CC BY
22
УДК 524.31.01/.08
ПАРА LBV-ЗВЁЗД В АССОЦИАЦИИ SEROB1 A
© 2016 Е. Л. Ченцов*, О. В. Марьева
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия Поступила в редакцию 18 ноября 2015 года; принята в печать 25 апреля 2016 года
По концентрации звёзд, холодного газа и пыли в направлении l = 14◦ 7; b = — 0?9 подтверждено существование ассоциации SerOBl A на расстоянии около 2.1 кпс от Солнца и описана её структура. Для 29 звёзд ассоциации и её окрестностей представлены данные о лучевых скоростях и профилях звёздных и межзвёздных линий, полученные из оригинальных спектров высокого разрешения и собранные из литературы. Приведены новые спектроскопические сведения об уникальной паре HD 168607 и HD 168625, включающие свидетельства принадлежности обеих звёзд к классу голубых переменных высокой светимости (LBV), подтверждающие их взаимную пространственную близость и принадлежность к SerOB1 A, а также указывающие на их участие в эволюции ассоциации.
Ключевые слова: звезды:индивидуальные:HD 168607 — звезды:индивидуальные:HD 168625
1. ВВЕДЕНИЕ
Гипергиганты — очень малочисленная группа звёзд, а HD 168607 (B8.5 Ia-0) и HD 168625 (B5.0 Ia-0) отнесены к еще меньшей их подгруппе — голубым переменным высокой светимости (далее в тексте — LBV) [1, 2]. При этом угловое расстояние между ними всего около одной минуты, а линейное, по-видимому, не превышает 1 пк [3].
В изучении подобных объектов помогает их принадлежность к звездным группировкам, более стабильные члены которых позволяют оценить светимости, лучевые скорости центров масс и другие важные параметры гипергигантов. Одновременно исследуется влияние последних на межзвездную среду и звездообразование в их окрестностях. По галактическим координатам (l ~ 15°; b~ —1°) и удаленности (d^2 кпс) исследуемая пара отнесена к большой звёздной ассоциации SerOB1 [4]. Однако использование членства в ассоциации проблематично, поскольку само существование такой звёздной группировки сомнительно.
Ассоциация SerOB1 (первоначальное наименование «СтрелецII») имеется уже в предварительном списке О-ассоциаций Галактики, предложенном В. А. Амбарцумяном в 1949 г. [5]. Несмотря на серьезную критику Б. А. Воронцова-Вельяминова («...облако горячих гигантов в Стрельце совершенно произвольно разделено на две соприкасающиеся ассоциации...» [6]), ее параметры воспроизведены без изменений в ревизованном списке комиссии № 37 Международного
E-mail: echen@sao.ru
астрономического союза (МАС) 1966 г. [7], а позднее, в 1978 г., использованы Хэмфрис [4]. Произвольность линии раздела SerOB1 и соседней ассоциации SgrOB1 стала еще более очевидной после обнаружения пересекающего эту линию протяженного молекулярного облака [7]. В отличие от ряда других ассоциаций SerOB1 вряд ли можно считать физической группой, скорее это лишь «делянка» на небе: 5° вдоль галактического экватора на 3° градуса поперек него (l = = 14°—19°; b = —1.5°-(+1.5°)). Нам не известно ни одной публикации, посвященной SerOB1 в целом, тогда как находящиеся в ее границах комплексы М16 (NGC6611) и М17 (NGC6618) многократно и тщательно исследованы. Более того, предложено несколько вариантов разделения ассоциации на более компактные группы звезд. Это «агрегаты» Моргана и др. [8], «видимые группировки горячих звезд» Копылова [9], наконец, предложенные Мельник и Ефремовым [10] «новые ОВ-ассоциации» SerOB1 A и SerOB1 B, изолированные друг от друга и занимающие на небе около одного квадратного градуса каждая.
HD 168607 и HD 168625 попадают в границы SerOB1A, поэтому далее будем рассматривать только эту ассоциацию (14° < l < 15°5; — 1 ° 5 <b < 0 ° 5). Находится ли эта пара гипергигантов в объеме SerOB1 A так же, как комплекс M 17 и, если да, то каково ее участие в процессах, протекающих в ассоциации? Не претендуя на получение исчерпывающих ответов на эти вопросы, мы полагаем, что полученная нами спектроскопическая информация окажется полезной для:
• описания пространственного распределения и кинематики звёзд и межзвёздной среды к юго-западу от М 17,
• уточнения эволюционного статуса самих гипергигантов и
• выявления их возможного взаимодействия с окружающей средой.
волн для звездных и межзвездных линий взяты из базы данных атомных линий NIST2; в случаях тесных дублетов, триплетов и некоторых бленд использованы эффективные длины волн из [15] и работ, цитируемых в этой статье. Для диффузных межзвездных полос (DIBs) использованы длины волн из [16] как наиболее надёжные.
2. НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЙ МАТЕРИАЛ И ЕГО ОБРАБОТКА
Спектроскопия семи звёзд, близких к HD 168607 и HD 168625, была выполнена на 6-м телескопе Специальной астрофизической обсерватории РАН (САО РАН) с помощью эшелле-спектрографа НЭС [11], расположенного в фокусе Несмита. Кроме того, в библиотеке Южной европейской обсерватории [12] были найдены обработанные спектры звёзд HD 169454 и HD 171432, полученные со спектрографом UVES на телескопе VLT. Спектральное разрешение НЭС и UVES около 60 000 и 70 000 соответственно. Даты наблюдений и спектральные диапазоны приведены в таблице 1.
Первичная редукция данных (удаление следов космических частиц, деление на плоское поле и т.д.) проведена в среде MIDAS. Одномерные спектры экстрагированы из двумерных эшелле-кадров с помощью модифицированной процедуры ECHELLE [13] пакета программ MIDAS. Дисперсионные кривые построены по спектрам ThAr-лампы с полым катодом. Контроль и коррекция позиционного рассогласования спектров звезды и лампы выполнены по теллурическим линиям, остаточные систематические ошибки полученных лучевых скоростей не превышают 1 км с-1.
Для исследования спектральной переменности LBV-звёзд HD 168607 и HD 168625, кроме ранее опубликованных в работе [3] спектров, были использованы данные, полученные на 6-м телескопе САО РАН и на 1.5-м Российско-Турецком Телескопе (РТТ) в комбинации с кудэ-эшелле-спектрографом CES1. Кроме того, из библиотеки спектрографа UVES [12] были взяты два спектра HD 168607 и HD 168625, полученные в 2001 г.
