Спросить
Войти
УДК 524.31-355
ОПТИЧЕСКИЙ СПЕКТР УДАЛЕННОЙ OH/IR-ЗВЕЗДЫ V1648AQL
(IRAS 19386+0155)
© 2019 В. Г. Клочкова1*, Н. С. Таволжанская1
На 6-м телескопе БТА со спектральным разрешением R > 60 000 получен оптический спектр звезды V1648Aql (IRAS 19386+0155). По многочисленным абсорбциям металлов измерена гелиоцентрическая лучевая скорость: Vr = 10.18 ± 0.05 кмс-1 (VLSR = 18.1 кмс-1). На профиле D-линий Na I выделены атмосферный, околозвездный и межзвездный компоненты: Vr = 9.2, —3.4 и —12.8 кмс-1 соответственно. Усредненная по набору из 20 отождествленных в спектре DIBs скорость, Vr = —12.5 ± 0.2 кмс-1, совпадает со скоростью по межзвездному компоненту NaI. В спектре зафиксированы слабые эмиссии с интенсивностью около 10% от уровня местного континуума, отождествленные с низковозбужденными линиями атомов металлов. Их среднее положение, Vr = 8.44 ± 0.28 км с-1, указывает на наличие слабого градиента скорости в верхних слоях атмосферы звезды. На основании спектральных данных сделаны оценка светимости звезды MV « —5m и нижняя оценка расстояния d > 1.8 кпк с учетом межзвездного и околозвездного покраснения. Методом моделей атмосфер определены значения фундаментальных параметров и содержания 19 химических элементов в атмосфере, подтверждающие для V1648 Aql статус post-AGB-звезды.
На основании проведенных фотометрических наблюдений в видимом и ИК-диапазонах авторы [1] пришли к выводу о принадлежности точечного инфракрасного источника IRAS 19386+0155 к объектам вблизи асимптотической ветви гигантов (AGB). При наличии значительного ИК-потока излучение мазера OH в полосе 1612 МГц отсутствует [2], что указывает на более позднюю стадию post-AGB. Повторный анализ данных обзора с радиотелескопом обсерватории Аресибо позволил обнаружить слабое излучение источника IRAS 19386+0155 в полосах OH мазера [3]. На основе поляриметрии в ближнем ИК-диапазоне Гледхил [4] заподозрил возможную принадлежность IRAS 19386+0155 к биполярным туманностям.
На стадии post-AGB наблюдаются далеко про-эволюционировавшие звезды с исходными массами в интервале 2—8 Mq. На предшествующей эволюционной стадии AGB эти звезды наблюдаются в виде красных сверхгигантов (их эффективная температура Teff 3000—4500 K). AGB-стадия
E-mail: valenta@sao.ru
для звезд вышеуказанных масс является заключительной фазой эволюции с ядерным горением в их недрах [5]. Интерес к AGB-звездам и к их ближайшим потомкам объясняется прежде всего тем, что именно в недрах этих звезд, находящихся на кратковременной эволюционной стадии, создаются физические условия для синтеза ядер и выноса наработанных продуктов ядерных реакций в звездную атмосферу и далее в околозвездную и межзвездную среду. В результате AGB-звезды с исходными массами ниже 3—4 Mq являются основными поставщиками (свыше 50% всех элементов тяжелее железа) тяжелых металлов, синтезированных за счет s-процесса, суть которого состоит в медленной (по сравнению с ^-распадом) нейтронизации ядер. Затравочными ядрами для цепочки реакций s-процесса служат ядра Fe. У звезд с исходной массой ниже 3—4 Mq необходимый поток нейтронов обеспечивает реакция 13C(a, n)16O, а в случае более массивных звезд с начальными массами более 4—5 Mq аналогичная реакция идет на ядрах 22 Ne. Эти более массивные AGB-звезды могут быть также источниками лития. Детали эволюции звезд вблизи AGB и результаты современных расчетов синтеза и выноса элементов приведены в статьях [6—8].
Источник IRAS 19386+0155 в оптическом диапазоне отождествлен со сверхгигантом V1648Aql спектрального класса F51 [9]. Этот сверхгигант лежит вне плоскости Галактики, что уже указывает на его вероятную принадлежность к проэволюциони-ровавшим звездам с исходной массой 2—8 Mq . К настоящему времени звезда была изучена преимущественно фотометрическими методами. В частности, Архипова и др. [10], выполнив 19-летний UBV-мониторинг звезды, изучили кривую блеска и пришли к выводу о синусоидальной переменности блеска с типичной для post-AGB-звезд амплитудой и периодом около 100 дней. Отметим выявленный этими авторами сложный характер долговременной переменности показателей цвета V1648Aql, для интерпретации которой необходим дальнейший мониторинг звезды. Позже Хривнак и др. [11], присоединив к своим наблюдениям многочисленные фотометрические данные других авторов, включая [10], подтвердили значения периодов переменности блеска и тренды в переменности величин блеска и показателей цвета. Близкой по совокупности наблюдаемых свойств к V1648Aql является V887Her — центральная звезда ИК-источника IRAS 18095+2704. На основании двугорбого распределения энергии и наличия излучения OH-мазера Хривнак и др. [12] рассматривают IRAS 18095+2704 как прототип O-rich протопланетарных туманностей. Льюис [3], анализируя свойства обширной выборки высокоширотных OH/lR-звезд, также подчеркнул близость эволюционного состояния протопланетарных туманностей IRAS 18095+2704 и IRAS 19386+0155.
