supergiants: MWC 314 and IRC+10420. 1999, Bull. Spec. Astrophys. Obs.,v. 48, p. 25-40. Chentsov EX. On the variable winds of BA-supergiants. "Variable and non-spherical winds in luminous hot stars". IAU Coll. № 169, (B. Wolf, O. Stahl, A.W. Fullerton, eds.), Springer. 1999, p. 206-213. Miroshnichenko A.S., Chentsov EX., Klochkova V.G. High-resolution spectroscopy of stellar winds in recently recognized LBV candidates. "Variable and non-spherical winds in luminous hot stars", IAU Coll. № 169, (B. Wolf, O. Stahl, A.W. Fullerton, eds.), Springer. 1999, p. 272-274.

Введение Miroshnichenko A.S., Chentsov E.L., Klochkova V.G. AS314: A dusty A-type hypergiant. 2000, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., v. 144, p. 379-389. Miroshnichenko A.S, Chentsov EX., Klochkova V.G., Kuratov K.S., Sheikina T.A., Mukanov D.B., Bjorkman K.S., Gray R.O., Rudy R.J., Lynch D.K., Mazuk S., Puetter R., Garcio-Lario P., Perea J.V., Bergner Yu.K. Spectroscopy and photometry of the emission-line B-type stars AS 78 and MWC657. 2000, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., v. 147, p. 5-24. Miroshnichenko A.S., Bjorkman K.S., Chentsov EX., Klochkova V.G,, Gray R.O., Garcia-Lario P., Perea Calderon J.V. The Pre-main-sequence star IPPersei. 2001, Astron. Astrophys., v. 377, p. 854-867.

Ченцов Е.Л., Ермаков СВ., КлочковаВ.Г., Панчук В.Е., Бьеркман К., Мирошниченко А.С. Атлас спектров гипергигантов и сверхгигантов В6-А2 в диапазоне от 4800 до 6700 А. 2001, Препринт Спец. Астрофиз. Обсерв.,№161, 36с. Miroshnichenko A.S., Bjorkman K.S., Chentsov EX., Klochkova V.G.., Ezhkova O.V., Gray R.O., Garcia-Lario P., Perea Calderon J.V., Rudy R.J., Linch D.K., Mazuk S., Venturini C.C., Puetter R. The luminous B[e] binary AS381. 2002, Astron. Astrophys., v. 383, p. 17X181. Miroshnichenko A.S., Bjorkman K.S., Chentsov EX., Klochkova V.G., Manset N., Garcia-Lario P., Perea Calderon J.V., Rudy R.J., Linch D.K., Wilson J.C., Gandet TX. V669Cep: A new binary system with a B[e] star. 2002, Astron. Astrophys., v. 388, p. 563-572.

Клочкова В.Г., Юшкин М.В., Ченцов Е.Л., Панчук В.Е. Эволюционные изменения в оптическом спектре пекулярного сверхгиганта IRC+10420. 2002, Астрон. ж., т. 79, с. 158-171. Miroshnichenko A.S., Bjorkman K.S., Klochkova V.G., Chentsov EX. Be binares with warm dust and exotic high-luminosity A-F emission- line stars. "Exotic stars as challenges to evolution", ASP Conf.Ser. (Ch.A. Tout, W. van Hamme eds.). 2002, p. 303-308. Chentsov EX., Ermakov S.V., Klochkova V.G., Panchuk V.E., Bjorkman K.S., Miroshnichenko A.S. An atlas of spectra of B6-A2 hypergiants and

Введение supergiants from 4800 to 6700 A. 2003, Astron. Astrophys., v. 397, p. 1035-1042.

Клочкова В.Г., Ченцов Е.Л., Таволжанская Н.С., Проскурова Г.А. Спектральный атлас трех В-звезд высокой светимости. 2003, Препринт Спец. Астрофиз. Обсерв., №183. 39 с.

