CC BY
59
УДК 524.338.3-76
V2324 Cyg — F-ЗВЕЗДА С БЫСТРЫМ ВЕТРОМ
© 2008 В. Г. Клочкова*, Е. Л. Ченцов**, В. Е. Панчук***
Специальная астрофизическая обсерватория, Нижний Архыз, 369167 Россия Поступила в редакцию 29 января 2008 г.; принята в печать 20 февраля 2008 г.
Впервые выполнена оптическая спектроскопия с высоким спектральным разрешением переменной V2324 Cyg, ассоциируемой с ИК-источником IRAS 20572+4919. В области длин волн от 4549 до 7880 A отождествлено свыше 200 абсорбций (в основном Fe II, Ti II, Cr II, YII, Ba II, YII). Определены спектральный класс F0III и скорость вращения V sin *=69 км/с. Линии нейтрального водорода и D— линии NaI имеют сложный профиль типа P Cyg. Ни систематический ход лучевой скорости Vr с глубиной линии Ro, ни временна!я переменность Vr не обнаружены. Определено среднее значение гелиоцентрической лучевой скорости Vr = —16.8 ± 0.6 км/с. Скорости по ядрам абсорбционных компонентов ветровых линий Нв и NaI колеблются от —140 до —225 км/с (а скорости расширения соответствующих слоев — примерно от 120 до 210 км/с). Максимальная скорость расширения получена по синему компоненту расщепленной абсорбции На: 450 км/с для даты 12.12.95. Методом моделей атмосфер определены параметры: эффективная температура Tef f =7500K, ускорение сила тяжести log g = 2.0, микротурбулентная скорость = 6.0 км/с и солнечная металличность. Основной особенностью химического состава звезды является избыток лития и натрия. Принадлежность V2324 Cyg к post-AGB-звездам поставлена под сомнение.
1. ВВЕДЕНИЕ
Малоизученная переменная звезда V2324 Cyg (видимая звездная величина V = 11.63m, показатели цвета B—V = +1.09m, U—B = +0.58m, галактические координаты l=89.44o, b=+2.39o) является оптическим компонентом ИК-источника IRAS 20572+4919. Наблюдаемый избыток излучения в области 12—60 мкм и положение на диаграмме ИК-цветов позволяют считать этот объект кандидатом в молодые планетарные туманности с пылевой оболочкой [1]. Согласно современным представлениям (см., например, [2]) на кратковременной эволюционной стадии молодой планетарной (протопланетарной) туманности (PPN) наблюдаются звезды промежуточных масс, которые эволюционируют от стадии асимптотической ветви гигантов (AGB) к стадии планетарной туманности. Исходная масса этих звезд на Главной последовательности находится в интервале 3— 8 M©. На предшествующей стадии AGB эти звезды испытали большую потерю вещества в виде мощного звездного ветра, вследствие чего протопланетарная туманность представляет собой вырожденное углеродно-кислородное ядро с типичной массой около 0.6M©, окруженное
E-mail: [email protected] E-mail: [email protected] E-mail: [email protected]
расширящейся газопылевой оболочкой. Интерес астрономов к РРЫ обусловлен, во-первых, возможностью изучать историю потери вещества за счет звездного ветра, а во-вторых, уникальной возможностью наблюдать результат звездного нуклеосинтеза, процессов перемешивания и выноса в поверхностные слои продуктов ядерных реакций в предшествующей эволюции звезды.
Повышенное внимание астрономов к РРЫ в течение последнего десятилетия привело к ряду интересных результатов. Среди выборки кандидатов в РРЫ было выявлено около дюжины объектов с избытками тяжелых металлов, синтез которых идет за счет нейтронизации ядер железа в условиях низкой плотности нейтронов (так называемый в-процесс). Необходимые физические условия для эффективного в-процесса и последующего выноса в поверхностные слои обогащенного тяжелыми ядрами вещества обеспечиваются именно в звездах на стадии ЛОБ (см. историю и современное понимание проблемы в обзоре Буссо и др. [3]). Из анализа спектров выборки РРЫ выяснилось, что ожидаемые избытки элементов в-процесса наблюдаются в атмосферах тех РРЫ, атмосферы которых обогащены углеродом, и в ИК-спектрах которых имеется эмиссия на длине волны 21 мкм [4—7]. Подавляющее же число РРЫ не имеют ни избытка углерода (О-псИ звезды), ни избытка тяжелых металлов (см., например, [4, 9, 44]). Обнаруженная
корреляция между избытком тяжелых металлов в атмосфере звезды и особенностью ИК-спектра оболочки этой звезды требует объяснения, а следовательно, и расширения выборки изученных PPN.
О свойствах звезды V2324 Cyg к настоящему времени известно немного. Архипова и др. [10, 11] по многолетним UBV-наблюдениям обнаружили переменность блеска V2324Cyg с амплитудой ^0.3™ в полосе U и ^0.2™ в полосах V и B. Важным является вывод в работе Архиповой и др. [11] об отсутствии явно выраженной пуль-сационной периодичности в переменности блеска звезды. Переменность блеска объяснена авторами влиянием звездного ветра. Отсутствие пульсаций согласуется с достаточно ранним спектральным классом звезды — A31 [11]. Отметим, что в базе данных SIMBAD приведено другое значение спектрального класса, Sp = Fe. В поляриметрическом обзоре [12] источник IRAS 20572+4919 отнесен к объектам без поляризации, что может указывать на сферичность околозвездной оболочки. Хривнак и др. [13], изучая спектры выборки PPN в ближнем ИК-диапазоне, обратили внимание на аномальный (плоский) вид ИК-спектра и на отсутствие абсорбционных линий водорода серии Брэккета в спектре IRAS 20572+4919. Позже, изучая выборку PPN в ближней ИК-области 2.1— 2.3 мкм, Келли и Хривнак [14] классифицировали центральную звезду источника как F-звезду и отнесли ее к малочисленной группе звезд с эмиссией в линии Br7. В работе [15], где по данным ИК-фотометрии определен эволюционный статус 225-ти IRAS—источников, классификацию источника IRAS 20572+4919 в качестве “post-AGB’’-звезды авторы считают неуверенной (tentative).
Спектральные наблюдения V2324 Cyg в оптическом диапазоне выполнялись до сих пор только с низким спектральным разрешением, но и при низком разрешении были выявлены основные особенности оптического спектра V2324 Cyg — эмиссия в D-линиях NaI и особенно мощная эмиссия в На. Эмиссия в На обнаружена более 30-ти лет назад [16]. Наличие эмиссий естественно связывается с присутствием околозвездной оболочки, которая в оптическом спектре оказывает влияние на профили На и D-линий NaI. Недавно опубликован спектр
V2324 Cyg с разрешением около 2A [17], на котором видно, в частности, наличие эмиссии и в линиях
триплета кислорода OI Л 7773 A.
В данной статье мы представляем результаты спектрального мониторинга V2324 Cyg с высоким спектральным разрешением, выполненного на 6-м телескопе БТА. Цель наших исследований — выявление вероятной спектральной переменности, а также изучение поля скоростей в атмосфере и оболочке звезды, определение фундаментальных
Таблица 1. Журнал наблюдений V2324Cyg на 6-м телескопе
Дата UT АТ, сек ДА, А Спектрограф
12.12.95 16:24 6400 4720-6857 Рысь
12.06.01 23:50 6000 4546-7880 PFES
14.04.03 23:14 16200 5275-6760 NES
15.08.03 21:26 10800 5275-6760 NES
20.08.03 23:54 9600 4519-5997 NES
19.09.05 16:29 12000 5275-6760 NES
13.11.05 16:29 10800 4558-6010 NES
14.11.05 16:40 10800 5275-6760 NES
01.09.06 20:41 2400 5275-6760 NES
параметров, металличности и химического состава, уточнение эволюционного статуса. В разделе 2 кратко описаны методы наблюдений и редукции данных, в разделе Э мы приводим и анализируем полученные результаты и в разделе 4 — кратко суммируем основные выводы.
2. НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА ДАННЫХ
Наши наблюдения V2324 Cyg выполнены на 6метровом телескопе БТА Специальной астрофизической обсерватории РАН. Первый спектр получен в 1995 г. с эшелле-спектрографом Рысь [18] в фокусе Нэсмита со спектральным разрешением R=25GGG. В сочетании с ПЗС-матрицей 1Kx1K элементов была зарегистрирована спектральная область ЛЛ 472G — 6860 A. Второй спектр получен с эшелле-спектрографом первичного фокуса PFES [19] (R=15GGG). В сочетании с ПзС-матрицей 1Kx1K элементов была зарегистрирована спектральная область ЛЛ 4680—859GA. Все последующие наблюдения звезды выполнялись в фокусе Нэсмита БТА с эшельным спектрографом NES [2G], обеспечивающим спектральное разрешение R=6GGGG. Наблюдения были выполнены с использованием крупноформатной ПЗС-матрицы 2048x2048 элементов и с резателем изображений [20]. В табл. 1 для каждого спектра указаны: дата, средний момент наблюдений UT, продолжительность накопления, зарегистрированная область длин волн и использованный спектрограф.
Экстракция данных из двумерных эшелле-спектров выполнена с помощью модифицированного [21] 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 ТИ-Лг-лампы с полым катодом. Дальнейшая обработка, включающая спектрофотометрические и позиционные измерения, выполнена с помощью программы ЭЕСН20 [22]. Контроль и коррекция инструментальных сдвигов спектров звезды и лампы осуществлялись по теллурическим линиям молекул 02 и Н20.
3. ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ
3.1. Особенности оптического спектра У2324 Cyg
Основная часть нашего спектрального материала, данные о котором собраны в табл. 1, получена с предельным спектральным разрешением Р & 0.1 Л. Уже предварительный просмотр спектров высокого разрешения показал, что У2324 С;^ — звезда спектрального класса Б с широкими абсорбциями и профилями типа Р С;^ у некоторых линий (в зарегистрированном спектральном диапазоне это На, Нв, Ш и Э2 Ыа1). Помимо ожидаемых эмиссий в На и в линиях дублета ЫаЭ, мы обнаружили еще одну пекулярность спектра — линии поглощения имеют большую ширину, что нетипично для звезды со статусом роБІ-ЛОв.
Спектральный класс. Косвенная оценка спектрального класса, В8—А2ІЬ—II, сделана Архиповой и Иконниковой [10] по данным своих фотометрических наблюдений. Перейра и Миранда [17] по спектру низкого разрешения дают более поздний спектральный класс, но указывают столь же высокую светимость. Звезду НЭ 842 (сверхгигант Л91) из атласа [23] они выбрали как наиболее близкую по спектру У2324 С;^. Однако классификация У2324С;^ в работе [17] не вполне удовлетворительная по двум причинам:
• Приводимый в работе [17] спектр У2324 С;^ очень похож также и на другой спектр из атласа [23], принадлежащий НЭ 64191 Б0-3III (переменная типа 6 Бс1 ЛЭ СМІ). По соотношению глубин О-полосы и Н7 можно было бы отнести У2324 С;^ даже к классу Р5, однако, как показано ниже, профили бальмеровских линий в ее спектре аномальны.
• На результат классификации могут повлиять ширины абсорбций [24], а они сильно различаются у У2324С;^ и звезд сравнения. Скорости вращения V 8Іп і для У2324С;^, НЭ842 и НЭ 64191 соответственно: 69 км/с (по нашим спектрам), 16 км/с (также наша оценка, но по спектру в библиотеках ELODIE.3 [25], и ELODIE.3.1 [26]) и 12 км/с [27].
Наш материал позволил провести спектральную классификацию по отношениям интенсивностей линий нейтральных атомов и ионов металлов. Использованы прежде всего многочисленные абсорбции FeI и отдельные абсорбции FeII. Калибровочные кривые построены по данным атласа Клочковой и др. [28] и библиотеки спектров ELODIE.3 [25]. Последняя работа особенно удобна тем, что из нее можно было отобрать спектры с линиями примерно той же ширины, что и у V2324 Cyg, непосредственно сопоставлять их фрагменты и профили отдельных линий и бленд, сравнивать не эквивалентные ширины, а глубины линий.
Отношения глубин абсорбций в парах линий FeII/FeI в пределах спектрального класса F уменьшаются от F0 к F8, причем у сверхгигантов они больше и снижаются гораздо резче, чем у звезд главной последовательности. У V2324 Cyg эти отношения соответствуют интервалу от A9—F0 V до F8—G0I. Вариант сверхгиганта должен быть отброшен, т. к. при нужном отношени глубин сами глубины оказываются слишком большими.
Наши спектры V2324 Cyg хорошо воспроизводятся спектрами из библиотеки ELODIE.3 [25] для звезд со скоростями вращенияот от 60 до 80км/с: HD58923 (F0III), HD47072 (F0II), HD 432 (F2 III(IV)), HD 219877 (F3IV). Это звезды с надежными параллаксами (от 9 до 60 mas по каталогу MPPARCOS), и прямые оценки абсолютных величин дают: 0.2< Mv <2.8™. Для трех из них эти оценки соответствуют классам МК. Исключение составляет HD 47072, для нее параллакс указывает на класс светимости III—IV.
Сопоставление центральных глубин абсорбций Ro, усредненных по спектрам указанных звезд сравнения, с усредненными глубинами по нашим спектрам V2324 Cyg показало, что, если исключить отдельные, наиболее сильные линии, эти усредненные величины Ro в пределах ошибок совпадают как для FeI, так и для FeII. Таким образом, можно считать, что V2324 Cyg — это гигант либо субгигант раннего подкласса F. Более точно спектральный класс оценивался по зависимостям отношений Ro(FeII)/Ro(FeI) от Sp, полученным для звезд классов светимости III и IV. Так, например, при переходе от F0III к F5III для пары близких линий FeII(43) Л4732 и FeI(554) Л4737 отношение глубин убывает от 1.3 до 0.9, а для бленды FeII(40) Л 6433, FeI(62) Л 6431 — от 1.6 до
0.7. Величины этих отношений для V2324 Cyg: 1.05 и 0.98 соответственно. В итоге по линиям металлов умеренной интенсивности оцениваем спектральный класс V2324 Cyg: F2III.
Спектральные аномалии. Некоторые детали спектра резко отличают V2324 Cyg от обычного гиганта раннего подкласса F. Это прежде всего
400
300
(Л
Ш 200
■Р
С
100
Yr, Km/s
Yr, Km/s
400
300
ел
Ш 200
■Р
С
100
Yr, Km/s
Yr, Km/s
300
іл
■P
(Л
ш 200
100
'Jr. km/s
'Jr. km/s
'Jr. km/s
Рис. 1. Переменность профиля Ha в спектрах V2324 Cyg. Штриховой линией нанесено среднее значение скорости по фотосферным линиям металлов. Здесь и на последующих рисунках уровень континуума принятза 100.
5885 5890 5895 5900
UaYelenat.il. А
Рис. 2. Профиль Э-линий N81 в двух спектрах У2324 Cyg, полученных в 2005 г.
эмиссии в ряде линий. В доступной нам спектральной области они непосредственно видны в На (см. рис. 1) и дублете N81(1) в виде красносмещен-ных компонентов их Р Cyg—профилей (см. рис. 2). Вершины эмиссий в линиях N81 прорезаны межзвездными абсорбциями, но как нижний предел остаточной интенсивности для Э2 можно принять значение г^ 1.25 (рис. 2). Как следует из рис. 1, пик эмиссии На на наших спектрах не менее, чем в 3 раза (а на двух из них почти в 4 раза) выше уровня континуума. Сопоставление профилей На в спектрах, полученных в разные моменты времени, указывает на их переменность: меняется форма и интенсивность эмиссии и глубина абсорбционного компонента. Положение эмиссионного пика и абсорбции также меняется.
