Межзвёздная и околозвёздная среда в направлении ИК-источника IRAS 01005+7910 Текст научной статьи по специальности «Физика»

АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2016, том 71, № 1, с. S0-S7

УДК 524.3-333/355; 524.5

МЕЖЗВЁЗДНАЯ И ОКОЛОЗВЁЗДНАЯ СРЕДА В НАПРАВЛЕНИИ

ИК-ИСТОЧНИКА IRAS 01005+7910

©2016 Е. Г. Сендзикас*

Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия Поступила в редакцию 27 июля 2015 года; принята в печать 29 декабря 2015 года

С помощью спектров с высоким спектральным разрешением, полученных на 6-метровом телескопе САО РАН в 2002—2013 гг., изучены спектральные особенности линий межзвёздной среды. Проанализированы лучевые скорости абсорбций линий NaI5890A, NaI5896A, Ca II3934 A и Ca II3968 A. В оптическом спектре IRAS 01005+7910 отождествлены 7 диффузных межзвёздных полос 4964, 5780, 5797, 6196, 6203, 6379 AA. Измерены лучевые скорости Vr и эквивалентные ширины W\, для которых вычислены значения межзвёздного покраснения EB-V и столбцовой плотности нейтрального водорода lg [N(H)].

Ключевые слова: линии: профили — звёзды: массивные

1. ВВЕДЕНИЕ

Структура межзвёздной среды крайне неоднородна и сложна: гигантские молекулярные облака, отражательные туманности, протопланетные туманности, планетарные туманности, глобулы и т.д. Это приводит к широкому спектру происходящих в ней процессов и наблюдательных проявлений. Целью исследования IRAS 01005+7910 (далее в тексте IRAS 01005) было изучение межзвёздной и околозвёздной среды в направлении этого объекта. ИК-источник IRAS 01005 с галактическими координатами l = 123 ? 57, b = 16 ?59 в оптическом диапазоне отождествлён с пекулярным В-сверхгигантом, B = 11m5, V = 11m2. Клочко-ва и др. [1] обнаружили его спектральную переменность, определили температуру Teff = 21 500 K, ускорение силы тяжести lg g = 3.0, металличность [Fe/H] = —0.31 и химический состав, а также выявили избыток углерода (C/O > 1) в атмосфере центральной звезды. В работе Клочковой и др. [2] изучена переменность оптического спектра IRAS 01005, определена системная скорость Vsys = —50.5 км с-1. Низкая металличность и большая галактическая широта указывают на то, что звезда IRAS 01005 относится к старому населению галактики. В данной работе представлены итоги многолетнего мониторинга этого объекта. В разделе 2 кратко описана методика наблюдений и обработки данных. В разделе 3 представлены основные результаты.

E-mail: esendzikas@yandex.ru

2. НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА

Работа основана на 21 спектре высокого разрешения, R = 60 000, полученных с помощью эшелле спектрографа НЭС [3, 4] 6-м телескопа БТА в период 2002—2013 гг., в разных диапазонах длин волн. Экстракция одномерных спектров из двумерных эшелле-кадров выполнена с помощью модифицированного варианта [5] контекста ECHELLE комплекса программ MIDAS. Удаление следов космических частиц проводилось медианным усреднением двух спектров, полученных последовательно один за другим. Калибровка по длинам волн осуществлялась с использованием спектров Th-Ar-лампы с полым катодом. Одномерные спектры обрабатывались программой DECH20 [6]. Контроль инструментального согласования спектров звезды и лампы с полым катодом выполнен по теллурическим линиям [OI], O2 и H2O. Даты проведения наблюдений, зарегистрированный спектральный диапазон и максимальные значения отношения сигнала к шуму S/N приведены в таблице 1. Более детально процедура измерения лучевой скорости Vr по спектрам, полученным со спектрографом НЭС, и источники ошибок описаны в статье [7]. Среднеквадратичная погрешность измерений Vr для звезд с узкими абсорбциями в спектре < 1.0 км с-1 (точность по одной линии [7]).

3. ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ

Рассмотрим изменения положения компонентов профилей спектральной линии Na I 5890 A. Для

Рис. 1. Профили линий Na 15890 A (a) и Na I 5896 A (b) для

Таблица 1. Даты получения спектров, диапазон и отношение сигнала к шуму

Дата ДА, нм S/N Дата ДА, нм S/N

04.02.02 460- -607 60 09.03.04 528- -676 55

22.11.02 538- -685 50 28.08.04 528- -676 55

25.11.02 538- -685 30 18.01.05 528- -676 110

27.11.02 452- -600 35 13.11.05 456- -601 110

02.12.02 452- -600 45 15.11.05 528- -678 120

03.12.02 452- -600 30 09.12.06 447- -594 130

19.12.02 452- -600 50 03.11.08 446- -593 160

23.02.03 516- -666 55 05.11.08 446- -593 160

13.04.03 528- -676 80 29.05.13 391- -680 70

15.11.03 352- -500 100 21.08.13 391- -680 80

10.01.04 528- -676 50

наглядности все спектры приведены на одном рисунке (рис. 1). Все компоненты линии, от спектра к спектру, хорошо согласуются по лучевым скоростям, но различаются по остаточной интенсивности, также в некоторых спектрах присутствует ионосферный эмиссионный компонент. Лучевая скорость эмиссии совпадает со скоростями атмосферных линий [01], 02 и Н20 (равны нулю), а следовательно, имеет земное происхождение.

Исследование лучевых скоростей абсорбционных пиков линий Ыа 15890 А, №15896 А (таблица 2), Са II3934 А и Са II 3968 А (таблица 3) начнём с самого коротковолнового пика, V = —72.4 кмс-1. Этот компонент формируется в расширяющейся околозвёздной оболочке ЩАБ 01005. Системная скорость этого объекта ^зув = —50.5 кмс-1 [2], получаем типичную для

0 спектров, наложенные друг на друга.

протопланетарной туманности скорость расширения оболочки Vexp œ 22 км с-1 [8, 9].

Ещё один коротковолновый компонент (Vr = —65.7 кмс-1) D-линии NaI формируется в рукаве Персея. Это предположение основано на том, что в спектрах B-звезд с близкими галактическими координатами HD 4841, HD 4694 и Hiltner 62 [10], которые являются членами ассоциации Cas OB7, обнаружен аналогичный межзвёздный компонент с Vr = —65 кмс-1. Расстояние до ассоциации Cas OB7 d = 2.5 кпк [11], оно является нижней оценкой расстояния до IRAS 01005. Самый слабый компонент (Vr = —52.7 кмс-1 ) принадлежит атмосфере звезды, поскольку его положение согласуется с положением множества атмосферных абсорбций металлов [2]. Два длинноволновых компонента (Vr = —27.6 кмс-1 и —10.6 кмс-1) формируются в межзвёздной среде в Местном рукаве Галактики.

Детальный анализ линии Na 15890 A позволил выделить в 12 из 20 спектров свечение ионосферы Земли. На рис. 2 изображены 3 характерных спектра с выраженным эмиссионным компонентом ионосферы. Процедура заключалась в делении каждого спектра на так называемый «средний спектр», который состоит из «склеенных кусочков» разных спектров для каждого компонента. Выбирались фрагменты с наибольшей остаточной интенсивностью, то есть был построен огибающий спектр. Подобный метод создания среднего спектра применён из-за того, что усреднение по нескольким спектрам спектрально-переменной звезды может привести к частичной потере информации. Для подтверждения того, что эмиссии имеют ионосферное происхождение, было проведено дополнительное исследование. Один из спектров, содержащий эмиссионную линию, был обработан особым образом. Вместо усреднения по 5 кадрам каждый кадр обрабатывался отдельно. Пять спектров, полученных один за другим, длина экспози-