Ченцов Е.Л., 2004. Спектроскопия гипергиганта HD 183143. 2004, Препринт Спец. Астрофиз. Обсерв., №197. 11 с,

Ченцов Е.Л., 2004, Результаты спектрального мониторинга белых гипергигантов HD168607 и HD168625. Препринт Спец. Астрофиз. Обсерв., №196. 12 с.

Клочкова В.Г., Ченцов Е.Л. Кинематика оболочки post-AGB звезды V510Pup - ядра будущей планетарной туманности. 2004, Астрой, ж., т. 81, 333-347

1.9 Личный вклад автора

Все перечисленные выше публикации относятся ко времени работы автора в САО РАН. Основными направлениями его работы в обсерватории, отраженными в диссертации, были: с 1968 г. по настоящее время - изучение физических условий, в основном полей скоростей, в атмосферах и ветрах горячих звезд высокой светимости методами спектроскопии умеренного и высокого разрешения (многолетнее наблюдение за несколькими типичными или выдающимися объектами) и, с 1976 г., времени ввода в строй 6-м телескопа САО, - исследование спектральной аппаратура и выработка методики точного измерения параметров спектральных линий, в основном лучевых скоростей.

В соответствии с этим в совместных работах автору принадлежат: публикации 1, 2, 6-10, 12-14, 17-28, 30, 32: постановка задачи, получение и обработка всего или части наблюдательного материала, участие в интерпретации, публикации 35, 36, 38, 39, 42, 48, 53, 54, 56: постановка задачи, обработка наблюдательного материала, обсуждение результатов,

Введение публикации 37, 40, 41, 44-47, 49-52, 57: обработка наблюдательного материала, обобщение данных, спектральная классификация, оценки расстояний и светимостей, участие в интерпретации, публикации 11, 15, 33: получение и обработка наблюдательного материала, обсуждение результатов, публикации 31: исследование позиционных характеристик спектрометра.

Объекты и актуальность их исследования

Как сказано выше, исследование совпало по времени с методической перестройкой звездной спектроскопии, тремя основами которой явились эшелле-спектрометр, матрица ПЗС и полная компьютеризация обработки спектров. Поэтому прежде всего было необходимо оптимизировать вновь создаваемую в САО спектральную аппаратуру высокого разрешения и программы обработки для детального описания спектров горячих звезд высокой светимости.

Следующая задача - получение качественного спектрального материала и тщательная его обработка. Результаты обработки должны быть сопоставимы с модельными расчетами звездных спектров и обеспечивать их коррекцию. Последовательность задач логическая, но не технологическая: исследование спектрометров, выявление и компенсация их погрешностей, модификация компьютерных программ проводились без отрыва от исследования звезд. По существу рутинная обработка вновь получаемых спектров всегда имела и исследовательскую составляющую.

Основные задачи, связанные с кинематикой атмосфер и ветров сверхгигантов, были поставлены еще в фотографическую эпоху их исследования. Это: - уточнение соотношения нестационарного расширения и пульсаций и - прослеживание его изменения со светимостью (при переходе от сверхгигантов к гипергигантам); - поиск в наземных спектрах ветровых деталей, несущих информацию, поставляемую заатмосферной спектроскопией; - спектроскопический мониторинг на временной шкале от дней до нескольких лет.

Преимущества ПЗС-эшелле спектроскопии применительно к сверхгигантам проявились не в привлечении новых, более слабых объектов, а в расширении спектрального диапазона и охвате измерениями ббльшего числа слабых линий.

Напротив, в случае гипергигантов важнее была возможность расширить группу исследуемых объектов. Уже одиночные спектры часто обнаруживают их сходство с LBV, в частности, наличие в профилях сильных линий дискретных абсорбционных компонентов (DAC), но, как и для сверхгигантов, решающую роль играет мониторинг. Необходимо, в частности, было выяснить: - обладают ли гипергиганты специфической LBV-переменностью и - насколько для них типичен феномен перемещения DAC по широким ветровым абсорбциям.