Будучи довольно слабой в оптическом диапазоне, звезда V1648 Aql крайне редко изучалась методом оптической спектроскопии. Известна публикация Перейры и др. [13], авторы которой методом моделей атмосфер на основе спектра высокого разрешения в широком интервале длин волн определили фундаментальные параметры и химический состав центральной звезды этого источника. Авторы пришли к выводу о том, что V1648Aql — это O-rich-звезда с эффективной температурой Teff = 6800 ± 100 K, ускорением силы тяжести lg д=1.4±0.2 и с пониженной метал-личностью [Fe/H]Q = —1.1. Ими также получены содержания ряда легких металлов и тяжелых элементов в атмосфере. Важным результатом исследования [13] является моделирование нетипичного для post-AGB-звезд распределения энергии в спектре звезды, что привело авторов к выводу о возможном присутствии пылевого диска. К сожалению, авторы [13] мало внимания уделили особенностям оптического спектра, а сведения о картине лучевых скоростей в системе в их статье отсутствуют вовсе. Таким образом, очевидна необходимость продолжения изучения системы ИК-источника IRAS 19386+0155.
В данной статье мы представляем результаты анализа оптического спектра V1648Aql, полученного в 2017 г. В разделе 2 кратко описаны методы наблюдений и анализа данных. В разделе 3 мы приводим результаты, сопоставляя их с опубликованными ранее, и в разделе 4 приведены выводы.
Спектр V1648Aql получен 7 августа 2017 г. с эшельным спектрографом НЭС [14], стационарно расположенным в фокусе Нэсмита 6-м телескопа БТА САО РАН. В эту дату эшельный спектрограф НЭС был оснащен ПЗС-матрицей форматом 4068 х 2048 элементов с размером пикселя 0.0135 х 0.0135 мм, шум считывания 1.8 e-. Зарегистрированный спектральный диапазон составляет АЛ = [470; 778] нм. Для уменьшения световых потерь без снижения спектрального разрешения спектрограф НЭС снабжен резателем изображения на три среза. Каждый спектральный порядок на двумерном изображении спектра повторяется трижды со смещением вдоль дисперсии эшелле-решетки [14]. Спектральное разрешение составляет Л/АЛ > 60 000, отношение сигнала к уровню шумов S/N > 100 и вдоль эшельного порядка меняется от 100 до 150.
Экстракция одномерных данных из двумерных эшелле-спектров выполнена с помощью модифицированного (с учетом особенностей эшелле-кадров используемого спектрографа) контекста ECHELLE комплекса программ MIDAS (см. детали в работе [15]). Удаление следов космических частиц проводилось медианным усреднением двух спектров, полученных последовательно один за другим. Калибровка по длинам волн осуществлялась по спектрам Th-Ar лампы с полым катодом. Вся дальнейшая обработка, включающая фотометрические и позиционные измерения, выполнена с помощью последней версии программы DECH20t [16]. Отметим, что эта традиционно используемая нами программа обработки спектров позволяет измерять лучевые скорости для отдельных деталей профилей линий. Систематические ошибки измерения гелиоцентрических скоростей Vr, оцененные по резким межзвездным компонентам Nal, не превышают 0.25 км с-1 (по одной линии), случайные ошибки для неглубоких абсорбций порядка 0.5 км с-1 — среднее значение на одну линию. Тем самым для наших усредненных величин в таблице 1 случайные ошибки — порядка 0.2 км с-1. Отождествление деталей в спектре V1648Aql мы проводили, используя
Таблица 1. Результаты измерений гелиоцентрической лучевой скорости V в спектре У1648 Ад1 7 августа 2017 г Число измеренных линий каждого типа указано в скобках
Линии или элемент Vr, км c 1
Звездная атмосфера CS IS
Абсорбции 10.18 + 0.05 (349)
Эмиссии 8.44 + 0.28 (18)
На (ядро) 9.2
Н/3 (ядро) 10.6
Nal 9.2 (2) -3.4 (2) -12.8(2)
KI -3.7(1)
DIBs -12.5 + 0.2 (20)
опубликованный ранее атлас [17] оптического спектра канонической post-AGB-звезды HD 56126 (IRAS 07134+1005, Sp=F5Iab), базирующийся на наблюдательных данных 6-м телескопа в сочетании со спектрографом НЭС.