Профиль линии Н@ также содержит слабый эмиссионный компонент, интенсивность и положение которого, как следует из рис. 3, меняются со временем. Присутствие эмиссии проявляется в асимметрии профиля. Если разделить профиль надвое вертикальной прямой Уг = 0, то красная его часть оказывается приподнятой, а синяя, напротив, углубленной. На Уг^ 100 км/с глубина профиля Р^0.1 — 0.2, а 20.08.03 он даже выходит на уровень континуума. В то же время синесмещенное ядро абсорбции на Уг^ — (100 — 200) км/с глубже, чем у любой из названных выше звезд сравнения (12.06.01 Рс~0.85).
Бленда 01(1) Л 7774 в спектре низкого разрешения [17] видна как эмиссия, не уступающая в интенсивности дублету N81(1). В единственном из наших спектров, полученном 12.06.01, бленда 01(1) Л 7774, по-видимому, также частично залита эмиссией: эквивалентная ширина бленды
W^0.4A, что соответствует по [29] классу светимости V для ранних подклассов Б и вдвое меньше, чем у типичной звезды Р2III.
Кроме того, как отмечено выше, при сопоставлении глубин абсорбций металлов в спектрах V2324Cyg и звезд сравнения мы отбрасывали самые сильные линии — прежде всего триплеты РеП(42) и MgI(2). Средние центральные глубины для звезд сравнения: Ро^0.3, а для V2324Cyg: Ро(РеП)^ 0.12 и Ро(MgI)й^0.16. Почти все эти линии входят в тесные бленды и в спектрах обычных звезд доминируют в этих блендах, но в спектре V2324 Cyg они ослаблены до уровня других вкладчиков (в основном Ре^. Можно и это ослабление приписать присутствию эмиссий, но тогда остается неясным, почему оно не приводит также к заметным синим сдвигам абсорбций РеП(42) и MgI(2) относительно линий металлов малой и умеренной интенсивности (как и в случае триплета ОЦ1) и в отличие от Ив).
3.2. Лучевые скорости
Обсуждаемые ниже скорости измерены только по минимально блендированным линиям. В табл. 2 для них приведены основные, а иногда и побочные компоненты, использованные лабораторные длины волн, центральные остаточные интенсивности г и гелиоцентрические лучевые скорости Уг.
Для отобранных абсорбций малой и средней интенсивности (фотосферных) мы не выявили существенных систематических изменений глубин и скоростей от даты к дате. Не исключены малоамплитудные (на уровне 1—2 км/с) изменения скорости, но поскольку они могут быть следствием как пульсаций или двойственности, так и неучтенных систематических ошибок измерения, для фото-сферных абсорбций в табл. 2 приводятся значения Уг, усредненные по всему наблюдательному материалу. В этой же таблице для линий Ив, ЫаЦ1) и И а, показавших переменность профилей, значения г и Уг даны для каждой из дат наблюдений. Для двух последних линий значок “/” разделяет значения, относящиеся к абсорбционной и эмиссионной составляющим их Р Cyg—профилей.
Глубины отобранных фотосферных абсорбций в табл. 2 заключены в интервале 0.20<Ро <0.03. Систематический ход лучевой скорости Уг с глубиной линий Ро не заметен, что дает нам основание определить среднюю скорость Уг = —16.8 ± 0.6 км/с. Вероятно, она близка к скорости центра массы звезды У8у8. Надежного определения системной скорости Vsys для V2324 Cyg нет, так как излучение в полосах молекулы CO [30] и мазера И2О [31] не обнаружено.
Ur, km/s Vr, Km/s
к^г, Кт/Б
Рис. 3. Переменность профиля И^ в спектрах скорости по фотосферным линиям металлов.
Ur, Km/s
Cyg. Штриховой линией нанесено среднее значение
Что же касается скоростей, найденных по ядрам абсорбционных компонентов ветровых линий, то они изменяются со временем. Как видно из табл. 2, в спектрах, содержащих Нв и NaI D2, скорости по ядрам абсорбций оказываются близкими для этих двух линий и колеблются от —140 до —225 км/с (а скорости расширения соответствующих слоев
— примерно от 120 до 210 км/с). Лучевые скорости по ядрам На ниже: от —180 до —280 км/с. Наибольшую (в зарегистрированной нами области спектра) скорость расширения дают ее оценки по синим границам абсорбций На: 12.12.95 для синего компонента расщепленной абсорбции она достигает 450 км/с.
3.3. Параметры и химический состав атмосферы
Определение фундаментальных параметров по спектральным данным и расчет содержаний химических элементов в случае V2324Cyg осложнены большой шириной абсорбций в спектре звезды из-за большой скорости вращения V sin г=69км/с. Ниже покажем, что ошибки измерения эквивалентных ширин вносят основной вклад в неопределенность химического состава.
Для определения параметров модели атмосферы звезды — эффективной температуры и ускорения силы тяжести, для расчетов химического состава и синтетических спектров использована сетка моделей звездных атмосфер, рассчитанных [Э2] в гидростатическом и ЛТР-приближении для различных значений металличности. Известно, что самым сложным моментом в задаче расчета химического состава звезды всегда является фиксация основных параметров — эффективной температуры Teff и ускорения силы тяжести logg. Для объектов с неясным эволюционным статусом, а следовательно, и с неопределенным покраснением, затруднительно применять фотометрические данные для определения эффективной температуры. К тому же профили бальмеровских линий нейтрального водорода в спектре V2324 Cyg искажены переменной эмиссией. Поэтому эффективную температуру звезды мы определили из условия независимости содержания нейтрального железа от потенциала возбуждения соответствующих линий, ускорение силы тяжести выбиралось из условия ионизационного баланса для атомов и ионов железа, величина микротурбулентной скорости £t — из условия независимости содержания железа от интенсивности линий.