Не менее очевидна также актуальность поиска новых галактических гипергигантов и LBV: их так мало, но они так выразительны, что каждый новый объект может оказаться ключевым в понимании их природы.

С другой стороны, недавно, уже в ходе выполнения наблюдательной программы, выяснилось, что спектральные особенности гипергигантов могут имитироваться пекулярными звездами более низкой светимости, прежде всего post-AGB-звездами. Следовательно необходимо искать новые, уникальные спектроскопические особенности гипергигантов и маломассивных сверхгигантов, а также надежные способы определения расстояний до них.

Основные цели работы заключались в следующем: Разработка методики использования спектров, получаемых на БТА и 1-м телескопе САО, и участие в адаптации программ обработки спектров. Получение спектрального материала, пригодного для проверки и коррекции новейших концепций эволюции массивных звезд, сопоставления с моделями атмосфер и звездного ветра, выявления новых интересных эффектов и объектов. Исследование движений в звездных атмосферах, в частности соотношения нестационарного расширения и пульсаций.

Введение Поиск в наземных спектрах ветровых деталей, несущих информацию, обычно поставляемую заатмосферной спектроскопией. Спектроскопический мониторинг на временной шкале от дней до лет. Поиск новых галактических гипергигантов и LBV. Основные результаты и их достоверность

В ходе выполнения работы получены следующие основные результаты и выводы: Разработана и внедрена методика анализа ПЗС-эшелле спектров, позволяющая получать скорости по отдельным деталям сложных профилей с погрешностями на уровне 0.1 - 1км/с.

Создана и апробирована система эффективных длин волн для ранних сверх-и гипергигантов.

За последние 10 лет получено и обработано около 200 ПЗС-спектров с разрешением от R—15000 до R—80000 для 20 объектов. Материал архивирован в виде спектральных атласов.

Для исследованных сверх- и гипергигантов найдены лучевые скорости их центров масс (по визуальным спутникам, принадлежности к звездным группировкам, инфракрасным эмиссиям в спектрах), которые были введены в качестве нуль-пунктов в системы лучевых скоростей, измеренных по различным спектральным деталям.

Получены прямые спектроскопические свидетельства пульсаций сверхгигантов, а также одновременного присутствия в их атмосферах восходящих и нисходящих потоков газа.

Обнаружены дискретные абсорбции ветровой природы в оптических спектрах сверх- и гипергигантов. Выявлена несферичность и нестационарность ветров и упрощение их геометрии и кинематики с ростом светимости.

Обнаружены продолжительные (до 200 дней) перемещения дискретных депрессий на широких ветровых абсорбциях в спектрах 6 Cas

Введение (АЗЫ)), HD 168607 (B9Ia-0), HD 183143 (B7la-0), свидетельствующие о регулярных выбросах оболочек или сгустков вещества. Этот эффект, известный у Р Cyg и других голубых гипергигантов, оказывается типичным также и для белых гипергигантов.

Список 6 ярких белых гипергигантов, доступных для наблюдений на БТА, пополнен 2 новыми объектами: HD 183143 и IRC +10420. К единственной LBV северного неба, Р Cyg, добавлены два новых объекта: HD168607 и HD168625.

Исследованы спектры нескольких звезд умеренных масс и светимо-стей (post-AGB, В[е] и др.), трудно отличимые от спектров гипергигантов. Обращено внимание на остроту проблемы спектроскопической "мимикрии" для объектов Галактики и приведены примеры ее разрешения.