S- 00 00 CD CD 00 СО CM с» см CM с» СО CD OD OD см

OD —1 из Ю OD ИЗ CM —1 CD ИЗ ИЗ ИЗ ИЗ CD

из -10.4 -9.8 -10.5 I d 1 -10.5 -10.5 -10.9 -9.8 -10.3 -10.4 I о^ 1 -10.4 —10.4 -10.4 -10.1 -11.0 -9.8 -10.5 -9.8 -9.9 -10.1

ю 00 OD о CO ИЗ ИЗ CO 00 CM о СО OD СО

S- OD ю см ю из o> Ю Ю Ю Ю ИЗ ИЗ ю ИЗ ИЗ ю ИЗ CM ИЗ СО ИЗ СО ИЗ ю CD ИЗ ИЗ ИЗ с^ ИЗ СО ИЗ ю

^ оо см оо Ol oo oo ИЗ CM Ol о СО Ol CM о о ^ ИЗ оо

оо см 1 ь- см 1 оо см 1 ^ CM 1 b- CM 1 b- CM 1 b- CM 1 b- см 1 b- см 1 oo CM 1 ь- см 1 b- см 1 oo CM 1 ь- см 1 ас см 1 ас см 1 ь- см 1 ь- см 1 ь- см 1 см 1 см 1

•С из СО СО CD OD ИЗ о 00 ИЗ 00 см CD ИЗ OD см о ИЗ ИЗ СО t^

cd OD 00 ю S- см f» см f» f» CO f» CM t^ CO t^ t^ СО t^ СО t^ с^ CD с^ t^ OO t^ t^ СО f» ИЗ f» CD t^ см f» CD t^ СО t^

СО 1—1 ^ 1—1 t^ oo ^ oo о t^ r^ оо 1—1 оо ИЗ ИЗ см о ИЗ Ol см

Я оо из 1 1—1 из 1 1—1 из 1 CD ИЗ 1 см ИЗ 1 см ИЗ 1 c^ Ю 1 о^ ИЗ 1 с^ ИЗ 1 c^ ИЗ 1 ИЗ 1 см ИЗ 1 CM ИЗ 1 1—1 ИЗ 1 1—1 ИЗ 1 с^ ИЗ 1 с^ ИЗ 1 см ИЗ 1 1—1 ИЗ 1 CM ИЗ 1 см ИЗ 1

из см ^ CM о 00 СО о о см 00 ^ 00 00 ИЗ CD t^

S- OD ю ю ю Ю 00 Ю CD Ю ИЗ ИЗ ю СО ИЗ см ИЗ ИЗ ИЗ ИЗ CD ИЗ ИЗ ИЗ ИЗ ИЗ CD ИЗ ИЗ ИЗ ^ ИЗ ю ю

см oí СО 1—1 ^ Ol CO оо oo 1—1 см Ol о ИЗ СО см ^ CM оо

«о 1 ИЗ «о 1 ь- СО 1 oo CO 1 ^ CO 1 Ю CO 1 ^ СО 1 ^ СО 1 ИЗ СО 1 СО СО 1 ^ CO 1 ИЗ СО 1 ^ СО 1 ИЗ СО 1 ИЗ СО 1 СО СО 1 И5 СО 1 ИЗ СО 1 ИЗ СО 1

f» f» CD CO t^ CD СО ИЗ см 00 см СО см

S- с» СО см ^ ^ o> ^ CO ^ с^ ^ CD ^ СО ^ ИЗ ^ CD ^ с» ^ ^ 00 ^ CD ИЗ ИЗ ^ CD ^ CD ^

см о oo CM о СО СО оо 1—1 1—1 1—1 ИЗ ^ оо оо 1—1 оо

см 1 см 1 оо 1 1—I 1 см t^ 1 oo 1 o^ t^ 1 с^ 1 с^ 1 c^ t^ 1 см 1 оо 1 oo t^ 1 оо 1 оо 1 оо 1 см 1 см 1 оо 1 oo r^ 1 см 1