Таблица 2. Остаточные интенсивности г и гелиоцентрические лучевые скорости Уг для отобранных линий в спектре V2324Cyg. Двоеточием выделены неуверенные величины
Таблица 2. (Продолжение)
Линия А, А г Уг, км/с Дата
1 2 3 4 5
РеП(38) 4576.34 0.86 -15
РеП(38) 4583.84 0.83: -18
Са1(23) 4585.87 0.88 -15
Сг11(44) 4588.20 0.89 О см 1
ТІІІ(50) 4589.95 0.88 -16
Ре1(39) 4602.94 0.90 -
РеІ(554) 4607.65 0.92: -
РеІ(554) СгІ(21) 4613.28: 0.88 -
РеІІ(37) РеІ( 115) 4629.33 0.85 -15:
СгІІ(44) 4634.07 0.89 -15
РеІ(820) 4643.47 0.94 -
РеІ(38) РеІ(554) 4654.56: 0.87 -18:
РеІІ(25) 8сІІ(24) 4670.30: 0.86
РеІ(821) 4678.85 0.87 -
МЄІ(11) 4702.99 0.82 -15
N11(98) 4714.42 0.87 -17
РеІІ(43) 4731.47 0.86 -
РеІ(38) 4733.60 0.92 -
РеІ(554) 4736.78 0.86 -16
ТІІІ(92) 4778.99 0.85 -18
МпІ(16) ТІІІ(92) 4783.42 4805.09 0.87 0.88 -16 -17:
1пІ(2) 4810.54 0.95: -16:
МпІ(16) СгІІ(ЗО) 4823.52 4824.14 0.79 -
N11(131) СгІ(ЗІ) 4829.03 4829.37 0.93: -
Линия А, А г Уг, км/с Дата
1 2 3 4 5
СгІІ(ЗО) 4836.23 0.90 -
СгІІ(ЗО) 4848.25 0.84 -
Н/3 4861.33 0.20: 0.15 0.19 0.30 -138: -145 -226 -182 12.12.95 12.06.01 20.08.03 13.11.05
РеІ(318) 4871.70: 0.74 -
РеІ(318) 4891.10: 0.75 -
ВаІІ(З) ХЩ22) 4900.10: 0.86 -18:
РеІ(318) 4903.31 0.87 -
РеІ(318) 4918.90: 0.81 -
РеІ(318) 4920.50 0.80 -16
РеІІ(42) РеІ( 114) 4923.92 4924.77 0.88 -
РеІ( 1065) ВаІІ(І) 4934.00: 0.78
РеІ(687) 4950.11 0.94 О см 1
РеІ(318) 4957.50: 0.73 -
РеІ(687) 4966.09 0.91 о см 1
РеІ(984) 4973.11 0.95 -16:
РеІ(Юбб) 4988.98: 0.94: -
N11(111) РеІІ(42) 5017.58 5018.40: 0.85
N11(38) 5020.03 0.90: -
8сІІ(23) 5031.02 0.89 -15
РеІ(383) 5068.80: 0.88 -
РеІ( 1094) 5074.75 0.88 -16
УІІ(20) 5087.42 0.90 -15
РеІ( 1090) 5090.78 0.93 -18
РеІ(16) РеІ(Зб) 5107.55: 0.87 -
Таблица 2. (Продолжение)
Таблица 2. (Продолжение)
Линия А, А г Уг, км/с Дата
1 №1(177) 2 5115.40 3 0.94: 4 5
ТІІІ(86) 5129.16: 0.87 -17:
Ре1( 1092) 5133.69 0.88 О см 1
Ре1(383) 5139.37: 0.82 -17:
ТІІІ(70) 5154.07: 0.86: -
РеІ( 1089) 5162.27 0.89 -21:
Ре1(1) М&1(2) Ре1(37) 5166.28 5167.32: 5167.49 0.83: -
Ре1(1) Ре11(42) 5168.90 5169.03 0.89 -25:
М&1(2) 5172.68 0.85 -25:
М&1(2) 5183.61 0.83 -13
ТШ(86) 5185.91 0.90 -18
ТІІІ(70) Са1(49) 5188.69 5188.84 0.83 -18:
Ре11(49) Ре1(66) 5197.58 5198.72 0.87 О см 1
РеІ(66) 5202.34 0.91 -17
СгІ(7) РеІ(553) 5208.44 5208.60 0.84 -
РеІ(553) 5229.85 0.91 -19
СгІІ(43) РеІ(383) 5232.50 5232.94 0.85
СгІІ(43) 5237.32 0.89 -19
8сІІ(26) РеІ(1) СгІ( 18) 5239.82 5247.06 5247.57 0.93 0.93: -17
РеІ(1) РеІ(66) 5250.22 5250.65 0.91:
РеІ(553) РеІ( 114) 5273.28: 0.88: -
Линия А, А г Уг, км/с Дата
1 РеІ(383) 2 5281.79 3 0.89 4 5
РеІ(929) 5288.53 0.96: -19:
РеІ(553) 5302.31 0.91 -18
СгІІ(43) 5310.69 0.96 -15:
СгІІ(43) 5313.58 0.94 -17
РеІІ(49) РеІІ(48) 5316.66: 0.87 -16:
РеІ(553) 5324.18 0.87 -
СгІ( 18) СгІІ(24) 5345.80 5346.08 0.93: -
РеІІ(48) 5362.86 0.90 -18
РеІ( 1146) РеІ(786) 5364.87 5365.40 0.89: -
РеІ( 1146) 5367.47 0.90 -16
РеІ( 1146) 5383.37 0.89 -17
РеІ(553) 5393.17 0.91 -18
РеІ( 15) РеІ( 1145) 5397.13 5398.29 0.89 -16:
РеІ( 1145) 5400.51: 0.93: -
РеІІ(48) РеІ( 1165) 5414.07 5415.20 0.89
ТІІІ(69) 5418.77 0.92 -16
РеІ( 1146) РеІІ(49) 5424.07 5425.25 0.86 -
РеІ( 15) 5429.70 0.86 -16
РеІ( 15) 5434.52 0.89 -16
ТІІ(З) РеІ( 15) 5446.59 5446.92: 0.83: -17:
РеІ( 1145) РеІ( 15) 5455.56: 0.83 -17:
РеІ( 15) РеІ( 15) 5497.52 5506.79 0.91 0.91 -17
V2324 Cyg — F-ЗВЕЗДА С БЫСТРЫМ ВЕТРОМ Таблица 2. (Продолжение) Таблица 2. (Продолжение)
Линия А, А г Уг, км/с Дата
1 2 3 4 5
ОІВ Са1(48) 5512.64 5512.99 0.92 -
БсІЦЗІ) 5526.81 0.91: -
М§1(9) 5528.41 0.87 -
РеП(55) Ре1(626) 5534.84 5535.42 0.87: -
РеІ( 1183) 5554.90 0.94 -
РеІ( 1183) 5565.71 0.95 -15
РеІ(686) 5569.62 0.93 -15
РеІ(686) 5572.86: 0.90 -16:
РеІ(686) 5576.10 0.94 -18:
СаІ(21) 5581.98 0.93 -17
СаІ(21) РеІ( 1182) 5594.48: 5594.66 0.88 -18:
СаІ(21) 5601.28 0.92: -
СаІ(21) РеІ(686) 5602.90: 0.88
РеІ(209) РеІ(686) 5615.31 5615.60: 0.86 -17:
РеІ( 1314) 5633.95 0.96: -15:
РеІ( 1183) 5679.03 0.96 -18
N31(6) 5688.21 0.93: -
N11(231) 5715.09 0.97: -
РеІ( 1107) 5717.84 0.97: -16:
РеІ( 1087) 5731.77 0.95: -15:
РеІ( 1107) 811(17) 5763.00: 5772.15 0.92: 0.96 -17: -16
РеІ( 1087) 5775.08 0.98: -
ОІВ 5780.37 0.90 -7:
ОІВ 5796.96 0.87 -8
РеІ( 1179) 5816.38 0.95: -16:
ОІВ 5849.80 0.96 -8
Линия А, А г Уг, км/с Дата
1 ВаІІ(2) 2 5853.68 3 0.92 4 -16 5
СаІ(47) N11(228) 5857.45 5857.75 0.91 -
РеІ( 1181) РеІ( 1180) 5859.59 5862.36 0.95: 0.95 -15:
N31(1) 5889.95 0.82/1.17 0.90/1.10 0.90/1.22 0.96/1.23 0.84/1.20 0.81/1.24 0.90/1.20 0.90/1.20 -140/2: — 160/—8: —220/—21: -207/-18: -210/-22: —181 /—25: — 188/—26 —200/— 16: 12.12.95 12.06.01 14.04.03 15.08.03 20.08.03 19.09.05 14.11.05 1.09.06
N31(1)1.8. 0.07 -13
N31(1) 5895.92 0.88/1.09 0.93/1.08 1.02/1.19 1.05/1.18 0.98/1.16: 0.90/1.17 0.94/1.12 0.95/1.12 — 137/—2: -150/-15: — 169/—20: — 172/—37: —180/—37: — 164/—20: — 168/—18 — 150/—37: 12.12.95 12.06.01 14.04.03 15.08.03 20.08.03 19.09.05 14.11.05 1.09.06
N31(1)1.8. 0.07 -13
РеІ( 1180) РеІ( 1181) РеІ( 1260) 5914.17: 5987.07 0.94: 0.96: -16:
РеІІ(46) 5991.37 0.95 -17:
РеІ(959) 6003.02 0.97: -15:
МпІ(27) 6016.64 0.97 -15:
РеІ( 1178) Реї 6024.07 6042.10 0.95 0.96 -14: -17:
РеІ( 1259) 6056.01 0.96 -16:
Таблица 2. (Продолжение)
Таблица 2. (Продолжение)
Линия А, А г Уг, км/с Дата
1 2 3 4 5
Ре1(207) 6065.49 0.93 -17:
РеП(46) 6084.10 0.97: -
Ре1( 1259) Са1(3) Ре1( 1260) 6102.18 6102.73: 6103.19 0.87 -16:
Са1(3) 6122.22 0.89 -17
Ре1( 169) Ре1(62) Ре1(207) 6136.62 6137.00 6137.70 0.87: -
Ва11(2) 6141.72 0.86 -17
РеІІ(74) РеІІ(74) 6147.74 6149.25 0.93 -
СаІ(20) СаІ(З) 6161.29 6162.18: 0.89 -18:
ОІВ 6195.96 0.94 -11
РеІ(207) 6200.32 0.97 -
ОІВ 6203.08 0.96 -12:
РеІ(207) 6230.73 0.92 -17
РеІ(62) 6265.14 0.96: -
8111(2) 6347.10 0.90 -14:
8111(2) 6371.36 0.93 -
ОІВ 6379.29 0.91 -12
РеІ( 168) 6393.61 0.93 -16
РеІ(816) РеІ(ІЗ) РеІ(816) 6400.01: 6400.32 6411.66 0.91 0.95 -17: -16:
СаІ( 18) 6439.08 0.89 -17
СаІ( 19) 6449.82 0.92 -18:
СаІ( 19) РеІІ(74) 6455.60 6456.39: 0.88 -16:
СаІ( 18) РеІ( 168) 6462.61: 6462.73 0.90 -16:
Линия А, А г Уг, км/с Дата
1 2 3 4 5
РеІ(268) 6546.25 0.91 -15
Но; 6562.81 0.77/3.70: 0.40/3.00: 0.40/3.90 0.29/3.90 0.24/3.60 0.25/3.60 0.35/3.30 -180/31 -183/47 -247/45 -278/30 -260/42 -195/51 -280/40 12.12.95 12.06.01 14.04.03 15.08.03 19.09.05 14.11.05 1.09.06
ОІВ 6613.56 0.87 -12:
N11(43) 6643.64 0.96 -13:
ОІВ 6660.64 0.95: -10:
РеІ(268) 6678.00 0.94 -14:
ЬІІ(1) 6707.80: 0.95 -15:
СаІ(32) 6717.69 0.94 -17
СаІ(ЗО) 7148.16 0.89: -
РеІ( 1077) 7495.08 0.93 -15:
РеІ( 1077) 7511.03 0.94 -
N11(187) 7555.61 0.95 -
РеІ( 1077) 7568.91 0.94 -
РеІ(ІЗОб) 7742.72 0.94 -
01(1) 7771.94 0.96: -16:
01(1) 01(1) 7774.17 7775.39 0.90: -
РеІ( 1154) 7780.57 0.93 -15:
РеІ( 1154) 7832.21 0.93: -
Из-за вероятного искажения профилей линий металлов эмиссией мы отбирали для этих процедур те линии, для которых такие искажения визуально малы или отсутствуют.
Критерием достоверности метода является отсутствие зависимости содержания от потенциала возбуждения соответствующих линий для других химических элементов, представленных в спектрах многочисленными линиями ^Ш, ^П, ОгП,). Кроме того, при надежном определении микротурбу-лентной скорости отсутствует зависимость инди-
5850 5860 5870 5880
Uawelenath, А
Рис. 4. Линии бария Ball А 5853 и гелия HeI А 5876 в спектре V2324 Cyg, полученном в 2001 г. Тонкой линией нанесен теоретический спектр, рассчитанный с Teff =7500 K, log g = 2.0, £,t = 6.0 км/с и солнечным содержанием химических элементов.
видуальных содержаний от эквивалентных ширин линий, использованных для расчета. Типичная точность определения параметров модели (в среднем) для звезды с эффективной температурой около 7500 К составляет ATe// w 200 K, Alog g w 0.5 dex, w 1.0 км/с. В табл. 3 приведены ошибки содержаний химических элементов, обусловленные указанными ошибками параметров. Из сопоставления ошибок в табл. 3 и 4 следует, что основной вклад в неопределенность большего числа элементов дают ошибки измерения эквивалентных ширин линий.
Стандартной проверкой самосогласованности полученных параметров является хорошее согласие наблюдаемого и синтетического спектров. Мы сравнили наблюдаемый спектр объекта с синтетическим, рассчитанным нами с помощью программы [32]. Для расчета взята модель атмосферы с солнечным химическим составом и параметрами: Teff = 7500 K, log g = 2.0, £t = 6.0 км/с. Сопоставление наблюдаемого и теоретического спектров (см. примеры на рис. 4 и 5) указывает на их удовлетворительное согласие, если исключить линии HeI, а также уже отмеченные выше линии FeII(42) и MgI(2), искаженные эмиссией.
Величины сил осцилляторов log gf и иные атомные константы, необходимые для расчета содержаний, мы заимствовали из базы данных VALD [33, 34]. В табл. 4 даны принятые параметры модели атмосферы Teff = 7500 K, log g = 2.0, = 6.0 км/с
и средние содержания элементов по отношению к железу [X/Fe]. Химический состав фотосферы Солнца, относительно которого мы рассматриваем содержания химических элементов исследуемой
5170 5180 5190 5200
Uavelength. А
Рис. 5. Линии триплета магния М§1 А 5167—5183 и железа Ре11 А5169 в спектре У2324Су^ полученном 13.11.05. Тонкой линией нанесен теоретический спектр, рассчитанный с Те// =7500К, 1с^д = 2.0, =6.0км/с и с солнечным содер-
жанием химических элементов.
звезды, взят из работы [35]. Все расчеты химического состава выполнены нами с помощью программ, разработанных Шуляком и др. [32] и адаптированных ими же для РС в среде ОБ Linux. Расчет плоскопараллельных моделей в приближении ЛТР выполнен с помощью программ, описанных в работе [32]. Поправки за сверхтонкую структуру и изотопические сдвиги, расширяющие линии №1 и Ва11, не вводились.
Разброс содержаний химических элементов, полученных по набору линий, невелик: среднеквадратичное отклонение а не превышает 0.3 dex (см. табл. 4). При определении параметров модели атмосферы мы использовали линии малой и умеренной интенсивности с эквивалентными ширинами Ш < 0.25 А, поскольку приближение стационарной плоскопараллельной атмосферы может быть неадекватным при описании наиболее сильных спектральных деталей. Кроме того, часть сильных абсорбций в спектре искажена влиянием околозвездной оболочки. При недостаточном спектральном разрешении интенсивность оболочечных компонент включается в интенсивность компонент, формирующихся в атмосфере. Расчет содержаний химических элементов выполнен для расширенного набора линий — для ряда элементов (БШ, ТШ, Ре1, Ре11, Ва11) мы привлекли линии с эквивалентными ширинами, превышающими вышеуказанный предел эквивалентной ширины. Рассмотрим детальнее содержание элементов, комбинируя в группы по типу их синтеза.
Легкие элементы. Как и следовало ожидать в случае проэволюционировавшей звезды, содержание ряда легких элементов изменено. Прежде всего обращает на себя внимание избыток лития, рассчитанный по линии нейтрального лития Л 6707 А. Эк-
Таблица 3. Ошибки расчета содержания химических элементов в атмосфере V2324 Cyg A log e(X), обусловленные неточностью определения параметров атмосферы звезды
X ATeff +200 К Alogg +0.5 A & -l.Okm/s
Hel -0.57 -0.04 +0.08
Lil +0.07 -0.06 +0.02
Cl -0.02 +0.03 +0.05
Oi -0.10 +0.09 +0.01
Nai +0.02 -0.07 +0.04
Mgi -0.12 -0.24 +0.27
Sii -0.14 +0.09 +0.07
Si +0.02 -0.02 +0.03
Cai -0.04 +0.07 +0.02
Sen -0.03 +0.13 +0.04
Tin +0.00 +0.14 +0.09
Cn +0.06 -0.05 +0.09
Crii -0.01 +0.13 +0.04
Fel +0.03 -0.05 +0.14
Fell -0.02 +0.14 +0.13
Nil +0.04 -0.06 +0.05
Znl +0.06 -0.04 +0.04
Yll +0.03 +0.27 +0.07
Ban +0.06 +0.04 +0.29
вивалентная ширина этой линии измеряется уверенно во всех наших спектрах V2324 Cyg, ее средняя эквивалентная ширина W>50mA. Поэтому факт обнаружения избытка лития [LiI/Fe]>+0.68 считаем надежным. На рис. 6 представлено сопоставление наблюдаемого и синтетического спектров звезды в области линии LiI 6707 A. Расчет выполнен с параметрами Teff =7500 K, logg = 2.0, £t = 6.0 км/с и содержанием элементов из табл. 4. Эта аномалия является самой интересной в картине распространенности химических элементов в атмосфере V2324 Cyg.