Методы и процедуры обработки спектров

Методический прогресс в звездной спектроскопии, основанный на замене фотопластинки матрицей ПЗС, проявившийся прежде всего в резком увеличении чувствительности и динамического диапазона, не менее очевиден и в обработке наблюдательного материала. Он дал возможность изучать объекты, ранее недоступные из-за их слабости, и вести измерения с недоступной ранее точностью. Реализованы отношение сигнал/шум, превышающее 1000, ошибки лучевой скорости снижены до нескольких м/с. Напомним, что близкие точности были достигнуты уже средствами фотографии (Griffin & Griffin, 1973; Steffen, 1985), разумеется, только для очень ярких объектов. Что же касается обработки, то она упростилась и в то же время обогатилась новыми процедурами, а, главное, резко ускорилась. Сейчас для обработки одного эшельного спектра даже в диалоговом режиме достаточно нескольких часов, тогда как обработка одной эшельной спектрограммы занимала одну-две недели.

Обработка спектрограммы разделялась на два этапа: обмер спектрограммы и редукцию измерений. Оба они за время нашей работы были существенно автоматизированы, здесь мы кратко опишем практику обработки 1980-х годов, последних лет использования фотопластинок. Фотометрическое сканирование спектрограммы и фотометрической шкалки и позиционный обмер спектрограммы производились раздельно. Запись в почернениях уже осуществлялась с помощью цифрового микрофотометра, а затем и микроденситометра. Эти приборы дают не только прозрачности или плотности пластинки, но и координаты на ней. Однако послед Глава 2. Методика наблюдений и обработки ние измеряются недостаточно точно, с ошибками порядка 2мкм. Поэтому позиционно-фотометрическую обработку спектрограммы приходилось дополнять чисто позиционным обмером ее с помощью осциллоскопического компаратора. Он был построен также на базе микрофотометра, но снабженного прозрачной шкалой и микроскопом со спиральным микрометром, что снижало ошибки измерения до ±0.5 мкм. В этом приборе участок спектрограммы сканируется зеркальцем, перехватывающим луч, идущий от объектива к измерительной щели, и колеблющимся относительно оси, параллельной щели - процедура наведения на линию состоит в совмещении на экране осциллоскопа прямого и зеркального изображений ее профиля. Средняя случайная ошибка измерения Vr по одной сильной и резкой линии составляла для КЭСП 0.5 км/с, а для ОЗСП 1км/с; для слабой, но еще измеримой линии - в 2-3 раза больше. Примерно во столько же раз увеличивается погрешность при переходе от всего профиля линии к некоторому его участку. Для звезд солнечного типа нам удавалось по 50-100 линиям на одной спектрограмме, полученной с помощью ОЗСП, измерить Vr с ошибкой ±0.1 км/с (Киселев и др., 1987; Романенко и Ченцов, 1994).

Применительно к спектрограмме понятие редукции включает в себя снятие нелинейностей, фиксируемых кривыми: характеристической, непрерывного спектра и дисперсионной. На спектрограммах, полученных с помощью КЭСП, спектр состоит из отрезков длиной около 100 А, соответствующих эшельным порядкам, с большими перепадами почернения на каждом из них. При их обработке непрерывный спектр воспроизводился вручную. Спектрограммы, полученные с помощью ОЗСП, уже обрабатывались с помощью ЭВМ, и большая протяженность спектра позволяла для сверхгигантов ранних спектральных классов воспроизводить континуум автоматически.

Форма дисперсионных кривых, напротив, более проста для КЭСП, имеющего длиннофокусную камеру: в пределах одного порядка зависимость А(х) хорошо представляется параболой. Для ОЗСП дисперсионная при-вая усложнена короткофокусной камерой с полеспрямляющей линзой. Обмер полученных с его помощью спектрограмм приходилось ограничивать небольшими участками, содержащими по 20-30 линий звездного и лабораторного спектра. Этого требовала и термическая нестабильность осциллоскопического компаратора: время обмера каждого фрагмента не должно было превышать 30-40 мин. Но даже на малых участках зависимости А(х)

Методика наблюдений и обработки обычно аппроксимировались полиномами 3-й степени. Дефицит опорных линий в одних участках и их избыток, приводящий к блендированию, в других потребовал составления атласов спектров сравнения и формирования систем лабораторных длин волн, в том числе и эффективных.