Сведения о наблюдательном материале приведены в таблице 2. Окончательные измерения спектров выполнены с помощью традиционно используемого в САО РАН пакета процедур DECH20 [14], позволяющего, в частности, измерять лучевую скорость путем взаимного сдвига по длине волны прямого и зеркального изображений профиля линии. Лабораторные длины
1http://hea.iki.rssi.ru/rtt150/ru/index.php
3. ЗВЁЗДЫ И ХОЛОДНЫЙ ГАЗ В РАЙОНЕ SEROB1 A
Искомая скорость центра массы О-звезды или В-сверхгиганта, к которым относятся изучаемые нами объекты, не может быть получена простым усреднением оценок лучевой скорости Уг по отдельным линиям, сформированным в их нестабильных атмосферах. Поэтому для каждого спектра строился график зависимости лучевой скорости от остаточной интенсивности абсорбции (г), по которой она измерялась (Уг(г)), и по нему находился предел, к которому приближается Уг при стремлении г к 1 (восьмая колонка таблицы 1). Близкие значения Уг дают также чистые звездные эмиссии, если они присутствуют в спектре (девятая колонка таблицы 1). Две последние колонки таблицы 1 содержат лучевые скорости для Hв и Ha.
Если исключить гипергиганты HD 169454 и HD 168625, у остальных относительно стабильных звезд величины Уг, измеренные по разным линиям, различаются мало, причем в основном за счет небольших сдвигов Нв и На в синюю сторону (свидетельство расширения атмосфер). Отличия наших данных от имеющихся в литературе для большинства звёзд невелики (5—10 км с-1). Исключениями являются BD —16°4826 и HD 168571. Согласно [17], BD —16°4826 — спектрально-двойная SB1 с параметрами: 7 = 11 км с-1, К = 13 км с-1. Эмиссии от зоны H II комплекса М 17, заметные в нашем спектре этой звезды, дают Уг = 10 км с-1, что практически совпадает с 7-скоростью, но расхождение с ней нашего значения скорости самой звезды (82 ± 2 км с-1) остается необъяснимым. Не исключена также спектральная двойственность HD 168571 (в варианте SB2). Все абсорбции в ее спектре, кроме водородных, асимметричны: ядра смещены в синюю сторону относительно верхних частей профилей. В таблице 1 приведены оценки Уг по ядрам и в скобках — по депрессиям на красных склонах профилей.
2http://www.nist.gov/physlab/data/asd.cfm
Таблица 1. Некоторые сведения о звездах, близких к ИЭ 168607 и ИЭ 168625: даты наблюдений, спектральный
диапазон, полуширины слабых линий АУГ и гелиоцентрические лучевые скорости Уг в км с-1 для различных линий в полученных спектрах
BD/HD 1 ь, Спектр. Дата Спектральный AVr Vr Л
deg deg класс диапазон, нм г 1 Em Н/3 На
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (И)
—16°4826 15.26 -0.73 05.5V((f)) 25.07.2007 460-600 135 83 80 66
167633 14.34 -0.07 06.5V((f)) 31.07.2010 445-590 130 -43 -55 -58 -
168552 14.26 -1.25 B2.5II 30.07.2014 390-675 47 -12 - -13 -14
168571* 14.07 -1.39 Bllb 08.08.2014 393-670 80: (120:) 8: (55:) 20 19
168987 14.99 -1.45 B2Ib 11.06.2009 445-590 62 2 -18
169454** 17.54 -0.67 Blla-O 12.09.2002 306-384; 498-680 75 11 14 -228,-186,46
169673 16.21 -1.68 В1.211 11.08.2014 390-675 70 -11 -12 -13
169990 14.45 -3.02 B8III/IV 09.08.2014 393-670 115 -26 -26 -25
171432 14.62 -4.99 Bl/2Iab 04.11.2002 370-670 73 24 24 23 15
(1) — номера по каталогам ВЭ и ИЭ;
(2), (3) — галактические координаты;
(4) — спектральные классы, уточненные по нашим спектрам;
(5) — даты получения спектров;
(6) — рабочие спектральные интервалы;
(7) — полуширины профилей слабых абсорбций вблизи континуума (аналог V ят г);
(8) — значения лучевой скорости Уг при г ^ 1;
(9), (10), (11) — значения Ут, измеренные по эмиссионным линиям и по линиям И^ и Иа соответственно; * — даны оценки Ут по ядрам и по депрессиям на красных склонах профилей (в скобках);
** — у линии Иа Р Cyg-профиль с раздвоенной абсорбцией, поэтому даны три значения Ут: для абсорбционных и эмиссионного компонентов.
-20 0 20 -40 -20 0 20 40
Radial velocity, km s-1 Radial velocity, km s-1
Рис. 1. Слева: профиль межзвездной линии Nal D1 в спектрах HD 169990 (показан штриховой линией), HD 168552 (штрих-пунктирной), HD 168625 (сплошной) и HD 167838 (пунктирной). Справа: профиль межзвездной полосы DIB А 6196, обозначения те же.
3.1. Межзвездные линии Для построения ясной пространственно-кинематической картины Ser OB1 A полученных данных (таблица 1) недостаточно. По фотометрическим оценкам (методом спектральных параллак-
сов) расстояния для большинства звёзд, указанных в таблице 1, близки к расстоянию до комплекса М 17 (около 2 кпс), но лишь у трех из них к указанному выше значению Уг = 10 км с-1 близки также и наши оценки лучевых скоростей центров
Таблица 2. Журнал наблюдений HD 168625 и HD 168607
Дата Прибор Спектральный диапазон, A Дата Прибор Спектральный диапазон, À Дата Прибор Спектральный диапазон, A
HD168625 HD 168607
23.07.1997 LYNX 5400- -6700 14.08.1992 LYNX 4580-5950 29.07.2002 NES 4580-5950
19.06.1998 PFES 4100- -7700 28.05.1994 LYNX 5150-7100 27.09.2002 MD 5450-6700
04.06.1999 LYNX 5160- -7700 18.06.1995 C2 4800-6700 12.07.2005 CES 3930-8750
24.06.2000 LYNX 4700- -6330 10.08.1995 LYNX 4800-6750 15.08.2005 CES 3930-8750
09.07.2001 UVES 4980- -6800 04.07.1996 PFES 5150-7100 19.09.2005 CES 3930-8750
29.07.2002 NES 4580- -5950 21.07.1997 LYNX 5400-6700 11.08.2006 NES 4560-6000
27.09.2002 MD 5450- -6700 19.06.1998 PFES 4100-7700 12.09.2006 CES 4100-8600
18.08.2008 NES 4560- -6000 08.07.1998 PFES 4450-7700 18.09.2006 CES 4100-8600
14.08.1998 C2 4300-9800 25.07.2007 NES 4560-6000
24.06.2000 LYNX 4700-6330 17.08.2008 NES 4560-6000
04.06.2001 PFES 4550-7900 12.06.2009 NES 4450-5900
09.07.2001 UVES 3860-4970 04.06.2010 NES 4450-5900
LYNX — спектрометр в фокусе Несмита 6-м телескопа САО; PFES — спектрометр в первичном фокусе 6-м телескопа САО; C2 — куде-спектрометр 2-м телескопа обсерватории Терскол;
MD — спектрометр в кассегреновском фокусе 2.1-м телескопа обсерватории McDonald; NES — эшелле-спектрограф в фокусе Несмита 6-м телескопа САО; CES — кудэ-эшелле-спектрограф 1.5-м Российско-турецкого телескопа.