Выявлен незначительный дефицит кислорода [O/Fe]=—0.12 при небольшом избытке углерода [C/Fe]=+0.35, при этом отношение C/O> 1. К сожалению, использованные линии кислорода
OI Л 5330.7, 6155.9, 6158.1 A очень слабы, к тому же из-за большой ширины их эквивалент-
Таблица 4. Содержания химических элементов е(Х) в атмосфере V2324 Cyg. Здесь а — среднеквадратичное отклонение содержания, n — число использованных в расчете линий. Расчет выполнен с параметрами модели Teff =7500 K, log g = 2.0, = 6.0 км/с. Содержания хи-
мических элементов е(Х) в атмосфере Солнца взяты из работы [35]
Солнце V2324Cyg
X e(X) e(X) a n [X/Fe]
Lil 3.251 >3.93 1 >+0.68
Cl 8.39 8.73 0.08 9 +0.35
Oi 8.66 8.53 0.28 3 -0.12
Nai 6.17 7.20 0.22 3 +1.04
Mg I 7.53 7.96 0.04 2 +0.43
Sin 7.51 7.22 0.09 5 -0.28
Si 7.11 7.41 0.19 2 +0.31
Can 6.31 6.85 0.13 4 +0.55
Sen 3.05 3.05 0.15 8 +0.01
Tin 4.90 4.76 0.08 11 -0.13
Cn 5.64 5.39 0.10 5 -0.24
Crii 5.31 0.06 19 -0.32
Fel 7.45 7.44 0.07 28 +0.00
Fell 7.43 0.10 14 -0.01
Nil 6.23 6.23 0.10 8 +0.01
Znl 4.60 4.68 0.17 2 +0.09
Yll 2.21 2.18 0.27 2 -0.02
Ban 2.17 2.64 0.09 4 +0.46
Примечание: 1 — значение для метеоритов [35].
ные ширины измерены с большой ошибкой (в табл. 4 для кислорода среднеквадратичное отклонение а=0.28). Поэтому содержание кислорода определено ненадежно. Линии азота в зарегистрированном интервале длин волн нам не были доступны, а его содержание принципиально важно для определения стадии эволюции. В целом, относительно триады СЫО можем уверенно говорить лишь об избытке углерода.
Содержание натрия определено по линиям Ыа1 Л 5682, 5688, 6160 А умеренной интенсивности, для которых невелики поправки, вызванные отклонением от локального термодинамического равновесия [36, 37]. Поэтому выявленный избыток натрия [Ыа/Ре]=+1.04 в основном может быть продуктом синтеза натрия в ЫеЫа-цикле, который идет од-
1Л
с
ш
+J
с
6660 6680 6700
Uauelencrtti, к
6720
Рис. 6. Линия LiI А 6707 в спектре V2324Cyg, полученном 12.06.01. Тонкой линией нанесен теоретический спектр, рассчитанный с Teff =7500K, logg = 2.0, £,t =6.0км/с и содержанием элементов из табл. 4.
новременно с горением водорода в CNO-цикле. Содержание магния, которое определено по двум линиям, MgI Л 4702.99 и 5528.40 A, также повышено: [Mg/Fe]=+0.43. Отношение [Na/Mg]=+0.61.
Элементы железного пика. Содержание железа, рассматриваемое обычно в качестве металличности, в атмосфере V2324Cyg не отличается от солнечного: log e(FeI, Fell)=7.44.
Достаточно надежно определенное содержание хрома и никеля, которые относятся к группе железа, также мало отличается от нормального: [CrI,CrII,NiI/Fe]= —0.19. Близкая к солнечной металличность звезды сочетается с величиной системной гелиоцентрической лучевой скорости, принятой в разд. 2.2: VQ &—17 км/с, характерной для звезд галактического диска.
Тяжелые металлы. Избыток бария по отношению к железу [Ba/Fe]=+0.46 — факт ожидаемый, но редко наблюдаемый для атмосфер сверхгигантов на стадии post-AGB. Гораздо чаще в атмосферах этих звезд на этой стадии наблюдается дефицит элементов s-процесса [5, 38]. Впрочем, мы не получили избытка для иттрия, который также синтезируется за счет медленного процесса нейтронизации. Наличие или отсутствие избытка элементов s-процесса связано с исходной массой звезды и темпом потери массы на стадии AGB, определяющими ход эволюции конкретной звезды и массу звездного ядра. Моделирование процесса третьего перемешивания [39] показывает, что эффективность выноса продуктов реакций растет с ростом ядра (а следовательно, и исходной массы) post-AGB-звезды. Из расчетов Хервига [40]
следует также, что эффективность выноса растет при учете проникающей конвекции у основания конвективной зоны.
О сепарации химических элементов в оболочке. Известно, что в атмосферах звезд с газопылевыми оболочками селективная сепарация химических элементов может быть эффективным механизмом, создающим аномальную распространенность элементов. Однако для V2324 Cyg факт близкого к солнечному содержания железа указывает на то, что конденсация на пылинки не происходит, поскольку железо относится к числу элементов, осаждение которых на пылинки идет эффективно. Аргументом является и нормальное содержание цинка: [Zn/Fe]=+0.09, что согласуется с типичным содержанием цинка [Zn/Met]=+0.04 в большом диапазоне металличностей [41]. Отсутствие проявления селективной сепарации химических элементов трудно объяснить для звезды с ИК-избытком, обусловленным околозвездной оболочкой.
Родственные объекты. Среди ранее изученных есть кандидаты в PPN с картиной химического состава, подобной той, что получена для V2324Cyg. Ареллано Ферро и др. [42], исследовавшие выборку звезд на стадии post-AGB, для одной из них, горячей звезды HD 172481(IRAS 18384—2800) также нашли избыток лития. Основные параметры Teff =7250 K, log g = 1.5 также близки к таковым у V2324 Cyg. Однако в атмосфере HD 172481, в отличие от V2324 Cyg, усилены и тяжелые металлы. Кроме того, Райнерс и Ван Винкель [43] заподозрили, что HD 172481, также в отличие от V2324Cyg,
является двойной системой. Поэтому эти две звезды не могут рассматриваться как полные аналоги.
Ближе к V2324 Cyg по совокупности параметров F-звезда HD 331319 (оптический компонент источника IRAS 19475+3119), имеющая ме-талличность, близкую к солнечной, избыток гелия, кислорода и легких металлов (Na, Si) при дефиците титана и бария [44]. Как и в случае V2324Cyg, в поверхностных слоях HD 331319, имеющей Teff =7200 K и log g = 0.5, также наблюдается избыток лития [Li/Fe]=+0.62. Интересно, что Клочкова и др. [44] обнаружили в спектре F-сверхгиганта HD 331319 линию гелия HeI Л 5876 A с эквивалентной шириной W\ & 38 mA и пришли к выводу о фотосферном происхождении линии гелия, а следовательно, о выносе продуктов его синтеза в ходе эволюции звезды. Что касается V2324 Cyg, то в ее спектре также нельзя отрицать
присутствие линии HeI Л 5876 A, по крайней мере, для нескольких моментов наблюдений. Рис. 4, где линия HeI Л 5876 A в спектре V2324 Cyg, полученном 12.06.01, сопоставлена с синтетическим спектром, рассчитанным с параметрами Teff =7500 K, log g = 2.0, (t = 6.0 км/с, подтверждает эту возможность. Для обеих звезд нет проявлений селективной сепарации химических элементов [42, 44].
