ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2020, том 46, № 7, с. 505-513

СПЕКТРОСКОПИЯ В- И Ве-ЗВЕЗД В МОЛОДОМ РАССЕЯННОМ

ЗВЕЗДНОМ СКОПЛЕНИИ NGC 581 (M 103)

Крымская астрофизическая обсерватория РАН, Научный, Крым, Россия

Поступила в редакцию 26.03.2020 г.

После доработки 01.06.2020 г.; принята к публикации 25.06.2020 г.

По спектрам умеренного разрешения в области 4200-5200

A исследованы В- и Вe-звезды в

молодом рассеянном звездном скоплении NGC 581. Температуры исследуемых звезд получены

дифференциальным методом с выбором простых спектроскопических параметров ряда линий и

их сравнения с аналогичными параметрами обширной выборки В-звезд, для которой получены

аккуратные оценки T_eff в рамках неЛТР анализа их атмосфер. Применение данного метода для

исследуемой выборки объектов позволило уверенно определить возраст скопления t = 22 ± 1 млн лет

и модуль расстояния до скопления (m - M)₀ = 12.4^m. Исследована спектральная переменность

эмиссионного спектра четырех Ве-звезд, входящих в скопление. Показано, что все они имеют

долговременную переменность профилей, характерную для классических Ве-звезд.

Ключевые слова: звезды, спектральные наблюдения, рассеянные звездные скопления, Ве-звезды.

DOI: 10.31857/S0320010820070086

ВВЕДЕНИЕ

Как следует из глубоких фотометрических обзоров

скопления, выполненных Сагар и Джоши (1978),

Рассеянные звездные скопления традиционно

Фелпс и Джанес (1994) и Саннер и др. (1999),

являются важными объектами при исследовании

возраст скопления составляет 16-22 млн лет, тогда

эволюции звезд различных масс. Однако, несмотря

как недавно выполненные исследования Дамбис и

на значительное их количество в Галактике, доста-

др. (2017) оценивают возраст в 58 млн лет по RI

точно уверенное определение возраста, выполнен-

фотометрии и даже в 166 млн лет, полученных из

ное несколькими методами, остается явно недо-

анализа узкополосных фотометрических наблюде-

статочным. На это есть ряд объективных причин,

ний в линии Hα. Скопление расположено в глубине

таких как небольшое количество ярких скоплений,

рукава Персея, и поэтому на него проецируются

выделение членов скоплений в густонаселенных

многочисленные звезды фона, что заметно влияет

рукавах Галактики, корректный учет межзвездно-

на аккуратность в определении принадлежности

го поглощения и другие. Данная работа является

звезд к скоплению. Важным шагом в выделении

продолжением исследования В- и Ве-звезд ранних

звезд, членов скопления, стало исследование соб-

спектральных классов (В0-В3) в молодых звезд-

ственных движений звезд в окрестности NGC 581,

ных скоплениях с возрастом менее 25 млн лет

выполненных Саннер и др. (1999). Тем не менее

(Тарасов, Мальченко, 2012; Тарасов, 2017).

отсутствие уверенных оценок физических парамет-

NGC 581 (M 103), несмотря на значительное

ров атмосфер звезд окончательно не сняло во-

количество фотометрических исследований, явля-

прос о возрасте скопления. Перечисленные выше

ется относительно слабоизученным молодым уме-

проблемы, помимо всего, связаны с тем фактом,

ренно населенным рассеянным звездным скопле-

что по настоящее время выполнено единственное

нием, расположенным в рукаве Персея. Скопле-

спектроскопическое исследование с выборкой по

ние неоднократно исследовалось с использованием

значительному количеству звезд.

широкополосной фотометрии, начиная с работы

Хуанг и др. (2010) определили физические ха-

Хоаг и др. (1961), однако по настоящее время

рактеристики атмосфер В-звезд по спектрам с

для звезд скопления отсутствуют среднеполос-

высоким разрешением, но полученным в узком

ные фотометрические наблюдения, что существен-

но влияет на уверенное определение его возраста.

спектральном диапазоне Нγ — MgII 4481

A. В

остальных случаях физические характеристики В-

^*Электронный адрес: aetarasov@mail.ru

и Ве-звезд оценены только по бесщелевым спек-

505

506

ТАРАСОВ

тральным наблюдениям с основной целью поиска

V /R. У звезды a эмиссионный профиль оставал-

звезд с эмиссией в линии Нα (Мэтью и др., 2008).