S- 00 OD 00 CD OD CO 00 СО с^ t^

СО —1 OD CD 1Л CD 0^ СО 00 ИЗ ИЗ ИЗ ^ ю

из о 1—1 о t^ r^ ^ CO о t^ r^ t^ CO ИЗ ^ оо Ol ^ 1—1 СО

1—I I 1 CD I 1 1—1 I 1 c^ 1 CD I 1 1—1 I 1 1—I I 1 с^ 1 CD I 1 1—I I 1 a¿ 1 CD I 1 CD I 1 CD I 1 CD I 1 1—1 I 1 CD I 1 CD I 1 CD I 1 о 1—1 1 о 1—1 1

о OD t^ о о ИЗ OD 00 CD CO 00 OD 00 СО ИЗ о t^

S- ^ СО СО CD ^ CO с» CO ИЗ СО CM ^ с» СО СО CD ^ ИЗ CO с» СО СО 00 СО см ^ СО ^ СО 00 СО OD СО

^ см см из oo Ol о Ol ИЗ Ol Ol ИЗ ИЗ о о 1—1 ИЗ СО

оо см 1 ь- см 1 оо см 1 ИЗ CM 1 b- CM 1 b- см 1 b- CM 1 ь- см 1 b- CM 1 b- CM 1 b- CM 1 b- см 1 b- CM 1 ь- см 1 b- см 1 схз см 1 ь- см 1 ь- см 1 ь- см 1 r^ CM 1 см 1

•С СО СО 00 CO CD Ю СО 00 Ю СО OD 00 t^ о 00 CD о

о OD 00 ю S- 00 ю s CD CD OD CD из CD c^ Ю СО CD CD CD CD OD CD ю s с» ИЗ ю с^ CD CD ИЗ CD CD CD ИЗ CD СО CD

СО оо оо CM Ol oo oo СО oo СО oo 1—1 ^ ИЗ о Ol г^ ^ oo г^

Я из 1 1—1 из 1 1—1 из 1 1—I ИЗ 1 CM ИЗ 1 oo ИЗ 1 c^ Ю 1 см ИЗ 1 c^ ИЗ 1 CM ИЗ 1 CM ИЗ 1 с^ ИЗ 1 CM ИЗ 1 см ИЗ 1 с^ ИЗ 1 ИЗ 1 с^ ИЗ 1 оо ИЗ 1 ИЗ 1 CM ИЗ 1 см ИЗ 1

из CD CD OD Ю СО CD CD СО t^ о CD f» CD 00 ИЗ t^

S- СО ю СО из СО CO 00 ^ 0^ CO СО 00 СО CD СО с» СО 00 СО 00 CO с» СО СО OD СО с» СО ИЗ СО CM ^ 00 СО

см оо СО из Ol oo t^ 1—1 Ol о СО ИЗ CM ^ 1—1 оо ИЗ Ol ИЗ

из «о 1 ^ СО 1 из СО 1 ИЗ CO 1 oo CO 1 ИЗ CO 1 СО СО 1 CO СО 1 СО СО 1 ИЗ СО 1 ИЗ СО 1 ИЗ СО 1 ИЗ СО 1 И5 СО 1 СО СО 1 СО СО 1 СО СО 1 ИЗ СО 1 ИЗ СО 1 ИЗ СО 1

из t^ OD t^ Ю 2 2 t^ СО ^ СО OD 00 ИЗ 00 OD t^

S- 00 см 00 см 00 см o> CM CO CO CO CM 00 см СО CD СО CD СО СО СО см СО см СО СО ИЗ СО СО ИЗ CO о СО

oí из оо t^ oo Ol t^ ^ ^ ИЗ СО ^ оо оо ИЗ о см оо ИЗ

см 1 см 1 см 1 CD 1 CM t^ 1 1—1 t^ 1 c^ t^ 1 см 1 t^ 1 см 1 см 1 см 1 см 1 см 1 см 1 оо 1 1—1 1 см 1 см 1 см 1 см 1

