Звезды, туманности, галактики

Труды симпозиума, посвященного 60-летию академика В. А. Амбарцумяна

Бюракан, 16 - 19 сентября 1968 года

Физика нестационарных звезд и туманностей

ИССЛЕДОВАНИЕ НЕСТАЦИОНАРНЫХ ОБЪЕКТОВ В КОМЕТООБРАЗНЫХ ТУМАННОСТЯХ

Э. А. ДИБАЙ

Крымская станция ГАИШ

В 1954 году В. А. Амбарцумян отметил, что кометообразные туманности, как правило, связаны с молодыми нестационарными объектами типа Т Тельца. В. А. Амбарцумян обратил внимание на то, что помимо изолированных кометообразных туманностей часто встречаются, кометообразные включения в диффузные туманности, также связанные со звездами Т. Тельца. Согласно В. А. Амбарцумяну, «...наличие у звезды придатка в виде кометообразной туманности следует считать одной из особенностей наиболее ранней стадии в жизни звезды» [1]. В последующие годы фотографические, поляриметрические, спектральные и статистические исследования кометообразных туманностей велись на Бюраканской (Хачикян, Парсамян, Бадалян, Варданян) и Абастуманской (Размадзе, Долидзе) обсерваториях.

Начиная с 1964 года автором на 125-см рефлекторе Крымской станции ГАИШ начаты систематические наблюдения кометообразных туманностей и связанных с ними звезд. Программа наблюдений включает в себя фотоэлектрические измерения блеска звезд и ярких туманностей (совместно с Г. В. Зайцевой), фотографические наблюдения в ньютоновском фокусе и с укорачивающей камерой в кассегреновском фокусе и спектральные наблюдения звезд и ярких туманностей как с обычным спектрографом, так и с электроннооптическим преобразователем (совместно с В. Ф. Есиповым). За четыре года получено свыше ста спектрограмм для двадцати звезд. Мы изложим здесь результаты предварительного просмотра полученного материала. Отметим, что многие из наблюдаемых объектов не имеют опенок ни спектрального типа, ни звездной величины.

Звезды спектрального типа в без особенностей

Сюда относятся: звезда BD+30°549, связанная с туманностью NGC 1.333, BD+8°933 и туманность В223, Анонимная в Андромеде (согласно [1]) и звезда, связанная с туманностью № 1 по списку Парсамян [2]. Из этих объектов для ВD+30°549 известен спектральный класс (В9; наши определения приводят к В8). Для ВД+8°933 -тип В2. Для двух других звезд спектральные классы и UBV-величины, по-видимому, определены впервые. Судя по спектру, это обычные звезды главной последовательности, однако вопрос о персменности блеска неясен.

Звезды Ае

В нашем списке это НК Ориона и ЛикН_а, 233 согласно Дж. Хербигу [3] и звезда Парсамян 21 [2]. Наши спектры для первых двух звезд дают результаты, согласующиеся с [З]. В обоих случаях видны эмиссии первых членов бальмеровской серии, причем ее высшие члены наблюдаются и поглощении. Звезда Парсамян 21 связана с интересной конической туманностью, причем как туманность, так и звезда очень похожи на ЛикН_а. 233. Пять спектрограмм, полученных с помощью ЭОП, показывают H_в и Н _v, в поглощении и H_a со слабой эмиссией. Спектральный класс А5еa, звездная величина звезды m_pg=13,5.

Звезды-карлики F—G

Анон в глобуле IC 1396. Для этой звезды, лежащей в центре известной глобулы на западной стороне туманности IC 1396, в литературе нет данных. Согласно частному сообщению Дж. Хербига, спектр в фотографической части F6—F8. По нашим данным [4], звезда имеет яркую эмиссионную линию Н_? Фотоэлектрический цвет очень красный из-за поглощения света в плотной глобуле.

Парсамян 23. Три спектрограммы с дисперсией 300 А/мм показывают линии поглощения металлов, приводящие к спектральному типу G8. Однако звезда очень красная в результате поглощения света. Фотографическая величина 12^m,0.

RY Тельца. Пять спектрограмм (140 и 120 А/мм) показывают изменения в интенсивностях спектральных линий водорода, CaII, [SII] и [OI] 6300, ярких в январе 1965 и ослабевших к 1968 г. Заметны также слабые эмиссии FeII, не отмеченные ранними наблюдателями [5, З]. Последние делают RY Тельца еще более похожей на Т Тельца. Спектральный класс dG0e.

Т Тельца. Эта звезда хорошо известна своей оптической и спектральной переменностью. На наших спектрограммах хорошо заметны изменения интенсивностей эмиссионных линий водорода и кислорода (6300А) за период 1964—1968 гг. Эквивалентные ширины линий H_в, Н_v и [OI] уменьшились примерно в три раза. Интересно, что при этом линии FeII, по-видимому, не изменились. Создается впечатление, что мы наблюдаем некоторый элемент газа во внешних слоях звезды, лишенный источников возбуждения и постепенно остывающий при высвечивании.