Оптический спектр V1648Aql в целом соответствует ожидаемому спектру F5I сверхгиганта, обладая при этом рядом особенностей. Во-первых, профиль Ha, представленный на рис. 1 в координатах «относительная интенсивность—лучевая скорость», является комплексным и включает широкие крылья и узкое ядро, что указывает на структурированную атмосферу сверхгиганта с оболочкой. При этом профиль чисто абсорбционный, видимых эмиссионных деталей не содержит. Как следует из таблицы 1, положение ядра H^ совпадает с положением атмосферных абсорбций металлов. Профиль Ha в спектре V1648Aql, полученный авторами [13] в 2000 г., не отличается от полученного нами спустя почти 17 лет. Этот тип профиля типичен для post-AGB-звезд, примером может послужить рис. 6 с профилями в спектрах четырех южных post-AGB-звезд [18].
В спектре уже упомянутой родственной post-AGB-звезды V887Her профиль Ha, представленный на рис. 2 в статье [19], также состоит из подобных компонентов. Причем узкое ядро на этом профиле имеет оболочечные эмиссии, которые в спектре V1648Aql менее выражены. Этот же тип профиля Ha можно видеть и в некоторые моменты наблюдений HD 56126. На рис. 1 в атласе [17] приведено полезное сравнение профилей Ha в спектре HD 56126 и в спектре классического массивного сверхгиганта a Per.
Radial velocity, km s"1
Рис. 1. Профиль Ha в спектре V1648Aql. Вертикальными линиями указаны положения эмиссий Ti 16554.23 A и Ca 16572.80 A.
Полученная нами по многочисленным абсорб-циям металлов в спектре V1648Aql средняя скорость Vr = 10.18 км с-1 (VLSR = 18.1 км с-1) согласуется с профилем скорости по полосам мазеров OH для ассоциированного источника IRAS 19386+0155 [3], что позволяет нам принять значение Vlsr = 18.1 км с-1 в качестве системной скорости V1648Aql. Отметим, что OH-профили для источника IRAS 19386+0155 имеют большую ширину AVr 50 км с-1 [3], что не позволяет нам точнее фиксировать значение только LSR по радиоданным. Ниже рассмотрим картину лучевых скоростей по особым группам спектральных деталей, впервые отождествленных в спектре V1648 Aql.
Спектральный фрагмент на рис. 2 иллюстрирует следующую особенность оптического спектра V1648 Aql: наличие слабых эмиссий нейтральных металлов с низким потенциалом возбуждения нижнего уровня. Две аналогичные эмиссии на крыльях На хорошо видны на рис. 1. В таблице 2 перечислены все такого рода эмиссии, отождествленные нами в зарегистрированном диапазоне длин волн. В последнем столбце этой таблицы приведены значения скорости, соответствующие положению эмиссии. Средняя скорость по 18 эмиссионным деталям, Vr (emis) = 8.44 ± 0.28 км с-1, мало отличается от средней скорости по абсорбциям, Vr = 10.18 ± 0.05 км с-1. Однако с учетом хорошей точности средних можно говорить о наличии слабого градиента скорости в атмосфере звезды. Полуширины этих эмиссий составляют около 0.3 A, или Д Vr œ 13 км с-1, превышая в 2—2.2 раза полуширины запрещенных ионосферных эмиссий [O I] в спектре, что подтверждает формирование эмиссий скорее в атмосфере V1648 Aql. Отметим, что на рис. 1 в статье [13] также видны эмиссии на крыльях На, однако авторы не придали значения этой особенности.
Подобные низковозбужденные эмиссии нейтральных металлов были ранее зафиксированы в спектре post-AGB-кандидата LN Hya (IRAS 12538 — — 2611) [20], имеющего спектральный класс F3Ia, близкий к таковому у V1648Aql. Часть эмиссионных деталей указанного выше типа из таблицы 2 содержится и в спектре LN Hya. В случае LN Hya эмиссии металлов появились в спектрах, полученных в моменты наблюдений в ее активные фазы 2010 г., когда профиль типа обратного P Cyg существенно отличался от того, что наблюдался в спокойные фазы. При этом положение абсорбционного компонента На также значительно отличалось от положения в другие моменты наблюдений. Кроме того, ядро На было существенно (примерно на 15 км с-1 ) сдвинуто в длинноволновую область относительно симметричных абсорбций металлов.
Некоторые эмиссии Fe, Co, Ni из таблицы 2 присутствуют также в спектре желтого гипергиганта p Cas с протяженной оболочкой (см. детали и необходимые ссылки в статье [21]). Причем в спектре p Cas среднее значение скорости по этим эмиссиям незначительно меняется со временем и мало отличается от значения системной скорости гипергиганта. Низкая ширина этих эмиссий в спектре p Cas и совпадение скорости с системной
указывают на то, что эти слабые эмиссии формируются во внешней протяженной газовой оболочке, размеры которой существенно превосходят фотометрический радиус звезды. Эмиссионные линии наблюдаются преимущественно в периоды понижения блеска звезды, что может указывать на относительную стабильность меры эмиссии, наблюдаемой на фоне ослабленного спектра фотосферы.