16 15 14 13
Galactic longitude, deg
Рис. 2. Участок неба (изображение DSS) вблизи галактического экватора, включающий окончание гигантского молекулярного облака (изображение из обзора 2MASS) и ассоциацию SerOBl A. Ромбами отмечены мазеры G 014.33-00.64, G 014.63-00.57 и G 015.03-00.67, находящиеся в данном регионе.
Рис. 3. Глубины R основных компонентов межзвездной линии NaI D1 Л 5896 и эквивалентная ширина W DIB Л 5780 (вверху), величины поглощения Ay (посредине) и количества звезд N в интервалах расстояний Ad = 0.2 кпс (внизу) в области 14° < l < 15° 5, —2° < b < 0° 5 как функции расстояния d (слева) и галактической широты b (справа). Точки и штриховые линии — R синих компонентов NaI D1, кружки и сплошные линии — R красных компонентов NaI D1, кружки и штриховые линии — Ay, колечки и сплошные линии — W DIB Л 5780, шкала справа.
масс. К тому же эти звезды широко рассеяны по окрестностям ассоциации. Гораздо надежнее использовать в дополнение к нашим качественные литературные данные о лучевых скоростях и интен-сивностях межзвездных линий и полос. Всего нам удалось собрать их для 29 звёзд (таблица 3).
При изучении структуры профилей межзвездных линий первостепенное значение имеет высокое спектральное разрешение. В работе [26] на примере линии Ыа I Э2 Л 5890 в спектре ИЭ 169454 показано (см. рис. 1 и 2 в оригинальной работе), что при разрешении 200 000 на дне ее профиля можно выявить по крайней мере шесть компонент. Более низкое разрешение 30000, использованное в той же работе, оставляет две различимые компоненты шириной около 10 км с-1 каждая. Именно такие раздвоенные профили Ыа1 Э характерны для достаточно удаленных звёзд вблизи галактического экватора между долготами 10° и 20°. В колонках (8) и (9) таблицы 3 приведены лучевые скорости и остаточные интенсивности по нашим и литературным данным для основных компонент более слабого из членов дублета Ыа1 Э1 Л 5896. В тех случаях, когда доступны еще более слабые и ненасыщенные межзвездные линии Ыа I (2), КI (1),
CH и др., появляется возможность более уверенно различить облака холодного межзвездного газа на луче зрения.
В интересующем нас направлении лучевая скорость увеличивается с расстоянием [27, 28], следовательно, синий компонент межзвездной линии формируется ближе к нам, чем красный. Чтобы продемонстрировать это, на рис. 1 сопоставлены профили линии NaI D1 и узкой DIB Л6196 в спектрах звёзд, удалённых на разные расстояния. Как видим, кинематика межзвездных облаков фиксируется формой профилей не только линий, но и наиболее узких межзвездных полос (средние значения Vr для ядер их основных компонентов приведены в предпоследней колонке таблицы 2). В спектре близкой звезды HD 169990 (до нее всего 0.2 кпс) видны только синие компоненты, слабый в DIB Л 6196 и умеренной интенсивности в Na I D1. У более далеких звёзд синие компоненты гораздо сильнее (в D1 центральная глубина R близка к 1), и в дополнение к ним появляются близкие по глубине красные компоненты. Последние формируются на луче зрения в пределах ассоциации SerOB1 A, и их интенсивности отражают важную особенность распределения в ней холодного межзвёздного газа.
Рисунок 1 показывает, что глубина межзвездных абсорбций зависит не только от удаленности звезды и ее галактической широты. Расстояния до HD 168552, HD 168625 и HD 167838 примерно одинаковы, близки к 2 кпс (т.е. к ассоциации), а их галактические широты: — 1?3, —1 ?0 и 0?3 соответственно. Однако красный компонент D1 наиболее глубок не у HD 167838, наиболее близкой к плоскости Галактики, а у HD 168625. Еще более резко это выражено в профиле DIB Л 6196. Дело в том, что ассоциацию SerOB1 A пересекает волокно упомянутого выше гигантского молекулярного облака (рис. 2). Оно хорошо видно не только в радиолиниях молекул, но и как полоса поглощения в оптическом и ближнем ИК-диапазонах в атласах [29, 30] и непосредственно на снимках 2MASS. Его пространственное совпадение с ассоциаци-
ей подтверждено недавним измерением годичных параллаксов заключенных в облаке мазеров [28]. Один из них, G 015.03-00.67, находится на периферии рассеянного скопления NGC6618. Расстояние до него, а, значит, и до скопления — 2 кпс, до соседнего мазера, G 014.63-00.57 — 1.8 кпс. Исследования межзвездного поглощения в окрестностях М 17, выполненные И. Проник [31] и Огу-рой и Ишидой [32], дали сходные результаты: в направлениях на молекулярное облако и на более прозрачный участок к юго-востоку от него до 1 кпс поглощение нарастает с расстоянием одинаково, кривые Лу совпадают, на больших расстояниях кривые расходятся, и на 2 кпс поглощение в облаке на 2 зв.вел. больше, чем рядом с ним.
Таблица 3. Основные данные о звездах ассоциации 8егОВ1 А и ее окрестностей, гелиоцентрические лучевые скорости Уг, остаточные интенсивности г для компонентов межзвездных резонансных абсорбций и средние значения Уг для диффузных межзвездных полос в их спектрах.
BD/ HD 1, deg b, deg Spec, type V, mag Ay, mag d, kpc Na I D1 KI Call К
Vr, kms-1 r Vr, kms-1 r Vr, kms-1 r DIB Ref.