Звезды Be

ЛикН_a 215. Спектральный тип, как и у Дж. Хербига [З], поздний Be, вклад эмиссии в общее излучение невелик.

ЛикН_a 208. Звезда связана с интересной биконической туманностью, открытой Хабблом. Переменность звезды обнаружена фотоэлектрически Г. В Зайцевой, с амплитудой 0,2 величины в фильтре V и типом RW Возничего. Спектр В5 по линиям поглощения водорода и гелия, однако по линии ионизованного кальция К oн около А0. Налицо влияние оболочки, искажающей спектр звезды.

BD+40?4124. В спектре этой звезды эмиссионные линии имеют наибольшую интенсивность среди всех изученных объектов. Мы наблюдаем вместе с эмиссиями водорода также линии FeII, не отмеченные Дж. Хербигом [З]. Не исключено наличие изменений по сравнению с 1956 годом, когда ее наблюдал Дж. Хербиг. Спектральный тип, как и в [З], ранний Вe.

R Единорога, туманность NGC 2261. Спектры звезды и туманности изучались автором в 1964—65 гг. [6]. Дополнительно к этому был получен ряд спектров и в последующие годы. Спектры туманности подобны спектру звезды. Фотоэлектрические наблюдения NGC 2261 (Г. В. Зайцева и автор, не опубликовано) указывают на «посинение» туманности по мере удаления от звезды, что также является типичным для отражательных туманностей.

В 1948 г. Дж. Гринстейн [7] отметил, что в спектре туманности по сравнению со спектром звезды усилены линии поглощения высших членов бальмеровской серии. Гринстейн предполагал наличие в туманности некоторого поглощающего агента, однако отмечал трудности с источником возбуждения бальмеровских линий. В 1966 г. автор [6] и в 1968 г. Дж. Хербиг [8] указали, что возможно альтернативное решение, заключающееся в том, что мы наблюдаем изменения в спектре звезды с «разверткой по времени» на фоне отражательной несимметричной туманности. Наш наблюдательный материал подтверждает вторую точку зрения. Начиная с 1965 г. линий поглощения уменьшали свою интенсивность и в настоящее время практически не видны на фоне туманности. Любопытно, что при этом фотоэлектрическая величина V звезды изменилась не более чем на 0.1 звездной величины.

Спектральный класс R Единорога формально Ае, однако он целиком, вместе с линиями поглощения, определяется излучением газовой оболочки.

V380 Ориона. По многочисленности и яркости эмиссионных линий эта звезда напоминает R Единорога. На наших спектрах в дополнение к водородным эмиссионным линиям видны линии поглощения гелия, что позволяет классифицировать ее как В8е, однако это описание находится в противоречии с UBV. По-видимому, как и R Единорога, V380 Ориона нельзя считать звездой главной последовательности.

MWC1080. Эта звезда того же семейства, что и две предыдущие. Ее спектр содержит яркие линии водорода, кислорода (6300А) и FeII. Видны абсорбции высших членов бальмеровской серии и ионизованного кальция. Спектр по линиям поглощения поздний В—ранний А. Однако с этим не согласуются UBV-наблюдения. По-видимому, как и в двух предыдущих случаях, излучение звезды определяется мощной газовой оболочкой.

«Симбиотические» звезды

Этим, вероятно не очень удачным, термином мы обозначим две звезды с «двойными» спектрами, однако трудно подобрать что-либо другое, поскольку слово «пекулярный» применимо, по-видимому, к большинству изученных звезд.

Z Большого Пса. 3везда очень красная, чему соответствуют типичные для звезд поздних типов линии поглощения Call и Nal. Однако по водородным и гелиевым линиям поглощения (ранние члены бальмеровской серии с эмиссионными компонентами типа Р Лебедя) спектр получается В. Hе исключено, что новоподобная по характеру переменности Z Большого Пса является двойной, как и обычные новые звезды. Линии поглощения гелия отмечены в HD, затем oim не наблюдались (см. [3]) и у пас снова видны. Спектр является переменным.

FU Ориона. Эта уникальная звезда обладает и неповторимым спектром. Дж. Хербиг [9] трактует ее как сверхгигант;

F2Ia с оболочкой, дающей линии поглощения водорода и металлов, смещенных в коротковолновую сторону относитель но основного ряда линий. Наши спектры обладают недостаточной дисперсией (140 и 120 А/мм) для подробного анализа, однако показывают все главные особенности, отмеченные Дж. Хербигом.

Объекты Хербига—Аро: конденсации в S130

В 1965 г. автор на фотографиях, полученных в кассегреновском фокусе 125-см рефлектора, обнаружил в центра туманности Симеиз 130 две туманные конденсации примерно 15—16 величины с расстоянием 2 секунды дуги, отличающиеся по виду от соседних звезд [10]. Ряд спектрограмм, полученных В. Ф. Есиповым и автором [4], показывает на фоне непрерывного спектра конденсаций яркие эмиссии Н_a и Н_в. По-видимому, конденсации по своим характеристикам могут рассматриваться как известные объекты Хербига—Аро.