В оптическом спектре V1648Aql, несмотря на значительную ее удаленность от плоскости Галактики (галактическая широта звезды |6| > 10°), содержатся многочисленные межзвездные детали. В таблице 3 перечислены межзвездные полосы (ОШб) из известного списка [22], отождествленные нами и надежно выделенные среди бленд в спектре V1648 Aql. Для этих деталей в таблице приведены лучевые скорости, соответствующие положениям полос, и их эквивалентные ширины Ш\\. Измеренные эквивалентные ширины для нескольких общих ОШб хорошо согласуются с данными, измеренными в спектре V1648Aql авторами [23]. Однако в лучевых скоростях согласия нет.
Высокое качество спектра позволило нам впервые разрешить на компоненты О-линии Ыа1 5889 и 5895 А, а также впервые измерить положение межзвездной абсорбции К1 7696 А. На профиле
линий Ыа I 5889 и 5895 А в спектре V1648Aql уверенно выделяются индивидуальные компоненты, усредненное положение которых указано в таблице 1 и на рис. 3. Положение длинноволнового компонента, Уг = 9.2 км с-1, согласуется в пределах указанных выше ошибок со средней скоростью Уг, измеренной по большому набору абсорбций металлов, что свидетельствует о формировании этого компонента в атмосфере звезды. Положение самого коротковолнового компонента линий дублета Ыа1, Уг = —12.8 км с-1, совпадает с усредненным значением скорости по набору ШВб, отождествленных в спектре, что позволяет утверждать, что этот компонент формируется в межзвездной среде. На рис. 3 можно видеть различающуюся крутизну крыльев атмосферного и межзвездного компонентов, что также подтверждает нашу трактовку областей их формирования.
Компонент О-линий Ыа1 со скоростью Уг = —3.4 км с-1 смещен в коротковолновую область на 13.6 км с-1 относительно средней лучевой скорости по атмосферным абсорбциям. Естественно предположить, что этот компонент формируется в околозвездной оболочке, расширяющейся со скоростью Уехр = 13.6 км с-1, типичной для post-AGB-звезд (см. для сравнения многочисленные примеры в работах [24, 25]).
| 0.8 0.7 0.6
Рис. 2. Фрагмент спектра V1648Aql, содержащий сильные абсорбции SiII(2)6347 и 6371 A, эмиссии FeI6359 и 6400 A, межзвездную деталь (DIB) А = 6376 A, а также эмиссию [O I] 6363 A ионосферного происхождения. Указано отождествление основных деталей фрагмента.
Таблица 2. Список эмиссий металлов в спектре V1648 Aql
A, À Элемент Vr, км с 1 A, À Элемент Vr, км с 1 A, À Элемент Vr, км с 1
Таблица 3. Параметры межзвездных полос DIBs в спектре V1648 Aql
A, À Vr, км с 1 Wx, mÀ A, À Vr, км с 1 Wa,itiÀ A, À Vr, км с 1 Wx, mÀ
удаленность объекта. Попробуем оценить светимость звезды и расстояние до нее на основании полученных нами спектральных данных. Для
оценки избытков цвета Е(В — V), обусловленных межзвездным поглощением, используем измерен3.1.3. Светимость и расстояние до звезды
Каталог Са1аЭН2 дает ненадежное (отрицательное) значение параллакса для V1648Aql (как и для некоторых других удаленных звезд с пылевыми оболочками), что уже указывает на большую
Radial velocity, km s -1
Рис. 3. Профиль линии Na I 5895 A в координатах «относительная интенсивность—лучевая скорость». Отмечено положение компонентов профиля: 1 формируется в атмосфере звезды; 2 — в околозвездной оболочке, 3 — в межзвездной среде.
ные интенсивности для выборки DIBs и калибровочные зависимости E(B — V) ^ Wa(DIBs), согласно данным [26]. Привлекая для надежности лишь восемь наиболее уверенно измеренных полос c W\\ > 10 mA из таблицы 3, получаем среднее значение избытка цвета E(B — V) = 0™68. Эта величина избытка цвета обусловлена только межзвездным поглощением. Какая-то доля полного покраснения звезды обусловлена поглощением не в межзвездной, а в околозвездной среде. Поэтому естественно, что наша оценка избытка цвета несколько ниже величины E(B — V) = 0 ™8—0 ™9 в статье [10].