При работе с ПЗС мы имеем дело только с зависимостями от номера пиксела интенсивности в континууме и длины волны, Icont(x) и А(х), которые надлежит редуцировать в единую зависимость остаточной интенсивности от длины волны, г(А). Получение их, как и раньше, осложнено небольшой длиной спектрального интервала в каждом из порядков (несколько десятков А) и снижением к его краям концентрации света, т.е. отношения сигнал/шум. Проблема дефицита-избытка опорных линий также сохранилась и даже обострилась, но новейшие программы компьютерной обработки обходят ее путем построения двумерных дисперсионных кривых для всего спектра, состоящего из десятков фрагментов. Проведение континуума в некотором порядке также облегчается привлечением кривых Icont(x) соседних порядков.

Степень усложненности кривых ICont(x) для эшельного спектра по сравнению с обычным видна из рис.2.3. На нем сопоставлены сплошной участок спектра 6 Cas, сфотографированного с помощью ОЗСП, и он же, разбитый на несколько фрагментов в эшельном спектрографе CEGS. Результат приведения к непрерывному спектру и введения двумерной дисперсионной кривой (преобразования дугообразных кривых 1(х) в кривые г(А)) можно видеть в Приложении АЛ. Искажения, внесенные эшельным спектрографом, в целом компенсированы, профили даже слабых, но узких линий надежно прорисованы. Но выявление и тем более описание профилей протяженных деталей затруднено. Например, в бленде с абсорбцией Till 4501.3 хорошо различима DIB 4502 шириной около 3 А, но DIB 4428 шириной 20 А воспроизводится плохо.

Первичная обработка ПЗС-изображений эшельных спектров, использованных в диссертации, проводилась в контексте ECHELLE системы MIDAS. Сотрудниками Лаборатории астроспектроскопии САО разработана последовательность процедур, оптимизирующих обработку двумерных эшелле-спектров высокого разрешения, в том числе и спектров, полученных с применением резателя изображений (Юшкин, 2002; Панчук и др., 2003).

Пульсирующие белые сверхгиганты и кинематические разрезы их атмосфер

Для этой "убегающей" звезды того же спектрального класса, что и две предыдущие, нами получен более полный спектральный материал. Использовались ОЗСП и кудэ-спектрограф ШАО (дисперсии 8 и 9 А/мм для области спектра 3800 - 4950 АА и 14 А/мм для области 5400 - 6800 АА). Данные детально проанализированы, результаты анализа опубликованы Мусаевым, Ченцовым (1988) и Ааб, Ченцовым (1989). Как обычно, линии, использованные для измерения Vr, для повышения точности были объединены в группы, но в случае HD 188209 учитывались не только их потенциалы ионизации и возбуждения, но и интенсивности, возможное бленди-рование и т.п.. Отдельным линиям приданы веса, и средние взвешенные значения Vr для одной группы линий по одной спектрограмме найдены с ошибками 1-2 км/с. Благодаря этому, например, выявились различия в скоростях и фазах их изменений со временем между линиями с близкими потенциалами: слабыми (наиболее глубоко формирующимися) абсорбция-ми Hell, NIII, SilV и сильными NIII 4097 А и SilV 4089, 4116 АА. В табл. 3.1 амплитуда временных вариаций Vr приведена для последней группы линий, относительно нее же указано смещение группы линий Неї. Практически те же значения обоих параметров получены недавно с использованием большой коллекции ПЗС-спектров высокого разрешения (Israelian et al., 2000). Снижение погрешностей измерения Vr в 3 раза по сравнению с таковыми у Stone (1982) позволило нам убедиться в отсутствии найденной им периодичности в изменениях скорости, - рис. 3.1Ь. Вместе с тем наши данные показывают циклические изменения скоростей, продолжительности циклов - от нескольких дней до 2-3 недель.