Однако имея близкие эффективную температуру, металличности и детали химического состава, V2324 Cyg и HD 331319 существенно различаются по светимости и скорости вращения. Линии металлов в спектре HD 331319 узкие, а класс светимости
— Ib, в то время как в спектре V2324Cyg линии уширены вращением, а ее класс светимости, скорее всего, III. Существенно различаются в спектрах этих двух звезд и профили линии Ha. В спектре HD 331319 профиль Ha типичен для post-AGB-звезд (см. рис. 1 в работе [44]), а P Cyg-профиль Ha в спектре V2324 Cyg, скорее, ближе к спектрам сверхгигантов. Здесь необходимо напомнить, что в случае V2324 Cyg очень высока скорость истечения вещества — она достигает сотен км/с, что на порядок выше типичных скоростей расширения оболочек для PPN.
Есть еще один из кандидатов в PPN, по особенностям спектра и химическому составу подобный исследуемой звезде. Это спектральнопеременная BD+48o1220, оптический компонент ИК-источника IRAS 05040+4820. Переменность спектра этой звезды обнаружена недавно по спектрам, полученным на 6-м телескопе [45], несколько позже [46] определены ее параметры и химический состав. Помимо близких температуры и распространенности ряда химических элементов (солнечная металличность, избыток лития
и натрия), сходство BD+48o1220 и V2324Cyg проявляется в переменности профилей линий металлов, содержащих эмиссионный компонент, и в мощной эмиссии в линии Ha. Возможная близость эволюционной стадии для BD+48o1220 и V2324 Cyg подтверждается и отсутствием спектральных деталей в их радио-спектрах. Однако у этой пары звезд есть и существенное различие
— светимость: спектральная классификация дает класс светимости Ib для BD+48o1220. Величина ускорения силы тяжести, полученная методом моделей атмосфер, также различна: logg=2.0 и 0.0 для V2324 Cyg и BD+48o1220 соответственно.
3.4. Проблема светимости и эволюционного статуса V2324 Cyg
Кинематическое определение расстояния в направлении на V2324Cyg (l&89.4o, b&2.4°) ненадежно: лучевая скорость слабо зависит от расстояния по крайней мере до 2 кпк [47]. Однако избыток цвета и эквивалентные ширины межзвездных абсорбций NaI(1) и DIB (см. табл. 5) уверенно растут с расстоянием уже в пределах локального рукава. Их уровень у V2324Cyg заметно ниже, чем у членов обширной ассоциации Cyg OB7, на которую звезда проецируется и которая, согласно Хэмф-рис [48], удалена от нас на 0.8 кпк. Грубая оценка по указанным параметрам дает для V2324 Cyg расстояние d=0.5—0.6 кпк, что приводит к низкой величине светимости Mv & 1.6m. Спектральнофотометрическое определение расстояния на основе нашего спектрального класса (F2III) и фотометрии Архиповой и Иконниковой [10] (V = 11.7m и B—V = 1.1m) приводит к еще меньшему расстоянию, d=0.35—0.4 кпк. Столь низкая светимость указывает и на низкую исходную массу звезды, что не согласуется с обнаруженным избытком лития. Согласно [49], избыток лития может возникнуть в процессе эволюции наиболее массивных AGB-звезд с исходными массами M & 7M©.
Впрочем, избыток лития в атмосфере звезды невысокой светимости подсказывает альтернативную эволюционную фазу для V2324 Cyg. Романо и др. [50], рассматривая традиционные механизмы обогащения межзвездной среды Галактики литием, уделяют внимание и феномену избыточного содержания лития в атмосферах F-гигантов с ИК-избытками. Часть этих Li-rich гигантов, еще не достигших стадии AGB и наблюдаемых на RGB, имеют низкие массы M < 2.5M©. В качестве механизма производства лития авторы [50] предлагают “cool bottom process”, в основе которого лежит производство бериллия, его перенос к основанию конвективной оболочки и последующее разрушение до ядер лития в приповерхностных слоях звезды. Здесь уместно сослаться на недавнюю работу
Таблица 5. Эквивалентные ширины межзвездных Э-линий Ыа1 и диффузных полос Э1В. Для эквивалентных ширин Э-линий Ыа1 даны приблизительные оценки из-за сложности профиля Э-линий (см. рис. 2)
Спектральная деталь wx,A
В2 5889 «0.40
Э1 5895 «0.37
ОІВ5512 0.08
ОІВ 5780 0.23
ОІВ 5797 0.13
ОІВ 5850 0.03
ОІВ6196 0.04
ОІВ 6203 0.04
ОІВ 6379 0.07
ОІВ6614 0.12
ОІВ 6661 0.03
Жесниевича и др. [51], в которой определено e(Li) для выборки G-K-гигантов и субгигантов с солнечной металличностью, причем наибольшие величины e(Li) получены для быстровращающихся звезд, у которых V sin i > 30 км/с. Однако, как мы уже отмечали выше, спектральные особенности в виде эмиссий не позволяют принять для исследуемой звезды статус красного гиганта.
В заключение приходится признать, что, несмотря на большой объем полученных нами данных, эволюционный статус V2324 Cyg остается неясным. На диаграмме ИК-цветов источник IRAS 20572+4919 располагается в области IV, заселенной планетарными и протопланетарными туманностями. В соответствии с хронологическими последовательностями Льюиса [52], отсутствие мазерного излучения в полосах OH и H2O [31] указывает на приближение системы к фазе планетарной туманности. Это обстоятельство сочетается с выводами публикаций [1, 11], в которых авторы рассматривают V2324 Cyg как звезду на стадии post-AGB. Однако со стадией post-AGB не согласуется ряд полученных нами свойств звезды. Прежде всего — ее невысокая светимость: спектральная классификация указывает на класс светимости III. Не сочетается со статусом postAGB-звезды также профиль линии Ha и очень высокая скорость ветра, присущие обычно сверхгигантам. Перспективу дальнейшего уточнения удаленности, массы и природы V2324 Cyg мы видим в накоплении информации не только о
самом объекте, но и о звездах в направлении на ассоциацию Cas OB7.
4. ВЫВОДЫ
Впервые выполнена оптическая спектроскопия с высоким спектральным разрешением переменной V2324 Cyg, ассоциируемой с ИК-источником IRAS 20572+4919. В области длин волн от 4549 до 7880 A отождествлено свыше 200 абсорбций (в основном линии Fe II, Ti II, Cr II, YII, Ba II, YII). Определены спектральный класс F0II—III и скорость вращения V sin i=69 км/с. Основная пекулярность спектра звезды — линии нейтрального водорода и D-линии NaI, имеющие сложный профиль типа P Cyg, причем профиль Ha содержит мощный эмиссионный компонент.
По 9-ти спектрам, полученным в разные годы, мы не выявили ни систематический ход лучевой скорости Vr с глубиной линии Ro, ни временную переменность Vr, что позволило принять среднее значение Vr = —16.8 ± 0.6 км/с за системную скорость, Vsys&—17 км/с. По ядрам абсорбционных компонентов ветровых линий HP и NaI получены значения скорости от —140 до —225 км/с (а скорости расширения соответствующих слоев — примерно от 120 до 210 км/с). Максимальная скорость расширения получена по синему компоненту расщепленной абсорбции Ha: 450 км/с для даты 12.12.95.
Методом моделей атмосфер определены эффективная температура Teff =7500 K, ускорение силы тяжести logg = 2.0, микротурбулентная скорость ^=6.0км/с и металличность, которая равна солнечной. Основной особенностью химического состава звезды является избыток лития и натрия.
Близкая к солнечной металличность звезды в сочетании с величиной Vsys&—17 км/с позволяет отнести звезду к населению галактического диска. Одним из выводов работы является неопределенность эволюционного статуса V2324 Cyg. Полностью ее свойства не согласуются ни с post-AGB, ни с RGB-стадией.
БЛАГОДАРНОСТИ
Авторы благодарны М. В. Юшкину за помощь в наблюдениях и первичной обработке данных. Работа выполнена при поддержке Российского фонда фундаментальных исследований (проект 08-0200072 а), программы фундаментальных исследований Отделения физических наук РАН “Протяженные объекты во Вселенной” и программы Президиума РАН “Происхождение и эволюция звезд и галактик”.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. P. Garcia-Lario, A. Manchado, S. R. Pottash, et al., Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 82, 497 (1990).