Светимость звезды оценим, используя известный для проэволюционировавших звезд критерий светимости — интенсивность триплета
кислорода OI 7774 A. Суммарная эквивалентная ширина триплета в нашем спектре равна
Wa(7774) = 1.42 A, что является типичным значением для post-AGB-звезд (см. для сравнения данные в [27]). При этом эквивалентная ширина триплета в спектре V1648 Aql в 1.5—2 раза нижеэквивалентной ширины триплета в спектрах массивных звезд высокой светимости близкого спектрального класса: V1302 Aql [28], V509Cas [29]. С учетом калибровки MV ^ W\\(7774), согласно [30], получаем для V1648 Aql светимость, соответствующую интенсивности триплета в спектре: Mv — 5m. Результаты Такеды и др. [30] позволяют нам отметить хорошее согласие двух спектральных параметров, полученных по спектру V1648Aql, а именно: ускорения силы тяжести и W\\(7774).
Полученная нами светимость хорошо согласуется со спектральной классификацией и светимостью, ожидаемой из теоретических представлений об эволюции post-AGB звезд [31]. Однако оценка светимости по W\\(7774) не вполне точна по ряду причин. Во-первых, у V1648Aql наблюдается многолетний тренд видимого блеска примерно на 0™4 [10]. Во-вторых, эквивалентная ширина триплета OI 7774 A может быть повышена из-за большого избытка кислорода в атмосфере V1648Aql. Ковтюх и др. [32] рассмотрели влияние на калибровочную зависимость Mv — W\\ (7774) параметров звезд, включая их металличность. При этом они справедливо отметили малое влияние содержания кислорода на W\\ насыщенных линий триплета O I 7774 A.
Учитывая тренд видимого блеска из [10] и величину поглощения Av = 2 ™ 17 (при стандартном значении R = 3.2), получаем расстояние до звезды d 5 кпк. Если же учесть еще и избыток цвета из-за поглощения в оболочке звезды, который по оценкам Архиповой и др. [10] составляет около 0 m. 4, то расстояние до звезды уменьшится до 3.8 кпк (при R = 3.2) и даже до 1.8 кпк (при R = 7.4). Здесь стоит упомянуть оценку расстояния IRAS 19386+0155 в каталоге [33]. Моделируя SED, эти авторы пришли к оценке светимости L/Lq = 6000, что близко к нашему определению светимости по триплету кислорода. При этом ими получены низкий избыток цвета E(B — V) = 0 ™36 и расстояние d = 3.3 кпк. Эти оценки малонадежны, если учесть аномальный характер SED для IRAS 19386+0155, обусловленный присутствием теплой (порядка 1000 K) и холодной (около 200 K) пыли [13].
В целом приходится признать, что расстояние до V1648 Aql пока определено не вполне точно, но мы можем считать нижней его оценкой d 1.8 кпк.
,3.2. Химический состав атмосферы У1648Ад1
В определении химического состава звездной атмосферы сложным моментом всегда является фиксация основных параметров — эффективной температуры Тед и ускорения силы тяжести ^ д. Задача усложняется для объекта с околозвездной пылевой оболочкой, для которого из-за неопределенности покраснения затруднительно применять
фотометрические данные для определения эффективной температуры. В качестве исходных параметров модели Те^, ^ д и микротурбулентной скорости ^ мы использовали значения, определенные для V1648 Aql с хорошей точностью в рамках чисто спектрального подхода [13]. Эти авторы получили надежные содержания химических элементов на основе высокачественного спектра с применением современного метода анализа. Поэтому ниже рассмотрим полученный нами химический состав лишь вкратце, останавливаясь на некоторых ключевых моментах.
Добиваясь соблюдения ионизационного баланса для FeI и Fe II, мы выполнили многочисленные расчеты их содержаний, варьируя основные параметры модели атмосферы. В качестве окончательных нами приняты значения: Те^ = 6800 ± 100 К, ^ д = 1.2 ± 0.2, = 8.3 ± 0.5 км с"1, которые в пределах ошибок согласуются с параметрами из [13]. Выбор эффективной температуры и ускорения силы тяжести подтверждается хорошим согласием содержаний по абсорбциям нейтральных атомов и ионов для Т1 и Сг. При этом согласие хуже для кремния, что мало значимо из-за небольшого числа линий Б111. При определении параметров модели атмосферы и в расчетах содержаний мы использовали линии малой и умеренной интенсивности с эквивалентными ширинами < 0.25 А, поскольку приближение стационарной плоскопараллельной атмосферы может быть неадекватным при описании более сильных спектральных деталей. Все эквивалентные ширины абсорбций измерены в приближении гауссианы. Значения сил осцилляторов ^ д/ и иных атомных констант заимствованы из базы данных VALD [34, 35]. Расчеты плоскопараллельных моделей и химического состава в приближении локального термодинамического равновесия (ЛТР) выполнены нами с помощью последней версии программ, разработанных В.В. Цымбалом [36] и адаптированных им же для ПК в среде ОБ Linux.