Основное наше внимание в исследованиях HD 188209 привлекла переменность дифференциальных сдвигов линий. Этот эффект делает недопустимым усреднение скоростей, найденных по произвольному набору линий (что, к сожалению, часто практиковалось и приводило к обнаружению ложных периодичностей в колебаниях Vr). Взаимные сдвиги линий Неї и ионов изменяются по величине, а сдвиги линий Н также и по знаку -бальмеровский прогресс за 1-2 суток может смениться бальмеровским регрессом. Амплитуда изменений Vr со временем минимальна для промежуточных слоев атмосферы, представленных линиями Неї (не превышает 10-12км/с), она возрастает как вглубь, к уровню формирования линий Hell, так и наружу, в область формирования первых членов серии Бальмера. Рис. 3.3 схематически описывает один из циклов изменения скоростей разных слоев атмосферы HD 188209. Он начинается и заканчивается (через 7 дней) почти одинаковыми кривыми изменения Vr с глубиной в атмосфере: наружные слои расширяются относительно внутренних, на уровне, фиксируемом абсорбцией Н/3, - со скоростью около 30 км/с. В промежуточной фазе (через 2 дня после исходного состояния) наступает стабилизация, градиент скорости уменьшается, Н/3 показывает ту же скорость, что и линии Hell и SilV. Амплитуды изменения скоростей по линиям SHV и Н/3: 5 и 30 км/с, соответственно.

Оптический компаньон рентгеновского источника CygX-І довольно слаб (В = 97), поэтому спектрограммы получались только с помощью ОЗСП 6-м телескопа с дисперсиями 9, 14 и 28 А/мм. Из 300 линий, отождествленных в интервале длин волн 3500 6700 АА, для измерения Vr использовано около 30 абсорбции, разбитых на те же группы (Н, Неї, Hell, NIII и SilV и др.), что и при исследовании других сверхгигантов 09.5. Средняя ошибка для группы наиболее сильных линий, измеренных по одной спектрограмме, - около 3 км/с. Небольшие колебания Vr пульсационного характера имеются, как и у предыдущих объектов, но они трудно измеримы, поскольку накладываются на орбитальное изменение скорости, происходящее с периодом 5.6 дня и амплитудой около 140 км/с. На всех фазах орбитального периода хорошо заметен отрицательный сдвиг относительно линий NIII SilV линий Неї (он и приведен в табл. 3.1) и тем более абсорбции Н7 и Н/3. Сдвиги фазозависимы, они заметно увеличиваются вблизи минимума на кривой лучевой скорости (когда сверхгигант движется в сторону наблюдателя). Особенно сильно реагирует на изменение фазы бальмеровский прогресс. Н/? смещается относительно ионов на —50 км/с, т.е. значительно сильнее, чем у двух предыдущих звезд класса светимости lab. Естественно связать этот эффект с искривленным рукавом вещества, оттекающего от оптического компонента системы в сторону его орбитального движения.

Итак, нам не удалось получить прямых свидетельств двойственности ни одной из исследованных "убегающих" О-звезд - строго периодические колебания их лучевых скоростей не выявлены. Напротив, более высокая точность наших измерений позволила признать ложной двойственность, найденную у некоторых объектов. В то же время мы убедились, что переменность лучевой скорости, по крайней мере для сверхгигантов, реальна.

Имея в своем распоряжении ряды наблюдений, мы переключились на другую задачу - описание спектроскопических проявлений нестационарности атмосфер и ветров сверхгигантов 09. Параметры нестационарности убегающих" сверхгигантов, приведенные в табл.3.1, не отличаются систематически от собранных в каталоге Ченцова (1978) для обычных сверхгигантов 09-ВО. Интерпретация колебаний лучевой скорости как отражения пульсаций подфотосферных слоев звезды сохраняется со времени наших наблюдений, более того, она постоянно углубляется и детализируется.

