Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес
оригинального документа
: http://mavr.sao.ru/hq/ssl/IRAS23304/node6.html
Дата изменения: Unknown Дата индексирования: Tue Oct 2 08:04:23 2012 Кодировка: koi8-r Поисковые слова: m 5 |
Как уже отмечалось, профиль линии в
спектрах PPN искажен эмиссией. Эмиссионный профиль, в свою
очередь, деформирован поглощением в слоях, расположенных выше
областей, формирующих эмиссионную компоненту. В табл.1
приведены значения лучевой скорости, соответствующие
абсорбционной компоненте профиля
и эмиссионной
детали, смещенной в голубую область спектра. Понятно, что
интерпретация измерений положений остатков эмиссионной компоненты
в терминах "лучевая скорость эмиссионной компоненты" будет
зависеть от положения эмиссии на крыле атмосферной абсорбции, от
положения центра линии поглощения в вышележащих слоях
относительно центра эмиссионной компоненты и от соотношения
интенсивностей всех трех компонент. Поэтому мы не придаем
большого физического смысла измерениям положений остатков
эмиссионной компоненты (когда они выполняются в пределах профиля
атмосферной абсорбции
). Важно подчеркнуть, что
форма сложного профиля
в спектрах PPN
переменна с характерным временем несколько суток (Клочкова,
1998).
Наблюдения молекулярных переходов в радиодиапазоне
позволяют измерить скорость центра системы "звезда+оболочка" и по
ширине линии оценить скорость расширения оболочки. Независимые
оценки этой скорости могут быть выполнены и по деталям
оптического спектра, формирующимся в атмосфере и в оболочке. Не
исключено, что в комбинации с оценкой параметров слоев,
формирующих (и искажающих) эмиссию в , такие
измерения помогут построить полную картину стратификации вещества
в атмосфере и оболочке.
Обратимся к проявлениям оболочки в
оптическом диапазоне. Выше мы отметили, что в оптических спектрах
отдельных PPN на фоне спектра, типичного для F-, G-сверхгиганта,
найдены абсорбционные молекулярные полосы. В работе Клочковой и
Панчука (1996) показано, что интенсивность полос окиси титана в
спектре IRAS07331+0021 не удается объяснить в рамках модели
атмосферы, хорошо описывающей атомные линии. Температура внешних
слоев атмосферы, соответствующая интенсивности этих полос, должна
быть существенно ниже. Альтернативой является формирование
абсорбционного спектра окиси титана в оболочке. Бэккер и др.
(1997) обнаружили абсорбционные молекулярные полосы систем Свана
и Филлипса молекулы , красной системы молекулы CN в
спектрах 10 из 16 изученных ими post-AGB звезд и сделали вывод о
формировании этих молекулярных спектров в околозвездной
газо-пылевой оболочке. Только у объекта RAFGL2688 была
зарегистрирована эмиссия в полосе (1;0) системы Филлипса молекулы
. Подчеркнем также вывод Бэккера и др. (1997) о том,
что в оптических спектрах всех известных объектов, имеющих деталь
на 21мкм, наблюдаются абсорбционные молекулярные полосы
указанных углеродосодержащих молекул. До начала систематических
исследований PPN на 6-м телескопе нам были известны только
три случая наблюдения эмиссионных молекулярных деталей в
оптических спектрах PPN: Крэмптон и др. (1975) обнаружили и
отождествили полосы (0;0) и (0;1) системы Свана молекулы
в спектре туманности RAFGL2688 (Egg nebula), Шмидт и др.
(1980) обнаружили эмиссионные полосы в диапазоне
5600-6600
спектра туманности RAFGL915 (Red Rectangle),
отождествленные впоследствии с положениями диффузных межзвездных
полос, а в синей части спектра этого объекта были обнаружены
(Уилкенс и др., 1992) и отождествлены (Бальм, Джура, 1993)
эмиссионные линии иона
.
Оба упомянутых объекта относятся к системам, излучение центральной части которых (звезда и внутренние области околозвездной оболочки) испытывает сильное поглощение в газо-пылевом диске и рассеяние на пылевых частицах биполярной структуры. Предположим, что должны встречаться объекты с ориентацией, при которой центральная часть объекта не закрыта от наблюдателя пылевым диском, тогда поглощение излучения центральной звезды уменьшается в десятки и сотни раз, и по соседству с яркой звездой биполярная система становится трудно обнаружимой. Наблюдая спектр системы в такой ориентации, мы можем регистрировать как абсорбционные, так и эмиссионные спектры, принадлежащие молекулам одного и того же сорта. Первый случай реализуется, когда в данной длине волны вклад излучения фотосферы преобладает над излучением оболочки, второй - когда преобладает вклад эмиссионного излучения оболочки.
Клочкова и др. (1997в) по спектрам, полученным на
эшелле-спектрометрах 6-м телескопа, обнаружили сильные
эмиссионные полосы Свана в спектре объекта IRAS04296+3429,
входящего в группу богатых углеродом PPN с деталью на 21мкм.
Затем был предпринят систематический поиск этих полос и они были
обнаружены еще у двух объектов: IRAS22223+4327 (Клочкова, 1998)
и IRAS23304+6147 (рис.3). Обращает внимание, что
все эти объекты, включая RAFGL2688, принадлежат к менее яркой
части списка исследуемых PPN (их звездные величины
V=13-15), причем
у более слабых объектов (IRAS04296+3429 и RAFGL2688)
интенсивность эмиссионных полос, выраженная в долях интенсивности
непрерывного спектра, оказывается более высокой. Максимальную
относительную интенсивность эмиссионных полос системы Свана имеет
RAFGL2688, где центральный объект закрыт пылевым диском.
Поэтому в основу феномена естественно полагать не различия в
интенсивности эмиссии, а, в первую очередь, различия в степени
поглощения излучения центрального объекта.
У большинства объектов нашего списка, для которых выполнен
спектральный мониторинг, обнаружена переменная во времени
интенсивность эмиссии в . Поэтому не исключено,
что эмиссия в полосах системы Свана также окажется переменной во
времени. Здесь, однако, следует иметь в виду эффект, связанный с
различными угловыми размерами звезды и оболочки. Из четырех
перечисленных объектов, у которых обнаружена такая эмиссия, один
(RAFGL2688) явно имеет протяженную структуру (несколько угловых
секунд). Аналогичная, не наблюдаемая из-за контраста, связанного
с другой ориентацией пылевого диска (см. выше), структура,
может быть и у других объектов. Важно подчеркнуть, что угловые
размеры таких оболочек уже не позволяют рассматривать их как
точечные объекты. В этом случае поток излучения оболочки,
зарегистрированный через щель спектрометра с характерными
размерами в одну угловую секунду, будет практически не зависеть
от качества изображений в момент наблюдений, тогда как поток,
зарегистрированный от точечного объекта (звездной атмосферы),
будет обратно пропорционален диаметру звездного изображения.
Следует отметить, что в сложном спектре туманности RAFGL915
(Шмидт и др., 1980) на фоне протяженной красной эмиссии
наблюдается слабая эмиссионная деталь, которую мы отождествляем с
кантом полосы (0;1) системы Свана. С учетом
этого число post-AGB объектов, у которых обнаружены эмиссионные
полосы молекулы
, достигает пяти: RAFGL915,
RAFGL2688, IRAS04296+3429, IRAS22223+4327, IRAS23304+6147.