В таблице 4 даны полученные средние содержания элементов ^е(Е), а также относительные содержания [Х/Ее]0. Химический состав фотосферы Солнца во второй колонке, относительно которого рассмотрим содержания химических элементов исследуемой звезды, взят из работы [37]. Разброс содержаний химических элементов, полученных по набору линий, невелик: ошибка среднего а в основном не превышает 0.3 dex для элементов с числом использованных абсорбций более четырех (см. таблицу 4).
Содержание железа, принимаемое обычно в качестве металличности звезды, в атмосфере V1648 Aql
отличается от солнечного: lgе (FeI) = 6.82. Надежно определенные содержания титана, хрома и никеля, которые относятся к группе железа, также мало отличаются от нормального: [Ti, Cr I, Ni/Fe] 0 = +0.12.
При анализе особенностей химического состава атмосферы V1648Aql следует учитывать результаты моделирования ее распределения энергии (SED) [13], на основании которых оболочка этой звезды отнесена к типу O-rich. Согласно современным представлениям [7, 39], в атмосфере O-rich-звезды на стадии post-AGB можно было бы ожидать присутствие свеженаработан-ного лития, синтез которого происходит за счет
HBB-процесса. Линия LiI 6707.8 A отсутствует в спектре V1648Aql, что указывает на принадлежность ее к звездам с исходной массой ниже 4 M0 [40].
В атмосфере выявлен значимый избыток кислорода: его относительное содержание [O/Fe]0 =+1.36 ± 0.26. При меньшем избытке углерода [C/Fe0 = +0.75 ± 0.10 получаем отношение O/C > 1. Существенный избыток кислорода согласуется с тем фактом, что V1648 Aql является маломассивным сверхгигантом. Анализ спектров массивных звезд [41 ] показывает, что, в соответствии с теоретическими предсказаниями, эволюция массивной звезды приводит к дефициту кислорода, который в ходе CNO-цикла перерабатывается в азот. Таким образом, азот является принципиально важным элементом для надежного определения стадии эволюции звезды. В зарегистрированном спектральном диапазоне нам доступна лишь одна
его линия — NI 7468 A. Содержание азота [N/Fe]0 = +0.69 рассчитано на основе измеренной эквивалентной ширины этой довольно слабой линии, W\\ = 22 mA. Отношение O/N > 1 также подтверждает для V1648 Aql статус маломассивного сверхгиганта.
Содержание натрия мы определили по слабым субординатным линиям Na I 5682, 5688, 6154, 6160 A, для которых минимальны поправки, вызванные отклонением от ЛТР [42]. Выявленный избыток натрия, [Na I/Fe] 0 = +0.38 ± 0.16, невелик и не превышает 3а. Однако, учитывая содержания иных металлов a-процесса (Mg, Si, S, Ca), можно говорить о наличии их небольшого избытка, что присуще непроэволюционировавшим звездам с ме-талличностью [Fe/H0 < —0.5 [43].
Таблица 4. Содержания химических элементов lg е (X) в атмосфере V1648Aql. Указана ошибка среднего содержания а, полученная по числу линий п. Химический состав атмосферы Солнца взят из статьи [37]. В последнем столбце приведены относительные содержания в атмосфере родственной звезды V887 Her [38]
Солнце V1648Aql (данная работа) V887 Her [38]
Elm lge(E) X lge(X) о n [X/Fe]ß [X/Fe]ß
С 8.39 CI 8.47 0.10 13 +0.75 +0.43
N 7.86 NI 7.88 1 +0.69 < +0.46
О 8.73 Ol 9.42 0.26 3 + 1.36 +0.77
Na 6.30 Na I 6.01 0.16 4 +0.38 +0.79
Mg 7.54 Mgl 7.43 0.16 3 +0.48 +0.45
Si 7.52 Sil 7.05 0.17 7 +0.20 +0.58
Sill 7.41 0.14 2 +0.56 +0.10
S 7.14 SI 7.55 0.30 4 + 1.08 +0.77
Ca 6.33 Ca I 5.87 0.14 13 +0.21 +0.05
Sc 3.07 Seil 2.47 0.15 9 +0.07 -0.16
Ti 4.90 Til 4.26 0.45 3 +0.03 -0.07
Till 4.26 0.14 12 +0.03 0.00
Cr 5.64 CrI 5.12 0.16 9 +0.14 -0.02
Crll 5.14 0.09 17 +0.17 -0.19
Fe 7.45 Fei 6.77 0.04 121 -0.01 0.00
Fell 6.80 0.09 26 +0.02 0.00
Ni 6.23 Nil 5.61 0.13 9 +0.05 +0.17
Zn 4.62 Zn I 4.02 0.27 3 +0.17 +0.21
Y 2.21 YII 1.15 0.25 4 -0.40 -0.58
Ba 2.17 Ball 1.39 0.25 4 -0.11 -0.22
Ce 1.61 Cell 0.79 1 -0.15
Eu 0.52 Eu II 0.35 0.10 3 +0.50 +0.34
,3.2.3. О селективном осаждении химических элементов
Для звезд с газопылевыми оболочками эффективным механизмом, создающим аномалии химического состава, может быть селективная сепарация химических элементов. В исследуемой нами звезде с избытком ИК-потока может происходить интенсивный обмен вещества атмосферы и околозвездной газопылевой оболочки, поскольку у У1648 Ад1 подходящая для этого процесса эффективная температура [44]. В целом анализ распространенности химических элементов осложняется тем, что на содержание отдельных элементов (СЫО-элементы, тяжелые металлы) могут влиять как ядерные процессы в ходе эволюции звезды, так и селективное осаждение атомов на пылинки. Возможное влияние отклонений от ЛТР для всех химических элементов
из таблицы 4 не превышает 0.1 dex (см. статью [44] и ссылки в ней).