2 CD 2 CD 2 CD 2 CD 2 CD 2 CD 2 CD СО CD CO CD ^ CD CD CD ИЗ CD ИЗ CD ИЗ CD CD CD 8 CD 8 CD СО СО к s к О)

н га Ч см CD CM CM c^ см CD CD CD СО CD 00 CD CD CM ИЗ CD 00 о Я к

о см 2 из 2 2 CM о CO о Cß СО 2 C3 CD с» о 00 2 00 СО ИЗ с» о СО о ИЗ о с» 2 см СП Он и

Рис. 2. Рисунки (а), (Ь), (с) показывают эмиссионный компонент линии №15890 А как результат деления каждого спектра на средний (прерывистая линия), на картинке нарисованы профили эмиссионного компонента №15890 А для 5 спектров, полученных 09.12.2006, наложенные друг на друга с обозначенными порядковыми номерами кадров. Вертикальная штриховая линия на всех рисунках соответствует лучевой скорости гелиоцентрической поправки.

Таблица 3. Лучевые скорости (км с и остаточные интенсивности спектральных линий Са II

Дата Call 3934 А Call 3968 А

1 2 1 2

К г К г К г К r

15.11.03 -71.0 44.7 -13.4 27.2 -71.7 60.1 -12.1 44.4

29.05.13 -72.1 39.3 -13.0 21.7 -67.2 58.4 -11.9 31.8

21.08.13 -70.1 36.7 -13.7 18.9 -70.6 51.9 -15.6 34.5

Ср.значения -71.1 40.2 -13.4 22.6 -69.8 56.8 -13.2 36.9

ции каждого кадра 60 минут, разделены на средний спектр (рис. 2ф. На рисунке можно проследить последовательное увеличение остаточной интенсивности от спектра к спектру. Спектр номер 2 рис. 2d имеет немного завышенные значения остаточной интенсивности, подобные показатели обусловлены неоднородностью свечения ионосферы, но в целом тенденция изменения остаточной интенсивности со временем прослеживается. Изменение интенсивности эмиссии атомарного натрия 5890 А в ночной период суток подробно описано авторами [12].

В спектрах IRAS 01005 отождествлены 7 межзвёздных полос DIBs (от англ. diffuse interstellar bands): 4964, 5780, 5797, 6196, 6203, 6379, 6614 A (рис. 3), их длины волн взяты из работы [13]. Для отождествленных DIBs измерены лучевые скорости и эквивалентные ширины (таблица 4). В работе Фридмана и др. [14] исследована методика вычисления по эквивалентной ширине некоторых DIBs межзёздного покраснения Eb-v и столбцовой плотности нейтрального водорода lg[N(H)]. Используя результаты Фридмана, мы вычислили

,1.051т

1.00

0.95

0.90

1.10

1.05

' 1.00

0.95

is 0.90 ей

0.85 0.80 1.10

1.05

§ 1.00 .а

OJ >

S 0.95 ей

0.901.10 1.05 -

и

Ц 1.00

3095

-100

-100

-100

0.90-

-100

-50 0 50

Radial velocity, km s-1

100

0.7

1 1 A

-100

-50 0 50

Radial velocitiy, km s-1

100

-50 0 50

Radial velocity, km s_1

100

-100

1.10

1.05

te1.00

.a

e iv

S 0.95

0.90-

-50 0 50

Radial velocity, km s->

100

-50 0 50

Radial velocity, km s_1

100

-100

-50 0 50

Radial velocity, km s1

-50 0

Radial velocity, km s-1

50

Рис. 3. Профили DIBs в порядке возрастания длины волны 4964 A (a), 5780 A (b), 5797 A (c), 6196 A (d), 6203 A (e), 6379 A (f), 6614 A (g).