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (11) (12) (13) (14) (15)
—16°4826 15.3 -0.7 05.5V 9.9 3.3 2.0 -7 6 0.05 0.05 -3 : Chl6
164222 14.9 4.7 B3V 8.1 1.0 0.6 -12 10 0.03 0.76 -11 0.55 [18]
166393 10.8 -0.5 A2V 6.5 0.0 0.1 -2 [19], S
166937 10.0 -1.6 B8Ia 3.8 0.9 1.0 -6 0.02 -6 0.33 -6 [19,20]
167263 10.8 -1.6 09.5111 6.0 1.0 1.1 -9 [21]
167264 10.5 -1.7 09.7Iab 5.4 0.9 1.6 -8 6 0.05 0.40 -7 0.73 -7 [18,22]
167633 14.3 -0.1 06.5V 8.2 1.5 2.2 -9 4 0.09 0.06 -3 Chl6
167771 12.7 -1.1 07+08 6.5 1.3 1.7 -8 [19,21]
167838 15.4 0.3 B3Ia/lab 6.7 1.8 2.2 -10 8 0.02 0.06 -11 12 0.66 0.86 -10 [18, 19]
167863 12.4 -1.4 B6II/III 6.7 0.5 0.6 -18 [21]
167971 18.2 1.7 08+04/5 7.5 3.2 2.3 -9 7 -11 11 -1 -2 -8 Chl6
168021 12.7 -1.5 BOIa/lab 6.8 1.3 2.6 -8 [19,21]
168075 16.9 0.8 07VC 8.8 2.3 2.0 -9 4 0.10 0.08 [23]
168137 17.0 0.76 07V+08V 8.9 2.2 2.6 -9 5 23 0.08 0.10 0.45 [23]
Таблица 3. (Продолжение)
BD/ HD I, deg b, deg Spec, type V, mag Ay, mag d, kpc Na I D1 KI Call К DIB Ref.
Vr, kms-1 r Vr, kms-1 r Vr, kms-1 r
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10) (ID (12) (13) (14) (15)
168368 14.2 -1.0 B2Ib/lI 9.3 1.3 4.3 -6 [21]
168552 14.3 -1.3 B2.5II 8.1 1.2 2.3 -10 8 0.06 0.22 -7 Chl6
168571 14.1 -1.4 Bllb 8.0 2.1 2.4 -9 2: 0.07 0.14 -7 Chl6
168607 15.0 -0.9 B9Ia-0 8.3 4.6 2.2 -7 6 0.06 0.03 -6 1 9 0.58 0.57 0.3 -8 9 0.04 0.07 9 Chl6
168625 15.0 -1.0 B5.5Ia-0 8.4 4.6 2.3 -8 7 0.07 0.02 9 Chl6
168987 15.0 -1.4 B2Ib 8.0 2.7 1.6 -8 6 0.12 0.06 -1 : Chl6
169009 20.6 1.6 B9.5V 6.3 0.5 0.1 -9 0.19 -10 0.63 [18]
169033 19.0 0.7 B5V 5.7 0.5 0.2 -11 0.19 [24]
169454 17.5 -0.7 Blla-O 6.7 3.3 2.3 -25 -13 7 0.19 0.01 0.04 -8 10 0.28 0.93 -10 Chl6, [21]
169673 16.2 -1.7 В1.211 7.4 0.7 2.1 -8 16 0.06 0.37 -7 18 0.74 0.92 -8 Chl6, [18]
169990 14.5 -3.0 B8III/IV 6.2 0.3 0.2 -11 0.40 -11 : -10 Chl6, [18]
170296 17.5 -1.8 AlIV/V 4.7 0.1 0.1 -12 [19]
170902 17.7 -2.5 A4/5IV/V 6.4 0.1 0.1 -9 [19]
171432 14.6 -5.0 Bl/2Iab 7.1 1.0 2.5 -21 -5 : 0.07 0.01 -23 -14 : -4 0.74 0.86 0.66 -20 -13 -3 0.35 0.25 0.08 -8 Chl6
171957 18.9 -3.5 B8II/III 6.5 0.9 0.3 -4 [19]
Сведения в колонках (2—5) взяты из SIMBAD, l и b — галактические долгота и широта.
Межзвездное покраснение AV и расстояние d определены нами. Использованы значения MV и (B — V)0 из [25]. В колонке (15) даны ссылки на источники приведенных оценок скоростей и интенсивностей межзвёздных линий; Ch16 — настоящая работа. Для DIB средние значения Vr найдены по пяти наиболее узким полосам с минимальными дифференциальными сдвигами: 5796.96 A, 5849.80 A, 6195.96 A, 6379.29 Aи 6613.56 A.
глубин компонентов профиля D1, поглощения в полосе V и плотности звёзд с расстоянием. Синий компонент насыщается к d ~ 1 кпс, а красный резко углубляется между 1.5 и 2.1 кпс. В этом же интервале расстояний нарастает и на d > 2.0 кпс стабилизируется величина Av. Максимум плотности звёзд приходится на d ~ 2.1 кпс — это значение, выделенное во всех трех фрагментах левой половины рисунка, естественно принять за расстояние до комплекса М 17 и ассоциации SerOB1 A. Справа на рис. 3 показаны изменения тех же параметров в картинной плоскости с галактической широтой.
,3.2. Близкие звёзды
Чтобы детальнее описать площадку с координатами: 14 ? 0 < I < 15 ? 5, -2? <Ь < 0 ? 5, охватывающую 8егОБ1 А, в дополнение к нашим спектроскопическим данным мы привлекли информацию о величинах в В- и V-полосах и спектральных классах в системе Моргана—Кинана (МК) для всех звёзд из этой области, согласно базе Б1МВАО. Среди 76 найденных звёзд только 6 слабее 11 величины, 8 — звёзды класса О, 55 — В-сверхгиганты.
Результаты анализа представлены на рис. 3. Левая половина рисунка показывает изменения
В отличие от синего компонента D1, красный наиболее силен не на галактическом экваторе, а к югу от него, на b ~ —0 ° 9. На этой же широте наблюдаются максимумы интенсивности DIBs (представлены в правом верхнем фрагменте рис. 3 полосой А 5780). Величина Ay показывает два максимума: на b ^ — 0° 9 и вблизи b ~ 0°, но первый почти вдвое выше второго. На той же широте сконцентрированы не только межзвездные газ и пыль, но и звёзды.
Обратившись затем к распределению звёзд по галактической долготе, вдоль которой вытянута ассоциация (рис. 2), и принимая во внимание погрешности в оценках расстояний, мы ограничили их для возможных членов SerOBlA интервалом от 1.5 до 2.8 кпс. Отобранные по этому критерию звезды распределены в зоне ассоциации неравномерно. Центральная часть (между l = 14 °4 и l = l5 °0) свободна от ОВ-звёзд с указанными выше параметрами, а О-звёзды и В-сверхгиганты сосредоточены в противоположных участках зоны: первые к северу от «окна» (в скоплении NGC 6618), а вторые к югу от него, вблизи скопления NGC 6613. В-сверхгиганты этой южной группы в подавляющем большинстве слабые: у 90% классы светимости Ib-II, и нет ни одного с классом светимости Ia. Те же особенности замечены и в распределении по долготе газа и пыли. Глубина красного компонента NaI D1 и величина Ay резко возрастают на l < 14 °4 и l > 14 °9.
3.3. Пространственная близость HD168625 и HD168607 между собой и с M17
Два В-гипергиганта HD 168607 и HD 168625 резко отличаются — как физически, так и территориально — от B-сверхгигантов южной группы. Светимость каждого из них превосходит суммарную светимость всей южной группы, и расположены они вблизи группы О-звёзд в скоплении NGC 6618.