2. T. Blocker, Astrophys. Space Sci. 275,241 (2001).
3. M. Busso, R. Gallino, and G. J. Wasserburg, Annu. Rev. Astronom. Astrophys. 37, 239 (1999).
4. V. G. Klochkova, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 272,710(1995).
5. V. G. Klochkova, Bull. Spec. Astrophys. Observ. 44, 5(1998).
6. L. Decin, H. Van Winckel, C. Waelkens, and
E. J. Bakker, Astronom. and Astrophys. 332, 928
(1998).
7. V. G. Klochkova and T. Kipper, Baltic Astron. 15,395 (2006).
44. В. Г. Клочкова, В. Е. Панчук, Н. С. Таволжанская, Pis’ma Astronom. Zh. 28, 49 (2002).
9. V. G. Klochkova, V. E. Panchuk, E. L. Chentsov, and M. V. Yushkin, Astrophys. Bull. 62, 217 (2007).
10. В. П. Архипова, Н. П. Иконникова, Pis’ma Astronom. Zh. 20, 700 (1994).
11. В. П. Архипова, Н. П. Иконникова, Р. И. Носкова, Г. В. Сокол, Pis’ma Astronom. Zh. 2б, 705 (2000).
12. T. M. Gledhill, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 356,883(2005).
13. B. J. Hrivnak, S. Kwok, and T. R. Geballe, Astrophys. J. 420,783(1994).
14. D. M. Kelly and B. J. Hrivnak, Astrophys. J. 629, 1040(2005).
15. P. Garcia-Lario, A. Manchado, W. Pych, and
S. R. Pottash, Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 126,479(1997).
16. H. Wishnewski and G. V. Coyne. Vat. Obs. Publ. 1, №. 11, 245(1976).
17. C. B. Pereira and L. F. Miranda, Astronom. and Astrophys. 462,231 (2007).
18. В. Е. Панчук, В. Г. Клочкова, И. Д. Найденов, et al., Препринт No. 139 (Спец. астрофиз. обсерв. РАН, Нижний Архыз, 1999).
19. V. E. Panchuk, I. D. Najdenov, V. G. Klochkova, et al., Bull. Spec. Astrophys. Observ. 44, 127 (1998).
20. V. Panchuk, V. Klochkova, M. Yushkin, and
I. D. Najdenov, “The UV Universe: stars from birth to death”, in Proceedings of the Joint Discussion No. 4 during the IAU General Assembly of 2006, Eds. by A. I. Gomez de Castro and M. A. Barstow (2007), p.179.
21. М. В. Юшкин, В.Г. Клочкова, Препринт No. 206 (Спец. астрофиз. обсерв. РАН, Нижний Архыз, 2005).
22. Г. А. Галазутдинов, Препринт No. 92 (Спец. астрофиз. обсерв. РАН, Нижний Архыз, 1992).
23. G. H. Jacoby, D. A. Hunter, and C. A. Christian, Astrophys. J. Suppl. 56, 257 (1984).
24. R. O. Gray and R. E. Garrison, Astrophys. J. Suppl. 69,301 (1989).
25. Ph. Prugniel and C. Soubiran, astro-ph/0409214 (2004).
26. Ph. Prugniel, C. Soubiran, M. Koleva, and D. Le Borgne, astro-ph/0703658 (2007).
27. E. Solano and J. Fernley, Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 122 131 (1997).
28. V. G. Klochkova, G. Zhao, V. E. Panchuk, and
S. V. Ermakov, Chinese J. Astron. & Astrophys. 4 279, (2004).
29. R. Faraggiana, M. Gerbaldi, C. van’t Veer, and M. Floquet, Astronom. and Astrophys. 201, 259 (1988).
30. B. J. Hrivnak and J. H. Bjeging, Astrophys. J. 624, 331 (2005).
31. O. Suarez, J. F. Gomez, and O. Morata, Astronom. and Astrophys. 467,1085(2007).
32. D. Shulyak, V. Tsymbal, T. Ryabchikova, et al., Astronom. and Astrophys. 428 993 (2004).
33. N. E. Piskunov, F. Kupka, T. A. Ryabchikova, et al., Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 112, 525 (1995).
34. F. Kupka, N. E. Piskunov, T. A. Ryabchikova, et al., Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 138, 119
(1999).
35. M. Asplund, N. Grevesse, and A. J. Sauval, ASP Conf. Ser. 336, 25 (2005).
36. Y. Takeda and M. Takada-Hidai, Publ. Astronom. Soc. Japan 46,395,(1994).
37. Y. Takeda, G. Zhao, M. Takada-Hidai, et al., Chin. J. Astron. Astrophys. 3,316,(2003).
38. H. Van Winckel, Astronom. and Astrophys. 319,561 (1997).
39. F. Herwig and S. M. Austin, Astrophys. J. 613, L73 (2004).
40. F. Herwig, Astronom. and Astrophys. 360, 952
(2000).
41. C. Sneden, R. G. Gratton, and D. A. Crocker, Astronom. and Astrophys. 246, 354 (1991).
42. A. Arellano Ferro, S. Giridhar, and P. Mathias, Astronom. and Astrophys. 368, 250 (2001).
43. H. van Reyniers and H. Van Winckel, Astronom. and Astrophys. 365,465(2001).
44. В. Г. Клочкова, В. Е. Панчук, Н. С. Таволжанская, Pis’ma Astronom. Zh. 28, 56 (2002).
45. V. G. Klochkova, E. L. Chentsov, V. E. Panchuk, and M. V. Yushkin, IBVS No. 5584 (2004).
46. В. Г. Клочкова, Е. Л. Ченцов, Н. С. Таволжанская, В. Е. Панчук, Astronom. Zh. 84, 714 (2007).
47. J. Brand and L. Blitz, Astronom. and Astrophys. 275, 67(1993).
48. R. M. Humphreys, Astrophys. J. Suppl. 38, 309 (1978).
49. O. Straniero, R. Gallino, and S. Cristallo. Nuclear Physics 777,311 (2005).
50. D. Romano, F. Matteucci, P. Ventura, and
F. D' Antona, Astronom. and Astrophys. 374, 646(2001).
51. G. Jasniewicz, A. Recio-Blanco, P. de Laverny, et al., Astronom. and Astrophys. 453, 717 (2006).
52. B. M. Lewis, Astrophys. J. 338, 234 (1989).
V2324 CYG—AN F-TYPE STAR WITH FAST WIND
V. G. Klochkova, E. L. Chentsov, V. E. Panchuk
High-resolution optical spectroscopy of the V2324 Cyg variable star associated with the IR source IRAS 20572+4919 is performed for the first time. More than 200 absorption features (mostly Fe II, Ti II, CrII, YII, Ba II, and YII) are identified in the wavelength interval from 4549 to 7880 A. The spectral type and rotation velocity of the star are found to be F0III and V sin i = 69 km/s, respectively. Neutral-hydrogen and NaI D lines have complex P Cyg profiles. Neither systematic trend of radial velocity Vr with line depth Ro nor temporal variability of Vr have been found. We found that the value for the average heliocentric radial velocity is Vr=—16.8 ± 0.6 km/s. The radial velocities inferred from the cores of the absorption components of the H^ and NaI wind lines vary from —140 to —225 km/s (and the expansion velocities of the corresponding layers, from about 120 to 210 km/s). The maximum expansion velocity is found for the blue component of the split Ha absorption: 450 km/s for 12.12.95. The method of model atmospheres is used to determine the following parameters of the star: effective temperature Teff =7500 K, surface gravity log 3=2.0, microturbulence velocity £t=6.0km/s, and metallicity, which is equal to the solar value. The main peculiarity of the chemical composition of the star is the overabundance of lithium and sodium. The results cast some doubt on the classification of V2324 Cyg as a post-AGB star.
