Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://www.sao.ru/hq/ssl/IRAS23304/node1.html
Дата изменения: Unknown
Дата индексирования: Tue Oct 2 00:59:35 2012
Кодировка: koi8-r
Поисковые слова: п п п п п п п п п п п п п п п п п р п

Введение

В настоящей работе мы продолжаем исследование оптических спектров галактических ИК-источников, отождествляемых со звездами на кратковременной, следующей за стадией асимптотической ветви гигантов, эволюционной стадии (post-AGB), на которой звезды промежуточных масс переходят в фазу планетарной туманности. Предыдущие наши результаты по спектральному изучению кандидатов в протопланетарные туманности (PPN) опубликованы в серии работ (Клочкова, 1995, 1998; Зач и др., 1995, 1996; Клочкова, Панчук, 1996; Клочкова, Мишенина, 1998; Клочкова и др., 1997а,б,в). Определение класса объектов - кандидатов в PPN (звезды высокой абсолютной светимости с признаками потери массы и наличием отделившейся расширяющейся газо-пылевой оболочки), и перечень основных наблюдаемых особенностей даны в обзоре Квока (1993). Принадлежность к стадии post-AGB делает эти объекты предельно интересными с точки зрения изучения эволюции химического состава звезд и Галактики в целом. Звезды на столь продвинутой эволюционной стадии имеют особенности химического состава, обусловленные их собственной историей - последовательной сменой энерговыделяющих ядерных реакций, сопровождаемой изменением структуры и химического состава оболочки звезды, перемешиванием вещества и выносом продуктов ядерных реакций в поверхностные слои.

Особенности оптических спектров пекулярных сверхгигантов с большими ИК-избытками достаточно детально рассмотрены в недавнем обзоре Клочковой (1998), поэтому здесь мы ограничимся лишь кратким перечислением принципиальных свойств спектров изучаемых объектов. Во-первых, это аномальные спектрофотометрические характеристики. Распределение энергии в спектре объектов программы имеет двугорбый вид из-за суперпозиции оптического потока, излучаемого центральной звездой, и ИК-потока от ее пылевой оболочки (Волк, Квок, 1989). Распределение энергии в спектре объекта IRAS23304+6147 (далее в тексте - IRAS23304) приведено в работе Хривнака, Квока (1991).

Во-вторых, пекулярность оптических спектров PPN относительно спектров нормальных сверхгигантов соответствующих спектральных классов проявляется в наличии в спектрах PPN переменной эмиссии в линии ${\rm H{\alpha}}$, что не наблюдается в спектрах нормальных сверхгигантов. Пример дан на рис.1, где приведен фрагмент одного из спектров IRAS23304, полученного на 6-м телескопе.

Третьей особенностью, отличающей спектры кандидатов в PPN от спектров классических сверхгигантов, является суперпозиция атомарного спектра, типичного для спектральных классов F и G, и молекулярного абсорбционного спектра (${\rm C_2}$, CN, CH), типичного для более холодных атмосфер. Детальный анализ молекулярных спектров свидетельствует в пользу их формирования в околозвездной оболочке (Клочкова, Панчук 1996; Бэккер и др., 1997).

Часть кандидатов в PPN, выделенных как по распределениям энергии в ИК-диапазоне, так и при наблюдениях со средним спектральным разрешением в оптическом диапазоне, доступна наблюдениям с высоким спектральным разрешением. Наша программа оптических наблюдений с высоким спектральным разрешением составлена на основании опубликованных работ, в которых выполнена кросс-корреляция объектов каталога IRAS со звездными каталогами. Для наблюдений мы отобрали ИК-источники, ассоциированные со звездами высокой светимости (классы светимости Ia, I, II) спектральных классов A-K с видимыми звездными величинами (до ${\rm V\,\le\,15^m}$), доступными наблюдениям на 6-м телескопе с высоким спектральным разрешением.

Другим критерием выделения интересных объектов на стадии PPN является наличие особенностей в ИК-спектрах. Эмиссионная деталь 21мкм была обнаружена в ИК-спектрах нескольких PPN (Квок и др., 1989) и в спектре IRAS23304 (Хривнак, Квок, 1991). Основная особенность детали 21мкм заключается в том, что она обнаружена только в спектрах подкласса PPN с оболочками, богатыми углеродом, и не наблюдается в спектрах объектов на близких эволюционных фазах. Большая часть представителей этого подкласса PPN была приведена в обзоре Квока (1993). Объекты этого подкласса тесно сгруппированы в области диаграммы ИК-показателей цвета [25-60] [12-25] между проэволюционировавшими углеродными звездами и планетарными туманностями и имеют показатели цвета в ИК-диапазоне даже более красные, чем у углеродных звезд (Квок и др., 1995). В частности, в указанный класс PPN входит и объект IRAS07134+1005, отождествленный с ярким в оптическом дипазоне пекулярным сверхгигантом HD56126, который можно считать типичным представителем семейства PPN с достаточно хорошо изученными свойствами (Клочкова, 1995).

Исследуемый подкласс PPN характеризуется быстрой потерей массы, сопровождаемой конденсацией газа, поэтому у отдельных объектов можно ожидать как квазипериодические, так и вековые изменения блеска. Редди и Партасарати (1996), выполнив BVRI-фотометрию источника IRAS23304 и сравнив три момента наблюдений, пришли к выводу, что, по-видимому, в последние годы объект заметно слабеет, его звездная величина ${\rm V=13.5^m}$, ${\rm B=15.8^m}$ для JD=2449005.5. Поглощение видимого излучения они оценили ${\rm A_v\,=\,2.8}$. Редди и Партасарати (1996) по ИК- и оптическим спектрам низкого разрешения пришли к выводу, что по наблюдаемым свойствам объект IRAS23304 подобен источнику IRAS04296+3429, оптический спектр которого исследован с высоким спектральным разрешением независимо в работах Клочковой и др. (1997в) и Десина и др. (1998).

Повышенный интерес к данному классу PPN обусловлен, в частности, корреляцией между наличием в спектре детали 21мкм и явным избытком углерода в оболочках этих объектов, на что указывают эмиссионные детали CO и HCN в их радиоспектрах. Для звезд на стадии post-AGB избыток углерода ожидается как результат предшествующей эволюции и перемешивания вещества. Этот интерес оправдался после обнаружения больших избытков тяжелых металлов, синтезируемых в процессах нейтронизации, в атмосферах ряда объектов данного подкласса (Партасарати и др., 1992; Клочкова, 1995; Зач и др., 1995, 1996; Ван Винкель, 1997; Редди и др., 1997; Клочкова и др., 1997в; Десин и др., 1998).

В задаче изучения химического состава звезд с газо-пылевыми оболочками имеется дополнительный важный аспект, связанный с процессами конденсации газа на пылинки и последующего селективного осаждения вещества оболочки в атмосферу звезды. Не исключено, что эти процессы связаны с феноменом полуправильных изменений блеска звезд типа RV Tau, среди которых обнаружены объекты, обладающие почти полным набором свойств обсуждаемого здесь подкласса (Клочкова, Панчук, 1998). Вследствие процессов сепарации итоговый химический состав поверхностных слоев сверхгиганта зависит от большого набора физических и химических параметров как самой звезды, так и ее оболочки.