Профили Н_а -эмиссионных линий

Осенью 1967 г. В. Ф. Есиповым и автором [11] с помощью спектрографа с электронно-оптическим преобразователем были получены профили линии На для восьми звезд. Дисперсия 25 А/мм, разрешение 1А, или 50 км/сек. Спектры показывают, что движения в оболочках являются довольно разнообразными. Так, например, мы наблюдаем расширение с самопоглощением (FU Ориона, Z Большого Пса), вращение («полюсная звезда» V380 Ориона и «звезда с оболочкой» Лик Н_а 215) и промежуточные случаи (Т Тельца, KY Тельца, R Единорога, BD+40?4124).

Не исключено, что движения в оболочках звезд тесно связаны с динамикой окружающих туманностей.

Фотоэлектрические данные для некоторых звезд согласно наблюдениям Г. В. Зайцевой и автора [12] приведены на диаграмме U—B, B—V (рис. 1). Там же указано положение главной последовательности и линии нарастающего поглощения с общепринятым наклоном.

Как можно видеть, среди объектов, связанных с кометообразными туманностями, встречаются звезды самых различных спектральных классов, в нашем случае от В до G. Вместе с тем попытка выяснения их действительного положения на диаграмме Герцшпрунга—Рессела сталкивается со значительными трудностями, даже при наличии спектральной и фотоэлектрической информации. В самом деле, мы наблюдаем объекты, по-видимому, не достигшие стационарного состояния, с оболочками, расположенные в плотных поглощающих облаках и, как правило, неправильные переменные. Предлагаемая в тексте классификация основана на спектральных признаках и никак не связана, скажем, с характером переменности блеска. По-видимому, в настоящее время можно ограничиться только утверждением о нестационарности исследуемых объектов, связанной с их молодостью.

ЛИТЕРАТУРА

1. В. А. Амбарцумян, Сообщ. Бюр. обс., 13, 1954.

2. Э. С. Парсамян, Изв. АН Арм. ССР, 18, 146, 1965.

3. G. H. Herbig, Astrophys. J., Suppl. ser., 4, № 43, 1960.

4. Э. А. Дибай, В. Ф. Есипов, Астрон. ж., 45, 566, 1968.

5. А. F. Joy, Astrophys. J., 102, 168. 1945.

6. Э. А. Дибай, Астрон. ж., 43, 903, 1966.

7. ./. L. Creenstein, Astrophys. J., 107, 375, 1948.

8. G. Н. Herbig, Astrophys. J., 152, 439, 1968.

9. G. H. Herbig, Vistas in Astronomy, 8, 1966.

10. Э. А. Дибай, Астрон. ж, 43, 52, 1966.

11. Э. А. Дибай, В. Ф. Есипов, Лстрон. ж., в печати.

12. Э. А. Дибай, Г. В. Зайцева, Астрон. цирк., № 481, 1968.

ДИСКУССИЯ

В. Л. Амбарцумян. Я хочу поздравить докладчика с очень важными и интересными результатами и спросить, где в эволюционном отношении должны помещаться эти звезды: на более ранней стадии, чем звезды типа Т Тельца, или на более поздней?

Э. А. Дибай. Звезды в кометообразных туманностях имеют разные спектральные классы, разные массы и встречаются в ассоциациях с разными возрастами. Для ответа на вопрос, по-видимому, необходим индивидуальный подход.

Э. Р. Мустель. Пытались ли Вы получить какие-либо количественные закономерности?

Э. А. Дибай. Количественная обработка полученного материала будет проведена в ближайшее время.

Э. С. Парсамян. Известно, что ЛикН_а ,215 и ЛикН_а 208. будучи звездами ранних спектральных классов, связаны с кометарными туманностями, имеющими разные фотометрические характеристики. Есть ли какое-либо сходство в спектрах этих звезд?

Э. А. Дибай. Обе имеют линии поглощения водорода и гелия (Н_а и Н_в в эмиссии). Обе звезды Be. В Лик Н_а 208 заметны дополнительно слабые эмиссии FeII. По спектрам и UBV звезды близки между собой.

А. Г. Масевич. Говоря о молодости рассматриваемых Вами звезд, считаете ли Вы, что они находятся на стадии звезд, еще не дошедших до начальной главной последовательности, или уже находящихся на главной последовательности?

Э. А. Дибай. Наблюдательные данные еще недостаточны для ответа на этот вопрос. Мы наблюдаем поглощение в туманности, оболочку и лишь затем звезду с линиями поглощения.

Ю. И. Глушков. Что Вы подразумеваете под глобулами, которыми окружены звезды некоторых кометообразных туманностей, в частности, звезды типа Т Тельца?

Э. А. Дибай. Понятие глобул обычное: маленькие, темные, плотные туманности. Однако кометообразные туманности бывают самых разных форм, с различными комбинациями поглощающего, отражающего и ионизованного вещества.