Зависимость полученных нами содержаний элементов [Х/Н] из таблицы 4 от температуры конденсации Тсопа из [37] на рис. 4 указывает на наличие умеренного селективного осаждения в системе У1648 Ад1. Мы вправе ожидать одинакового поведения элементов с близкими значениями Тсоп^. Например, согласно [37], Тсопа близка у кальция и скандия, а также у бария и церия. Действительно, как следует из таблицы 4 и рис. 4, у этих пар элементов относительные содержания близки.
На рис. 4 видим большое различие содержаний [Х/Н] для серы и цинка с близкими значениями Тсопа. В этой паре элементов важно содержание именно цинка, который, будучи слабо подверженным осаждению, не изменяет своего содержания в ходе ядерной эволюции данной звезды. Как было
| 1 1 1 1 O 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 | 1 1
К ; Na ^Eu "
- • -0.5 - Zn • Si Ca i # Sc Cr Ni Ti^c _ Fe ф Ba
-1 ~ « 1 , , , , 1 , Y -• .
Рис. 4. Содержания химических элементов по отношению к солнечным [Х/Н]д в атмосфере V1648 Aql в зависимости от температуры конденсации Тсопа из [37].
показано еще в 1991 г. Снеденом и др. [45], в большом диапазоне металличностей содержание цинка соответствует поведению железа, [Zn/Met] = = +0.04. Вывод Снедена и др. уточнил результаты Мишениной и др. [46]: согласно этой работе, цинк соответствует металличности в широком диапазоне ее значений, [Fe/H] = [—0.5; —3.0]. В атмосфере V1648Aql относительное содержание цинка [Zn/Fe] = +0.17 ± 0.27, что свидетельствует о небольшом и статистически незначимом осаждении атомов железа.
Избыток серы, слабо подверженной селективной конденсации, [X/H] = +0.41, а по отношению к железу [X/Fe]g = +1.08, что существенно выше избытков содержаний других элементов а-процесса. Большое различие относительных содержаний серы и цинка — распространенное явление для post-AGB-звезд и звезд типа RVTau, объяснения которому пока нет [44]. Как видно на рис. 3 в статье [47], а также на рис. 5 и 6 в недавней публикации [48], это различие может достигать порядка величины и более. Как следует из статьи [47], большое отношение [S/Zn] типично для звезд в толстом диске. Принадлежность V1648Aql к популяции толстого диска подтверждается значением отношения [Zn/H]Q = —0.6 [44].
Избыток тяжелых металлов s-процесса (Y, Ba, Ce) в атмосфере V1648Aql не обнаружен, что позволяет говорить о неэффективности третьего перемешивания. Отсутствие ожидаемого избытка тяжелых металлов по отношению к железу — факт, известный для post-AGB-сверхгигантов. Дефицит элементов s-процесса в атмосферах звезд на стадии post-AGB наблюдается гораздо чаще, чем избыток [25, 49—51]. 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 [6]. Дефицит тяжелых металлов в атмосфере изучаемой нами звезды можно было предвидеть вследствие принадлежности IRAS 19386+0155 к источникам типа O-rich, поскольку избыток элементов s-процесса обычно сочетается с избытком углерода в атмосфере звезды с оболочкой, обогащенной углеродом [25].
Найденный избыток европия [X/Fe]Q = 0.50, синтезируемого преимущественно в реакциях быстрого присоединения нейтронов (г-процесс), является типичным для атмосфер post-AGB-звезд (см. примеры в статьях [18, 50, 51]).
Можно утверждать, что в совокупности полученные параметры — светимость, удаленность, метал-личность и особенности химического состава — согласуются с принадлежностью звезды к стадии post-AGB в толстом (или же, учитывая невысокую скорость звезды, в старом тонком) диске Галактики.