Н. Смит и Р. Томблсон [2] связали эти гипергиганты со скоплением NGC 6618 и даже предположили, что они были выброшены из него. Помимо этой интересной гипотезы можно привести еще несколько соображений, «привязывающих» их к комплексу М 17:
• Описанное в [33] облако молодых звёзд малой массы (заместившее часть молекулярного облака) охватывает как М 17, так и гипергиганты.
• Ветрами последних может быть образован южный «вырез» туманности Омега.
• Звездообразование в М 17 происходит у северного «торца» молекулярного облака, а его южное ответвление (нижнее на рис. 2) резко обрывается, «натыкаясь» на исследуемую пару гипергигантов.
1.0
«
£ 0.6
с щ
á 0.4 о о> QÍ
0.2 0.0
-40 -20 О 20 40
Radial velocity, km s"'
Рис. 4. Сравнение усредненных профилей межзвездной линии NaI D1 в спектрах HD 168625 (сплошная линия — 29 июля 2002 г. и 18 августа 2008 г.) и HD 168607 (пунктирная линия — 25 июля 2007 г., 17 августа 2008 г., 12 июня 2009 г. и 4 июня 2010 г.). Точками и вертикальными штрихами отмечены положения и глубины боковых компонентов в спектрах некоторых звезд SerOB1A (вторая слева — BD-16°4826).
• Расстояния и лучевые скорости гипергигантов, звёзд и газовой составляющей М 17 в пределах ошибок совпадают.
• На диаграмме Герцшпрунга—Рессела для звезд комплекса М 17 [34] наши гипергиганты занимают положение, соответствующее возрасту около 7 млн лет. Звезды М 17 моложе, им 2—5 млн лет, а группа В-сверхгигантов на южном краю ассоциации старше, примерно 15 млн лет.
О пространственной близости ИЭ 168607 и ИЭ 168625 говорят совпадение их избытков цвета и сходство профилей межзвездных линий и полос в их спектрах [3]. Есть и прямое свидетельство [35]: на ИК-снимках внешней оболочки ИЭ 168625 ее полярное кольцо, обращенное к ИЭ 168607, менее отчетливо по сравнению с противоположным, что может быть следствием частичного рассеяния оболочки ветром соседнего гипергиганта. С большой степенью вероятности эти гипергиганты составляют физическую пару. Приняв этот факт, можно обратиться к анализу отличий межзвездных составляющих их спектров.
На рис. 4 совмещены профили линии N8 1 Э1, усредненные для повышения точности по нескольким спектрам, полученным в разные даты, но с помощью одного и того же спектрографа НЭС. По обеим сторонам от основных, описанных выше, имеются более слабые компоненты (их положения и глубины представлены на рисунке помимо ИЭ 168607 и ИЭ 168625 еще для нескольких звезд БегОВ1 А). Они наблюдаются лишь у близких к ассоциации звезд. По крайней мере красносме-
щенные (25 <Vr < 37 км с-1) компоненты отсутствуют у звезд с d < 1.5 кпс. Синесмещенные (—35 <Vr < —20 км с-1) компоненты встречаются чаще красносмещенных и в среднем глубже них, причем глубина убывает с величиной смещения.
Естественно предположить, что синесмещенные компоненты формируются в больших объемах газа, оттекающего от ассоциации. Как видно из рис. 4, их положения, глубины и даже профили у соседей-гипергигантов совпадают (Vr = —27 км с-1, R = 0.25), а у BD —16°4826, находящейся в комплексе M 17, наиболее активном районе ассоциации, депрессия на синем крыле (с Vr = —25 км с-1) почти вдвое глубже. Полезно также привлечь межзвездные линии Ca II, которые, в отличие от линий Na I, предпочитающих притемненные облака, формируются на всем луче зрения. К сожалению, в связи с сильным покраснением гипергигантов, межзвездным и атмосферным, хорошо прорисованные профили линий Ca II доступны нам только для одного из них, HD 168607 (в спектре, полученном 9 июля 2001 г. со спектрографом UVES). Форма этих профилей та же, что у линии D1 в интервале скоростей рис. 4, но за его синей границей они имеют дополнительную компоненту на Vr ~ —44 км с-1. Отметим, однако, что присоединение этой компоненты к межзвездным по единственному спектру не вполне очевидно: в отличие от линий Na I D у HD 168607 в линиях Ca II сильна звёздная, и не исключена околозвёздная составляющая. Для прояснения этого вопроса полезен спектроскопический мониторинг.
Красносмещенная компонента отчетливо видна только у HD 168625 (Vr = 34 км с-1, R = 0.20), а у HD 168607 если и присутствует, то на пределе обнаружения. Столь резкое различие спектральной детали у компаньонов звездной пары может указывать на ее околозвездную природу: затянувшуюся аккрецию на HD 168625, подобную той, что наблюдается у молодых массивных звезд в М 17 [36], или захват звездой ранее выброшенного ею вещества.
Предположив наличие в спектрах этих гипергигантов околозвездных деталей как связующего звена между их межзвездной и звездно-атмосферной составляющими, перейдем к описанию последней.
4. ОСОБЕННОСТИ И ПЕРЕМЕННОСТЬ СПЕКТРОВ HD 168625 И HD 168607
4.1. HD168625
Мы располагаем восемью спектрами высокого разрешения HD 168625, полученными с 1997 по 2008 гг. Результаты обработки приведены в таблице 4.
Таблица 4. Гелиоцентрические лучевые скорости для линий и их компонентов в спектре ИЭ 168625 в км с-1. Значения Уг для абсорбционных и эмиссионных составляющих линий И^ и На, имеющих Р Cyg-профили ветровой природы, приведены в последних колонках
Дата Уг (г ->1) Km Fe II Щ На
(1) (2) (3) (4) (5)
23.07.1997 12 -90 / 70
19.06.1998 12 10: -33/110 -160/65
04.06.1999 16 -105/85
24.06.2000 11 -50/110
09.07.2001 7 -113/85
29.07.2002 9 -16/107
27.09.2002 8 8: -45/75
18.08.2008 9 2/108
В качестве лучевой скорости центра массы, одной и той же для обоих гипергигантов, мы продолжаем использовать величину, принятую в [3]: 10 ± 1 км с-1. С ней совпадает в пределах ошибок среднее значение скорости Уг (г ^ 1), измеренной по самым слабым фотосферным абсорбциям Не1, С II и др. (вторая колонка таблицы 4). Зафиксированы колебания Уг(г ^ 1) от даты к дате в интервале 7—16 км с-1, но для поиска их возможной периодичности (пульсации, спектральная двойственность в варианте БВ1) наших данных недостаточно. В связи с этим необходимо упомянуть недавнее открытие двух спутников ИЭ 168625 [37], которые, однако, слишком слабы (Дш ~ 4.2 зв. вел. и 4.6 зв.вел.) и слишком удалены от основной звезды, чтобы заметно исказить ее спектр и наши оценки лучевых скоростей.