ся однокомпонентным, поэтому приводится только

Поэтому основными целями данной работы явля-

его интенсивность над континуумом спектра. Из-

лись спектральные исследования В- и Ве-звезд

мерения интенсивностей эмиссионных пиков осу-

скопления, аккуратное определение температуры

ществлялись от уровня континуума. В случаях,

звезд и нестационарности эмиссионного спектра

когда пик эмиссионной компоненты располагался

Ве-звезд.

под уровнем континуума, его интенсивность рас-

считывалась над уровнем фотосферного профиля

линии. Погрешности в определении параметра V/R

НАБЛЮДЕНИЯ

составляли ∼0.015.

Все спектральные наблюдения В- и Ве-звезд

скопления NGC 581 выполнены со спектрографом

умеренного разрешения, установленном в фокусе

ОПРЕДЕЛЕНИЕ ТЕМПЕРАТУР В-ЗВЕЗД

Нэсмита 2.6-м телескопа ЗТШ Крымской аст-

СКОПЛЕНИЯ

рофизической обсерватории РАН. Спектры были

При определении эффективной температуры T_eff

получены в области длин волн 4200-5200˚A с раз-

В- и Ве-звезд скопления был применен диффе-

решением около 2˚A и отношением сигнал/шум, как

ренциальный метод. Поскольку возраст скопле-

правило, лучше 100. Всего были получены спектры

ния приблизительно известен и лежит, по разным

для 18 В- и Ве-звезд скопления и нескольких

оценкам, в пределах 18-30 млн лет, разумно пред-

звезд, которые оказались звездами фона. Послед-

положить, что звезды более ранних спектральных

ние были исключены при последующем анализе.

классов В0-В3 являются нормальными гиганта-

Дополнительно с теми же аппаратными установ-

ми, тогда как более холодные звезды В4-В7 все

ками были получены спектры более 30 В-звезд из

еще остаются нормальными карликами. Исходя из

списка Любимков и др. (2000, 2002), для которых

этого, нами получены спектры более 30 звезд из

по неЛТР моделям атмосфер с высокой точно-

списка Любимков и др. (2000, 2002), удовлетворя-

стью определены параметры их атмосфер. Данные

ющие данному критерию, с теми же аппаратурными

спектры в дальнейшем были использованы при

установками спектрографа, которые использова-

определении эффективной температуры T_eff для В-

лись при наблюдениях звезд скопления.

звезд скопления.

Поскольку определение параметров атмосфер

Последующая редукция спектрограмм выпол-

стандартных звезд выполнено очень аккуратно, по

нялась по стандартной методике, включающей учет

спектрам высокого разрешения и с использова-

плоского поля, вычитание свечения ночного неба и

нием неЛТР моделей атмосфер, разумно выбрать

рассеянного света, привязку к шкале длин волн по

ряд простых критериев, позволяющих сравнить

линиям гелий-неоновой лампы и нормировку к кон-

спектры звезды скопления и стандартных объек-

тинууму при помощи полиномиального сплайна.

тов. Проще всего в нашем случае оценить эффек-

Барицентрические юлианские даты приводились

тивные температуры звезд T_eff, что дает возмож-

на середину каждой экспозиции. Для корректного

ность исключить цвет звезд (обычно B - V ) при

исключения событий, связанных с попаданием на

определении эволюционного статуса членов скоп-

спектр космических частиц, каждый спектр обычно

ления. Другой важный параметр log g, напрямую

состоял из двух экспозиций, продолжительностью

связанный со светимостью звезды, более сложен в

до 30 мин. Точность привязки спектра к шкале длин

определении и по спектрам нашего качества менее

волн была не хуже 10 км c-1.

предпочтителен определению блеска звезды, осо-

Полный список исследованных В-звезд скоп-

бенно в отсутствие фотометрических данных, полу-

ления приведен в табл. 1. Представленная иден-

ченных при помощи среднеполосной фотометрии.

тификация звезд скопления соответствует нумера-

Для определения температуры были выбраны

ции базы данных WEBDA (https://webda.physics.