>

п н

0 ©

X 00 X ►С

т

п ^

X К=

01

5 ^

т н т X ст

Таблица 4. Лучевые скорости (км с остаточные интенсивности, эквивалентные ширины межзвёздных диффузных полос (мА) и расчётные значения столбцовой плотности нейтрального водорода и межзвёздного покраснения

ю

о

СУ>

Дата 01В 4964 А 01В5780 А 01В5797 А 01В6196А 01В6203 А 01В6379 А 01В6614 А

К г К г К г к г К г К г К г

04.02.02 -25.8 96.2 20 -14.2 96.2 18 -16.9 94.3 16

22.11.02 -15.5 92.8 43 -11.3 95.5 28 -18.1 95.0 29 -17.6 94.3 26 -15.2 97.2 10 -7.1 94.7 27

25.11.02 -13.0 91.5 30 -14.2 90.0 53 -11.1 91.6 32 -11.0 93.5 19

27.11.02 -4.8 85.4 39 -10.3 88.1 33

02.12.02 -13.2 89.2 54 -16.1 93.9 24

03.12.02 -8.7 96.6 30 -12.8 93.2 38

19.12.02 -22.6 95.1 18 -5.0 88.3 32 -20.2 95.2 17

23.02.03 -15.2 94.9 17 -13.4 95.4 18 -14.5 95.9 10 -18.4 95.5 17 -19.1 94.5 20 -18.5 92.8 47

13.04.03 -17.9 93.3 25 -11.9 94.3 23 -5.4 97.2 12 -6.6 98.5 8 -14.9 95.0 31 -19.6 94.2 22

10.01.04 -18.0 90.9 36 -11.8 95.8 22 -12.0 95.7 16 -10.4 97.5 17 -13.1 93.8 33 -16.5 94.1 23

09.03.04 -15.7 91.8 35 -16.9 96.1 18 -4.2 89.0 42 -8.9 96.1 31

28.08.04 -19.3 92.4 20 -7.1 95.0 20 -10.6 96.3 10 -13.1 69.6 22 -6.1 91.3 35 -8.0 93.8 50

18.01.05 -3.4 94.2 33 -21.9 96.3 22 -13.9 96.8 19 -17.3 94.4 34

13.11.05 -15.1 97.4 6 -8.7 93.7 33 -19.4 96.8 17

15.11.05 -7.7 96.0 30 -13.8 95.2 30 -14.0 98.3 7 -12.1 97.3 21 -15.0 96.2 27 -11.8 95.0 30

09.12.06 -19.5 98.7 3 -18.1 94.5 25 -12.5 92.1 37

03.11.08 -24.8 98.5 6 -19.5 94.9 21 -12.7 96.7 20

05.11.08 -19.6 97.8 7 -25.9 95.9 33 -19.0 93.6 40

29.05.13 -14.9 98.0 5 -14.8 93.9 42 -12.1 95.8 35 -13.4 96.5 11 -24.3 96.6 22 -13.3 96.0 48

21.08.13 -26.1 97.3 7 -6.1 94.4 37 -11.6 96.4 26 -11.7 96.3 17 -15.4 96.1 29 -16.7 95.2 47

Ср.значения -21.1 97.4 9 -13.2 93.0 30 -14.3 94.5 27 -12.5 96.0 16 -13.0 92.1 19 -14.1 94.4 28 -13.5 94.5 34

1ё[Н(Н)] 20.39 20.81 21.04 20.92

Ев-V 0.051 0.126 0.286 0.137

га *

и> со га: и>

ь

X

>

к

о я:

О

о

и>

СО

га: и>

ь

X

>

п

X) >

со

X

>

X >

со ^

га X X X

X ?

£

п н о

►С X

X >

00 сл

межзвёздное покраснение и столбцовую плотность нейтрального водорода по четырём полосам DIBs (таблица 4).

4. ВЫВОДЫ

На основе многолетних наблюдений на 6-м телескопе с высоким спектральным разрешением проведено исследование межзвёздной и околозвёздной среды в направлении ИК-источника ЩАБ 01005. Подробно рассмотрена структура и формирование D-линий Ыа1, включая теллурические эмиссии, а также линии межзвёздного Са II. Измерены лучевые скорости и остаточные интенсивности. Несмотря на то, что многолетние наблюдения проводились с помощью разных приёмников, результаты измерений лучевой скорости остаются практически одинаковыми и колеблются в пределах ошибок. Отождествлены 7 межзвёздных полос DIBs, измерены их лучевые скорости и эквивалентные ширины, 6 из 7 имеют примерно одинаковую лучевую скорость около —13 км с-1. Определены соответствующие значения межзвёздного покраснения Ев-у и столбцовой плотности нейтрального водорода ^ [Ы(И)].