В спектре ИЭ 168625 наиболее сильные абсорбции обычно сдвинуты относительно самых слабых на несколько км с-1 и асимметричны, причем величина и знак сдвига и асимметрии изменяются от даты к дате и от линии к линии. По-видимому, дает о себе знать переменный радиальный градиент скорости в верхних слоях фотосферы и основании ветра, где формируются сильные линии, такие, как Не1 Л 5876, БШ Л 6347 и менее интенсивная линия Fe II Л 5169. Примеры профилей первой и последней показаны в нижней части рис. 5. Вертикальная прямая, указывающая положение скорости центра массы, рассекает профиль линии Fe II Л 5169 в спектре 29 июля 2002 г. так, что ядро и крылья оказываются по разные стороны от нее (ДУг = (Уг — 10) ~ —6 и +8 км с-1 соответственно). В данном случае можно было бы заподозрить спектральную двойственность в
J_I_I_I_I_._._i_L_i_._._I_i_i_i_L
-200 -100 0 100 200 Radial velocity, km s"1
i 0.6; Ч7 :
0.5_._i_._._._i_._._._i_._._._i_._._._i_._
-200 -100 0 100 200 Radial velocity, km s"'
Рис. 5. Вариации профилей линий в спектре HD 168625. Вверху: Ha, штриховая — 23 июля 1997 г., сплошная — 4 июня 1999 г., штрих-пунктирная — 9 июля 2001 г. Внизу: FeII Л5169 (вверху) и HeI Л 5876 (внизу), сплошные линии — 9 июля 2001 г., штриховые — 29 июля 2002 г. Вертикальной штрих-пунктирной прямой отмечена скорость центра массы звезды.
варианте SB2, но, по нашим данным, преобладает другой тип асимметрии, также представленный на рис. 5 профилями в спектре 9 июля 2001г. Ядра и крылья смещены в одну, синюю сторону, у He I Л 5876 на -6 и -15 км с-1,у Si II Л 6347 на -13 и -18 кмс-1, у FeII Л5169 на -12 и -18 кмс-1. Большее смещение верхней части профиля вызвано тем, что синее крыло углублено и вытянуто, а красное приподнято — «прото-P Cyg-профиль».
Ветровая природа линии Ha очевидна из P Cyg-профиля в верхней части рис. 5. Наиболее стабилен красный склон его эмиссионной составляющей, особенно нижняя часть, а наиболее изменчива абсорбционная составляющая. Согласно нашим данным, абсорбционная составляющая изменяется в пределах, намеченных профилями 23 июля 1997 г. и 4 июня 1999 г. Также в абсорбционной составляющей иногда различимы несколько компонентов в интервале -160 < AVr < -30 кмс-1. Такие сравнительно небольшие скорости расширения характерны
для медленных плотных ветров гипергигантов. Р С;^-профили имеют и более высокие члены серии Бальмера. Спектр 19 июня 1998 г., единственный в нашей коллекции, содержащий четыре бальмеровские линии, демонстрирует «бальмеров-ский прогресс:» нарастание скорости, измеренной по абсорбционному компоненту, от —160 км с-1 для На до —17 км с-1 для Ш.
4.2. НО 168607
Для НО 168607 мы располагаем 24 спектрами, полученными в 1992—2010 гг. Результаты обработки приведены в таблице 5.
Нестабильность атмосферы и ветра у НО 168607 спектроскопически проявляется более отчетливо и разнообразно, чем у НО 168625, прежде всего в профилях линий Fe II. Их разновидности демонстрирует рис. 6. Линия Л 6318 — одна из стационарных симметричных эмиссий Fe II, излучаемых протяженной оболочкой звезды и потому пригодных для оценки скорости центра массы. В спектре НО 168625 они едва заметны, измеримы лишь 2—3 из них, а у более холодной НО 168607 удается использовать до десяти линий. Линии Fe II высокого и низкого возбуждения резко отличаются друг от друга формой профиля. Первые, с потенциалами возбуждения нижних уровней порядка 10 еУ, — слабые чистые абсорбции (линия Л 5260 на рис. 6). Формируясь в верхнем слое фотосферы, они отражают ее расширение — своим сдвигом в синюю сторону на 10—15 кмс-1 относительно предельно слабых эмиссий и абсорбций (колонки (3) и (4) таблицы 5 соответственно). Все линии Fe II с потенциалами возбуждения нижних уровней около 3 eV — от самой сильной Л 5169 до самой слабой Л 5264 из представленных на рис. 6 — формируются уже в ветре и имеют Р С;^-профили с расщепленными на компоненты абсорбционными составляющими. Значения Уг для отдельных компонентов линий 42 мультиплета, наиболее сильных в оптической части спектра, приведены в колонке (5) таблицы 5. Те же скорости показывают и более слабые линии Fe II низкого возбуждения. Как видно из рис. 6, при переходе от сильных линий к слабым снижается «контраст» (градиент интенсивности) профиля, но его компоненты, пока видны, сохраняют свои положения. С другой стороны, те же компоненты содержат и ветровые профили Нв и На, но прорисованы они менее четко (особенно низкоскоростные, теряющиеся на крутом склоне сильной эмиссии) — отсюда расхождения значений Уг в колонках (5—7) таблицы 5.
Эмиссионные компоненты Р С;^-профилей по мере их ослабления смещаются в синюю сторону,
Таблица 5. Гелиоцентрические лучевые скорости для линий и их компонентов в спектре ИЭ 168607 в км с-1
Дата V* Km Fe II Kb в (г 1) Кы Fe II (42) KbsH/3 KbsHa
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7)
14.08.1992 12: 16 -95
28.05.1994 10: 7 -130
18.06.1995 10 10 -120
10.08.1995 10 9 -130
04.07.1996 8 9 -120
21.07.1997 9: 12 -105
19.06.1998 10 16 -140
08.07.1998 9 9 -145
14.08.1998 8 10 -110
24.06.2000 10: 11 -100
04.06.2001 8.24(5) 7: 10 -105
09.07.2001 8.25(5) 15 35 -34 -116 -41 -81
29.07.2002 8.27(4) 11: 17 -120
27.09.2002 8.18(5) 9 9 -130 -130
12.07.2005 8.17(4) 7: 7 -23 -142 -57 -70
15.08.2005 8.27(4) 12: 13 -20 -142 -63 -75
19.09.2005 8.30(5) 5: 22 40 -35 -75 -142 -47 -84
11.08.2006 10 11 48 -23 -110 -51
12.08.2006 6 7 -21 -67 -120 -56: -62 -93
18.08.2006 6 7 -19 -65 -120 -53: -82
25.07.2007 8.14(4) 10 12 -7 -80 -109 -79
17.08.2008 8.26(4) 7 11 -10 -97 -135 -40 -98
12.06.2009 8.11(5) 7 7 -54 -125 -58
04.06.2010 13 12 -32 -88 -148 -43 -80
* — звёздная величина на ту же дату из базы данных проекта ASAS [38], в скобках указана точность последней значащей цифры.