В связи с этим была переформулирована и исходная задача. Именно вариации дифференциальных сдвигов линий могут помочь в обнаружении маломассивных спутников "убегающих" О-звезд. Такой спутник, особенно при значительном эксцентриситете орбиты, может стимулировать своим гравитационным возмущением регулярно повторяющееся увеличение сдвигов линий, а также появление асимметрии их профилей и других спектроскопических аномалий. Этот эффект совершенно отчетлив у оптического компаньона CygX-І, но и на более скромном уровне может быть обнаружен с помощью новейшей спектральной техники.

Наконец, нам удалось показать, что кроме движений в слоях атмосферы, представленных абсорбциями Н, Неї, и проч., средствами наземной спектроскопии можно исследовать и движения в ветре. Имеются в виду его нижние слои, вносящие наблюдаемый вклад в профили наиболее сильных линий, На, Неї 5876 и некоторых других. Аномалии и переменность профилей отражают изменение плотности и скорости с высотой над фотосферой. Для a Cam, превосходящей по светимости другие наши объекты, кинематическая ситуация в ветре прослеживается по крайней мере до уровня, где скорость расширения достигает 0.3 от предельной. Этот уровень достигнут еще с помощью фотографической методики, ПЗС-спектроскопия дает надежду на его повышение.

Затухающие ветры HD183143 и CygOB2-№12

Ассоциация CygOB2 (или VI Cyg), к которой принадлежит рассматриваемый гипергигант, содержит столько звезд высокой светимости и, соответственно, предельно высокой массы, около 100 ЗЯ, что ее можно рассматривать как молодое шаровое скопление (Comeron et al., 2002). Ярчайший член ассоциации - переменная №12 по списку Шулте (Schulte, 1958): ее болометрическая абсолютная величина звезды составляет Мь0] — —11т (Massey & Tompson, 1991). Однако, ее видимое излучение сильно занижено: наблюдаемые звездные величины В = 1441, V = 1140, поглощение в V-полосе превышает 10 звездных величин (Morgan et al., 1954; Sharpless (1957)).

CygOB2-№12 - одна из ярчайших в ИК-диапазоне ОВ-звезд, что обусловлено присутствием в ее окрестностях вещества, унесенного ее мощным ветром (Wendker, Altenhoff, 1980). Излучение CygOB2-№12 поляризовано (Nordsieck, 1974). Шульц и Ленцен (Schulz, Lenzen, 1983), выполнив широкополосную поляриметрию в интервале длин волн 0.3-1.1 мкм, получили линейную поляризацию звезды выше 10%, что свидетельствует о несферичности распределения околозвездного вещества, а, следовательно, и о несферичности звездного ветра.

Нами впервые была выполнена спектроскопия высокого разрешения CygOB2-№12. Два ПЗС-спектра звезды получены: 12.06.01 - с помощью спектрометра PFES 6-м телескопа С АО в диапазоне длин волн 4542-7939 АА с разрешением А/ДА 15000 (20 км/с) и 12.04.03 - со спектрометром НЭС того же телескопа в области длин волн 5273-6764 АА с разрешением А/ДА 60000 (5 км/с). По ним впервые проведено детальное отождествление, выполнена количественная спектральная классификация, измерены лучевые скорости (Клочкова и др. 2003).

На рис. 4.11 представлены участки спектров CygOB2-№ 12 и гипергиганта HD168625 (B6la+, Mv — — 85). Эти спектры очень похожи, поскольку звезды близки по температуре и светимости. Кроме того, в них одинаково полно представлены и близки по интенсивности DIB. Сильнейшие из них, полосы 5780 А и 5797 А, доминируют на рис. 4.11, но даже слабые DIB, 5766 А, 5773 А и др., конкурируют по интенсивности со звездными абсорбциями N11, А1Ш, Silll. DIB 6376 А и 6379 А почти также глубоки, как абсорбции Sill (2). Большая часть спектральных деталей - мелкие абсорбции, глубина которых составляет 0.02 — 0.03 от континуума.