следующие параметры спектров: отношение оста-

muni.cz/). Особое внимание уделено исследованию

точных интенсивностей линий I_HeI4471/I_MgII4481;

нестационарности Ве-звезд скопления. Для этого в

эквивалентные ширины линий Hβ и Hγ, из-

течение ряда сезонов нами получено значительное

меренные в спектральном диапазоне ±30

A от

количество наблюдений всех известных Ве-звезд и

центра линии; остаточные интенсивности линий

детально исследована переменность эмиссионного

металлов, таких как OII 4640, 4349, 4367, 4415,

спектра четырех Ве-звезд. В табл. 2 представ-

4417, 4642, 4649, 4591, 4661, 4705

A, CII 4267,

лен журнал наблюдений Ве-звезд NGC 581-49,

4735,

4744

A, SiIII 4552,

4568

, SiII 5041,

NGC 581-76, NGC 581-87 и звезды a (V1122 Cas).

В таблице также представлены измеренные пара-

5056Å (их интенсивности существенно меняются в

метры эмиссионной компоненты линии Hβ, а имен-

изучаемом диапазоне температур). При измерении

но, отношение интенсивностей эмиссионных пиков

W_λ(Hγ) фактически измерялась бленда, куда,

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№7

2020

СПЕКТРОСКОПИЯ В- И Ве-ЗВЕЗД

507

Таблица 1. Физические параметры В- и Ве-звезд скопления NGC

581

N_WEBDA

JDh (2400000)

T_eff, K

π, мкс дуги

10.488

57080.343

19000

12.257

56578.476

15000

0.427 ± 0.028

57259.549

11.248

56223.506

18000

0.368 ± 0.041

57080.389

12.176

57260.448

15000

0.447 ± 0.049

11.478

56692.373

17500

0.331 ± 0.037

57046.301

11.785

57233.324

16500

0.310 ± 0.036

10.603

56223.459

19500

0.895 ± 0.391

57233.391

111

11.871

56537.564

16000

0.331 ± 0.028

122

11.028

57046.437

18500

0.27 ± 0.032

127

9.110

56223.531

21000

0.392 ± 0.034

128

12.225

56223.555

15000

0.436 ± 0.028

147

13.346

57260.596

12000

0.317 ± 0.021

158

12.670

57260.522

16000

0.397 ± 0.049

175

12.361

57260.379

14500

0.456 ± 0.045

7834

11.850

56578.567

16000

0.399 ± 0.032

56861.427

49 Be

11.776

16200

0.312 ± 0.030

76 Be

11.432

15500

0.449 ± 0.035

87 Be

11.352

15700

0.304 ± 0.047

a Be

9.712

21000

0.300 ± 0.031

помимо Hγ,

входил ряд линий OII в красном

Тарасов и др.,

2016).

Точность измерения

эк-

крыле, которые при нашем спектральном разре-

вивалентных ширин по линиям HI была ниже

шении образовывали неразделяемую депрессию.

еще и вследствие необходимости однородного

Измерение W_λ(Hβ) также имело сложности,

проведения континуума. Однако в целом, с учетом

связанные с удаленностью скопления (∼2.9 кпк,

аккуратного подбора стандартных звезд с огра-

Саннер и др., 1999) и присутствием относительно

ниченным набором светимостей, соответствующих

интенсивной межзвездной депрессии неизвестного

приблизительно известному возрасту скопления,

происхождения в красном крыле линии (Хербиг,

был получен результат, заметно превосходящий

1975). Она аппроксимировалась профилем Гаусса

по точности случай прямого применения моделей

по красному крылу депрессии и вычиталась (детали

атмосфер к спектрам имеющегося спектрального

методики ее учета более подробно описаны в

разрешения.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№7

2020

508

ТАРАСОВ

Таблица 2. Параметры эмиссионной линии Hβ у Ве-звезд скопления NGC 581

JDh (2400000)

V/R

JDh

V/R

JDh

NGC 581-76

NGC 581-87

56223.309

0.815

56223.358

0.987

56578.544

1.166

56537.467

0.795

56537.516

0.974

56665.348

1.204

56578.357

0.799

56578.403

0.980

56692.254

1.202

56665.303

0.798

56665.395

0.990

56861.474

1.146

56692.210

0.838

56692.301

0.996

56872.436

1.121

56861.381

0.829

56898.507

1.012

56898.434

1.102

56872.484

0.817

56899.468

1.000

56899.422

1.119

56898.366

0.825

57045.247

1.010

56903.322

1.127

56899.376

0.788

57080.295

1.011

57045.316

1.230

56900.353

0.816

57233.485

1.010

57046.368

1.217

56903.375

0.822

57259.384

1.014

57080.248

1.197

56904.239

0.819

57233.279

1.294

57045.201

0.870

NGC 581-49

57259.317

1.333

57046.183

0.846

56222.535

0.999

57080.203

0.858

56223.236

1.008

57232.268

0.868

57232.314

abs.