и измеренные по ним скорости сближаются со скоростями для абсорбций HeI и легких ионов, которые, напротив, растут с ослаблением линии (цепочки пустых кружков и треугольников в нижней части рис. 6). Общее предельное значение Vr (10.5 ± 1 кмс"1), как и для HD 168625, в пределах ошибок совпадает с указанным выше значением скорости центов масс пары гипергигантов.
Скачкообразность нарастания скорости расширения говорит о «порывистости» ветра HD 168607: в зону постепенного убывания плотности и нарастания скорости с радиусом, ответственную за т.н. абсорбционное «корыто» (trough) P Cyg-профиля, регулярно вбрасываются оболочки (уплотнения), создающие дискретные абсорбционные компоненты. Последние, как это было замечено впервые у P Cyg [39], возникают вблизи ядра «корыта» и
постепенно поднимаются по его синему крылу. К сожалению, имеющиеся у нас разрозненные данные позволяют проследить лишь один короткий эпизод такого перемещения дискретных депрессий в профиле линии Fe II Л 5169 с июля по сентябрь 2005 г. (рис. 7).
В нижней части рис. 7 представлена статистика положений и остаточных интенсивностей дискретных абсорбционных и эмиссионных компонент этой линии по всему нашему материалу. Важная особенность HD 168607, роднящая ее с LBV — красносмещенные абсорбции (появление одной из них прослежено на верхней части рис. 7). Они намного слабее и наблюдаются реже синесме-щенных, но ценны как свидетельство наличия в околозвездном веществе аккреционной составляющей. В спектрах классических LBV инверсные
-200 -150 -100 -50 0 50 Radiol velocity, km s-1
-200 -150 -100 -50
0
50 100
Radial velocity, km s-1
Рис. 6. В верхней части: профили линий Fe II в спектре НО 168607 (19 июня 1998 г.). Абсорбционный профиль, показанный сплошной — линия высокого возбуждения Л 5260. Р Су§-профили: сплошная — Л 5169, штрих-пунктирная — Л 5316, штриховая — Л 5264. Пунктир — стационарная эмиссия Л 6318. В нижней части: зависимости К (г) в том же спектре для фотосферных абсорбций (треугольники), абсорбционных компонентов Р Су§-профилей Fe II (кружки) и для их эмиссионных компонентов (колечки, шкала г справа). Вертикальной штрих-пунктирной прямой на обоих рисунках отмечена скорость центра массы звезды.
P Cyg-профили появляются в фазах максимального блеска [40]. Рисунок 8 демонстрирует сходство фрагмента одного из спектров HD 168607, включающего несколько линий Fe II низкого возбуждения, с соответствующим фрагментом спектра S Dor
из [40].
Фотометрическая переменность, специфичная для LBV, вызванная уплотнением их ветров вплоть до образования псевдофотосфер, найдена у HD 168607 в [41]: при поярчании всего на
100
-150 -100 -50 0 50 Radial velocity, km s~1
100
Рис. 7. Вверху: перемещения узких депрессий по абсорбционной составляющей Р Су§-профиля линии Fe II Л 5169 в спектре НО 168607. Штриховая линия — 12 июля 2005 г., пунктирная линия — 15 августа 2005 г., сплошная линия — 19 сентября 2005 г. Внизу: положения и относительные интенсивности абсорбционных и эмиссионных компонентов Р Су§-профиля линии Fe II Л 5169 в спектре НО 168607 по нашим наблюдениям с 1992 по 2010 гг.
4508 4512 4516 4520 4524 Wavelength, А
Рис. 8. Сравнение спектров S Dor, полученного 16 декабря 1989 г., и HD 168607, полученного 9 июля 2001 г., в районе линий FeII ЛЛ 4508, 4515, 4523 A. Синие абсорбционные компоненты помечены направленными вверх стрелками, красные — стрелками, направленными вниз. Спектр S Dor взят из [40].
-150 -100 -50 0 50 Radial velocity, km s-1
100
~ 0.8
-40 -20 0 20 40 Radiol velocity, km s~1
-150 -100 -50 0 50 Radial velocity, km s-1
100
-60 -40 -20 0 20 40 Radial velocity, km s~1
Рис. 9. Изменение профилей линий в спектре HD 168607 при увеличении визуального блеска. Сплошной линией показан профиль Fe II Л 5169, штриховой — HeI Л 5876, пунктирной — Si II Л 6347. Вверху слева показан спектр, полученный 10 августа 1995 г., вверху справа — 4 июля 1996 г., внизу слева — 19 сентября 2005 г., внизу справа — 12 июля 2005 г. Звёздные величины взяты из [41] и базы данных проекта ASAS [38].
0.2 зв. вел. звезда заметно краснеет. Наличие в указанной работе оценок блеска для моментов получения двух наших спектров позволило выявить также и синхронную с ней спектральную переменность. Профили некоторых линий в этих спектрах сравниваются на рис. 9. Реакция ветровой линии Fe II Л 5169 на уплотнение газа вполне естественна: усиливаются как абсорбционная, так и эмиссионная части Р Су£-профиля. Но она заметна и в сильных абсорбциях, обычно относимых к фотосферным. Глубины линий Ие1 Л 5876 и 81II Л 6347 на правом фрагменте рисунка различаются значительно больше, чем на левом, формальные оценки спектрального класса по этой паре линий: В9.2 и А0.1 для указанных значений V (8.3 зв. вел. и 8.1 зв. вел. соответственно). Кроме того, их профили перестроились — из
почти симметричных (левая часть рис. 9) — в «прото-P Cyg:» их синие крылья вытянуты, а красные укорочены (правая часть рис. 9), особенно у линии Si II. «Прото-P Cyg-профиль» прямо указывает на то, что зоны формирования этих линий заходят, как и у HD 168625, в основание ветра, а симметричные профили — на понижение температуры в основании ветра при увеличении визуального блеска звезды. Подобное поведение профилей спектральных линий мы наблюдаем и по данным 2005 г. (нижняя часть рис. 9).
5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Полученные нами данные уверенно подтверждают принадлежность к LBV как HD 168625, так и HD 168607. У HD 168625 фотометрия последних
лет не выявляет специфической LBV-переменности. Но сложная система ее газово-пылевых оболочек свидетельствует о гигантских эрупциях в прошлом. Кроме того, она обеспечивает ИК-избыток и, возможно, кроме экскреционной, содержат аккреционную составляющую, проявляющую себя в красносмещенном компоненте линий Na I D1. HD 168607, напротив, не имеет ни оболочки, видимой на прямых снимках, ни ИК-избытка, но отвечает всем остальным критериям малоамплитудной LBV.