Подчеркнем отсутствие изменения эффективной температуры звезды с 2000 по 2017 гг., которое можно было бы ожидать в связи с наблюдаемым ростом видимого блеска [10]. Заметим, что параметры атмосферы и основные детали химического состава двух высокоширотных post-AGB-звезд V1648Aql и V887Her [19, 38], сопоставленные в таблице 4, подтверждают сходство двух объектов. Однако у них принципиально различается распределение энергии: в отличие от V1648 Aql, V887 Her имеет типичное для post-AGB-звезд двугорбое распределение. По совокупности параметров близкими объектами являются также расположенные вне плоскости Галактики LN Hya [20, 44, 47] и центральная звезда ИК-источника IRAS 18025 - 3906 [48].
На основании особенностей аномального SED авторы [13] сделали еще один принципиальный вывод: вероятно присутствие в системе V1648Aql околозвездного пылевого диска, что может свидетельствовать о наличии компонента в системе.
Учитывая еще и аномальную переменность блеска звезды [10, 11], необходимо выполнить спектральный мониторинг для поиска переменности спектра, поля скоростей и выявления возможной двойственности звезды.
На 6-м телескопе БТА в сочетании с эшельным спектрографом НЭС (R > 60 000) получен оптический спектр V1648Aql — центральной звезды ИК-источника IRAS 19386+0155, что позволило впервые изучить кинематическое состояние ее протяженной атмосферы, околозвездной оболочки и межзвездной среды в направлении объекта.
Лучевая скорость, измеренная по многочисленным абсорбциям металлов, составляет Vr = 10.18 ± 0.05 кмс-1. Усредненная по набору из 20 отождествленных в спектре DIBs скорость — Vr = —12.5 ± 0.2 км с-1. На профиле D-линий Na I выделены три отдельных компонента:
• длинноволновый, Vr = 9.2 кмс-1, положение которого совпадает с усредненным положением абсорбций металлов, формируется в атмосфере звезды;
• самый коротковолновый, Vr = —12.8 кмс-1, положение которого совпадает с усредненным значением скорости по набору из двадцати DIBs, формируется в межзвездной среде;
• компонент со скоростью Vr = —3.4 кмс-1, смещенный в коротковолновую область на 12.6 кмс-1 относительно средней лучевой скорости по атмосферным абсорбциям, формируется в околозвездной оболочке, расширяющейся с типичной для post-AGB-звезд скоростью.
В спектре зафиксированы узкие эмиссии с интенсивностью около 10% от уровня местного континуума, отождествленные нами с низковозбужденными линиями атомов металлов. Их смещенное относительно абсорбций положение, среднее значение Vr = 8.7 ± 0.3 кмс-1, указывает на наличие слабого градиента скорости в верхних слоях атмосферы звезды.
Интенсивность триплета кислорода OI 7773 A соответствует светимости Mv ~ —5m. В отсутствие надежного параллакса звезды получена нижняя оценка расстояния d > 1.8 кпк с учетом межзвездного и околозвездного покраснения.
Методом моделей атмосфер определены значения фундаментальных параметров и содержания 18 химических элементов в атмосфере, подтверждающие для V1648 Aql статус post-AGB-звезды.
БЛАГОДАРНОСТИ
В работе использованы базы астрономических данных SIMBAD, SAO/NASA ADS, VALD и Gaia DR2.
ФИНАНСИРОВАНИЕ
Авторы благодарят за частичную финансовую поддержку Российский фонд фундаментальных исследований (проект 18—02—00029 а).
КОНФЛИКТ ИНТЕРЕСОВ
Авторы заявляют об отсутствии конфликта интересов.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
Heidelberg, 2010), p. 379 (Astrophysics and Space Science Proc.).
Optical Spectrum of Distant OH/IR Star V1648Aql (IRAS 19386+0155)
V. G. Klochkova and N. S. Tavolzhanskaya
We present an optical spectrum of the star V1648Aql (IRAS 19386+0155) obtained at the 6-m SAO RAS telescope with a spectral resolution of R > 60 000. Heliocentric radial velocity was measured from numerous metal absorptions is Vr = 10.18 ± 0.05 km (VLSR = 18.1 km s_1). We determined the atmospheric, circumstellar, and interstellar components in the profile of the Na I D lines at Vr = 9.2, —3.4, and —12.8 km s_1 respectively. The averaged over 20 identified DIBs velocity Vr = —12.5 ± 0.2 km s_1 coincides with the interstellar Nal component. Weak emissions with an intensity of about 10% of the local continuum level were detected in the spectrum; they are identified as low-excitation metal lines. Their central position, Vr = 8.44 ± 0.28 km s_1, points to the presence of a weak velocity gradient in the upper layers of the stellar atmosphere. Based on the spectroscopic data and taking into account the interstellar and circumstellar reddening, we estimated the star&s luminosity MV ~ —5m and also obtained the lower estimate of distance d > 1.8 kpc. Using the model atmosphere method, we determined the fundamental parameters and chemical abundances in the atmosphere confirming the status of a post-AGB star for V1648 Aql.