БЛАГОДАРНОСТИ

Автор благодарен В. Г. Клочковой за предоставление наблюдательного материала. Работа выполнена при поддержке Российского Фонда Фундаментальных Исследований (проект 14— 02—00291 а). Наблюдения на 6-метровом телескопе БТА и Цейсс-1000 проводятся при финансовой поддержке Министерства образования и науки Российской Федерации (соглашение № 14.619.21.0004, идентификатор проекта RFMEFI61914X0004). В работе использованы базы астрономических данных SIMBAD и БАО/ЫАБА ADS.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

1. V. G. Klochkova, M. V. Yushkin, A. S. Miroshnichenko, et al., Astron. and Astrophys. 392, 143(2002).

2. V. G. Klochkova, E. L. Chentsov, V. E. Panchuk, et al., Astrophysical Bulletin 69, 439 (2014).

3. V. E. Panchuk, V. G. Klochkova, M. V. Yushkin, and I. D. Najdenov, in Proceedings of the Joint Discussion No. 4 during the IAU General Assembly of 2006. Eds. A. I. Gomez de Castro and M. A. Barstow (Editorial Complutense, Madrid, 2007), p. 179.

4. V. E. Panchuk, V. G. Klochkova, M. V. Yushkin, and I. D. Najdenov, Journal of Optical Technology 76, 42 (2009).

5. М. В. Юшкин, В. Г. Клочкова, Препринт №206, (Специальная астрофизическая обсерватория, Нижний Архыз, 2005).

6. G. A. Galazutdinov, Preprint No. 92, (Special Astrophysical Observatory, Nizhnii Arkhyz, 1992).

7. V. G. Klochkova, V. E. Panchuk, M. V. Yushkin, and D. S. Nasonov, Astrophysical Bulletin 63, 386 (2008).

8. V. G. Klochkova, Astrophysical Bulletin 69, 279 (2014).

9. C. Loup, T. Forveille, A. Omont, and J. F. Paul, Astron. and Astrophys. Suppl. 99, 291 (1993).

10. A. S. Miroshnichenko, E. L. Chentsov, V. G. Klochkova, et al., Astrophys. J. 700, 209 (2009).

11. F. Cazzolato and S. Pineault, Astron. J. 125 2050 (2003).

12. N. N. Shefov, A. I. Semenov, and V. Yu. Khomich, Airglow as an Indicator of the Upper Atmospheric Structure and Dynamics (GEOS, Moscow, 2006), p. 429.

13. M. A. Cordiner, S. J. Fossey, A. M. Smith, and P. J. Sarre, Astrophys. J. 764, L10 (2013).

14. S. D. Friedman, D. G. York, B. J. McCall, et al., Astrophys. J. 727,33(2011).

MEÄ3BE3£HAH H 0K0^03BE3^HAH CPE^A B HAnPAB,HEHHH HK-HCTQMHHKA

87

Interstellar and Circumstellar Medium in the Direction to IR Source IRAS 01005+7910

E. G. Sendzikas

Using the high-resolution spectra obtained at the 6-meter telescope of the SAO RAS over 2002—2013, we studied the spectral features of the lines of interstellar medium. The radial velocities of the Na 15890 A, Na 15896 A, Ca II3934 A and Ca II3968 A absorption lines were analyzed. Seven diffuse interstellar bands 4964, 5780, 5797, 6196, 6203, 6379 A were identified in the optical spectrum of IRAS 01005+7910. Radial velocities V and equivalent widths W\ of these DIBs were measured, for which the values of the interstellar reddening EB-V and column density of neutral hydrogen log[N(H)] were calculated.

Keywords: line: profiles—stars: massive