Поскольку синяя часть спектра практически недоступна, для количественной спектральной классификации были использованы нестандартные критерии, базирующиеся на линиях Неї, СП, N11, АНН, Sill, SII, Fell. Сопоставление глубин абсорбции и их эквивалентных ширин в двух наших спектрах показывает, что, хотя глубины в 2001г. немного меньше, чем в 2003г. (вследствие более низкого разрешения), эквивалентные ширины не показывают систематических различий. Поэтому естественно, что в пределах ошибок спектральные классы CygOB2-№ 12 для наблюдений 2001 и 2003 г.г. совпадают: В5.0±0.5 и В4.8±0.5, соответственно. Класс светимости CygOB2-№ 12, как и HD168625, 1а-0. На высокую светимость звезды указывает и большая интенсивность ИК-триплета 017773 А: его эквивалентная ширина составляет W = 1.14А, чему соответствует абсолютная величина Mv —8m.

В табл. 4.2 приведены лучевые скорости для отдельных линий и их средние значения для групп, в которые объединены линии с близкими остаточными интенсивностями. Возможные систематические ошибки, оцененные по теллурическим и межзвездным линиям, не превышают 2 и 1 км/с для спектров 12.06.01 и 12.04.03, соответственно. При сопоставлении Vr(NaI) для спектров 12.06.01 и 12.04.03 следует также учитывать различие спектрального разрешения. Как показывает рис. 4.13, в спектре 12.04.03. от основного компонента сг« 0.01 и Vr = —9 км/с четко отделен вдвое более слабый компонент с Vr = —34 км/с. В спектре 12.06.01, полученном на PFES, компоненты не разделяются, но заметна асимметрия профиля: синее крыло более пологое.

О случайных ошибках измерения отдельных линий можно судить по разбросу кружков в верхних фрагментах рис. 4.14, но со следующими оговорками. Скорости измерены по ядрам абсорбции - нижним частям профилей, из которых исключены наиболее глубокие участки, где градиент интенсивности резко снижается. Из двух линий, профили которых показаны в нижней части рис. 4.14, в спектре 12.06.01 ядро острее у абсорбции

Неї, и его положение измеряется точнее, а в спектре 12.04.03 преимущество у абсорбции Sill. Линии Sill (2) отчетливо смещены в синюю сторону относительно других абсорбции той же глубины (на рис. 4.14 они выделены открытыми кружками), но и другие линиии могут иметь небольшие взаимные сдвиги, увеличивающие разброс точек на графиках зависимостей Vr(r). Кроме того, многие линии асимметричны (что также хорошо видно на рис. 4.14), и небольшой сдвиг по г заметно сказывается на получаемом значении Vr.

К сожалению, мы не располагаем данными о лучевых скоростях каких-либо звезд ассоциации, кроме самой CygOB2-№l2 и спектрально-двойной CygOB2-№5, значение 7_СК0Рсти которой очень ненадежно (Bohannan, Conti, 1976). Однако грубая оценка системной скорости Vsys для CygOB2-№12 возможна по эффекту дифференциального вращения Галактики. В нашем случае она облегчается тем, что в направлении на CygOB2-№12 (вдоль рукава Лебедя) зависимость скорости от расстояния слабая, а в районе ассоциации CygOB2 почти исчезает (Brand, Blitz, 1993). Это позволяет расширить интервал допустимых расстояний для звезд, областей НИ и холодных газовых облаков, лучевые скорости которых привлекаются для оценки Vsys.

Похожие диссертации на Оптическая спектроскопия звезд экстремально высокой светимости в Галактике

Оптическая спектроскопия звезд высокой светимости с инфракрасными избыткамиЮшкин Максим Владимирович

Исследование звездных пульсаций и кинематики звезд методами спектроскопииСачков, Михаил Евгеньевич

Метод моделирования пространственного распределения светимости в галактиках с учетом поглощения светаМарданова Мария Асмедовна