Гипергиганты образуют физическую пару. Соединенная мощь их нестабильных ветров и радиации (особенно существенной в прошлом, на стадии О-звезд) не могла не сказаться на состоянии межзвездной среды и звездообразовании в ассоциации. Их ветры могли, с одной стороны, уплотнить северную ветвь гигантского молекулярного облака и способствовать формированию звёзд NGC 6618, а с другой, выдуть газ (или понизить его плотность) и сформировать «полость» в центре ассоциации.
Как и при описании CygOB2 [42], остается потребность в пополнении коллекции спектров для ярких членов ассоциации и в спектроскопии слабых звезд вблизи пары LBV.
БЛАГОДАРНОСТИ
Авторы выражают благодарность В. Е. Пан-чуку, М. В. Юшкину, А. С. Мирошниченко и И. Ф. Бикмаеву за получение и предоставление спектрального материала. Работа поддержана Российским фондом фундаментальных исследований (проект №14-02-00291а). В статье использовались данные наблюдений 6-м телескопа САО РАН, работающего при финансовой поддержке Министерства образования и науки РФ (соглашение №14.619.21.0004, проект РRFMEFI61914X0004).
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. E. L. Chentsov, Sov. Astron. Lett. б, 199(1980).
2. N. Smith and R. Tombleson, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 447,598(2015).
3. E. L. Chentsov and E. S. Gorda, Astronomy Letters 30, 461 (2004).
4. R. M. Humphreys, Astrophys. J. Suppl. 3S, 309 (1978).
5. В. А. Амбарцумян, Доклады АН СССР 6s, 21 (1949).
6. Б. А. Воронцов-Вельяминов, Астрон. ж. 3Б, 390 (1951).
7. B. G. Elmegreen, C. J. Lada, and D. F. Dickinson, Astrophys. J. 230,415(1979).
8. W. W. Morgan, A. E. Whitford, and A. D. Code, Astrophys. J. 118,318(1953).
9. I. M. Kopylov, Sov. Astron. 2, 359 (1958).
10. A. M. Mel'nik and Y. N. Efremov, Astronomy Letters
21, 10(1995).
11. V. E. Panchuk, V. G. Klochkova, M. V. Yushkin, and I. D. Naidenov, J. Opt. Technol. 76, 42 (2009).
12. S. Bagnulo, E. Jehin, C. Ledoux, et al., Messenger 114, 10(2003).
13. M. V. Yushkin and V. G. Klochkova, Preprint № 206 (Spec. Astrophys. Obs., Nizhnii Arkhyz, 2005).
14. G. A. Galazutdinov, Preprint № 92 (Spec. Astrophys. Obs., Nizhnii Arkhyz, 1992).
15. E. L. Chentsov and A. N. Sarkisyan, Bull. Spec. Astrophys. Obs. 62, 257 (2007).
16. G. A. Galazutdinov, F. A. Musaev, J. Krelowski, and G. A. H. Walker, Publ. Astron. Soc. Pacific 112, 648 (2000).
17. S. J. Williams, D. R. Gies, T. C. Hillwig, et al., Astron. J. 145,29(2013).
18. S. N. Kemp, B. Bates, J. E. Beckman, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 333, 561 (2002).
19. R. M. Crutcher and K. W. Riegel, Astrophys. J. 188, 481 (1974).
20. D. E. Welty and L. M. Hobbs, Astrophys. J. Suppl. 133,345(2001).
21. W. S.Adams, Astrophys. J. 109,354(1949).
22. L. M. Hobbs, Astrophys. J. Suppl. 56, 315 (1984).
23. A. Megier, A. Strobel, G. A. Galazutdinov, and J. Krelowski, Astron. and Astrophys. 507,833 (2009).
24. R. Gee nova, J. E. Beckman, S. Bowyer, and T. Spicer, Astrophys. J. 484,761 (1997).
25. T. Schmidt-Kaler, Stars and Star Clusters (Springer—Verlag, Berlin—Heidelberg, 1982).
26. S. R. Federman and D. L. Lambert, Astron. J. 104, 691 (1992).
27. J. Brand and L. Blitz, Astron. and Astrophys. 275, 67 (1993).
28. M. J. Reid, K. M. Menten, A. Brunthaler, et al., Astrophys. J. 783, 130(2014).
29. K. Dobashi, H. Uehara, R. Kandori, et al., Publ. Astron. Soc. Japan 57, 1 (2005).
30. K. Dobashi, Publ. Astron. Soc. Japan 63, 1 (2011).
31. И. И. Проник, Известия Крымской астрофиз. обс.
22, 152(1960).
32. K. Ogura and K. Ishida, Publ. Astron. Soc. Japan 28, 35(1976).
33. M. S. Povich, E. Churchwell, J. H. Bieging, et al., Astrophys. J. 696, 1278 (2009).
34. V. H. Hoffmeister, R. Chini, C. M. Scheyda, et al., Astrophys. J. 686,310(2008).
35. N. Smith, Astron. J. 133, 1034 (2007).
36. R. Chini, V. Hoffmeister, S. Kimeswenger, et al., Messenger 117,36 (2004).
37. E. J. Aldoretta, S. M. Caballero-Nieves, D. R. Gies, et al., Astron. J. 149,26(2015).
38. G. Pojmanski, Acta Astronomica 52, 397 (2002).
39. N. Markova and I. Kolka, Astrophys. and Space Sci. 141,45(1988).
40. B. Wolf and O. Stahl, Astron. and Astrophys. 235, 340(1990).
41. C. Sterken, T. Arentoft, H. W. Duerbeck, and E. Brogt, Astron. and Astrophys. 349, 532 (1999).
42. E. L. Chentsov, V. G. Klochkova, V. E. Panchuk, et al., Astronomy Reports 57, 527 (2013).
E. L. Chentsov and O. V. Marieva
A Star Couple in Ser OB1A Association
From the concentration of stars, cold gas, and dust in the direction l = 14 ◦ 7; b = —0?9, we have proved the existence of the SerOB1 A association at a distance of about 2.1 kpc from the Sun and described its structure. For 29 stars belonging to the association and its vicinity, we present data on radial velocities and profiles of stellar and interstellar lines derived from original high-resolution spectra and obtained from the literature. New spectroscopic data on the unique couple HD 168607 and HD 168625 are given including the evidence on belonging of both stars to luminous blue variables (LBVs), proving their mutual proximity and membership in SerOB1 A, and also indicating their participation in evolution of the association.
Keywords: stars:individual:HD 168607 — stars:individual:HD 168625