57233.438

0.839

57759.460

1.014

57259.249

0.854

57260.284

0.862

Для каждого из выбранных критериев были по-

сфер ряда звезд скопления NGC 581 выполнялось

лучены зависимости их изменения с температурой,

ранее в работе Хуанг и др. (2010). Для определения

которые затем аппроксимировались полиномами.

параметров атмосфер звезд скопления ими исполь-

По совокупности перечисленных выше критериев,

зовались только линия Hγ и стандартные ЛТР

погрешности при определении T_eff для не эмисси-

модели Куруца. Звезды, для которых выполнены

онных В-звезд не превышали 500^◦. Следует учесть,

что погрешности в независимых определениях тем-

измерения T_eff нами и этими авторами, представле-

пературы каждой из стандартных звезд из списка

ны на рис. 1. Как следует из рисунка, в некоторых

Любимков и др. (2000, 2002) лежат в этих же

случаях расхождения в оценках температуры звезд

пределах. Наши оценки T_eff для не эмиссионных

весьма значительны и существенно превышают

звезд скопления NGC 581 представлены в табл. 1.

приводимые погрешности. На наш взгляд, столь

значительные расхождения связаны прежде всего

Погрешности в определении T_eff для Be-звезд

существенно выше и составляют около 2000^◦. Это

с использованием единственной линии Hγ при од-

связано с тем, что при оценке T_eff использовался

новременном определении T_eff и log g. Применение

в основном только параметр I_HeI4471/I_MgII4481. По-

стандартных ЛТР моделей атмосфер существенно

лученные оценки температуры Ве-звезд также при-

в меньшей степени повлияло на точность опреде-

ведены в таблице. Детальное исследование атмо-

ления температур.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

2020

№7

СПЕКТРОСКОПИЯ В- И Ве-ЗВЕЗД

509

21 000

20 000

19 000

18 000

17 000

16 000

15 000

16 000

17 000

18 000

19 000

20 000

21 000

I_off (наст. работа)

Рис. 1. Сопоставление полученных оценок T_eff для В-звезд скопления NGC 581 в настоящей работе и данных, взятых из

работы Хуанг и др. (2010).

ВОЗРАСТ СКОПЛЕНИЯ NGC 581

температуру как независимый от фотометрических

наблюдений параметр. Изохрона, приведенная на

Поскольку скопление достаточно удалено и

рисунке, построена по эволюционным моделям

расположено внутри рукава Персея, в его направ-

Брессан и др. (2012) для солнечной металлично-

лении расположены как минимум три выраженные

сти. Наилучшее согласие наблюдаемых данных с

звездные группировки, не считая звезд фона

теоретическими расчетами получено для возраста

(Саннер и др., 1999). Это, безусловно, существенно

скопления t = 22 ± 1 млн лет и модуля расстояния

затрудняет определение принадлежности звезд к

(m - M)₀ = 12.4^m. Несмотря на то что оценки

скоплению и соответственно нахождение его базо-

блеска V наблюдаемых спектроскопически звезд

вых параметров. Детальная идентификация членов

взяты из работы Саннер и др. (1999), ими по

скопления выполнялась в нескольких работах,

фотометрическим данным V - (B - V ) получены

во всех случаях за основу брались результаты

несколько отличные результаты: t = 16 ± 4 млн лет

широкополосной фотометрии. Наиболее деталь-

ным можно считать исследование, выполненное

и модуль расстояния (m - M)₀ = 12.3 ± 0.1^m. Тем

Саннер и др. (1999). Авторы, помимо фотометрии

не менее наши оценки искомых параметров лежат

практически в пределах представленных погреш-

BV , изучили собственные движения звезд, что

позволило создать наиболее обширный список

ностей авторов.

звезд — членов скопления и уверенно определить

Положения ряда звезд на рис. 2 недостаточно

базовые параметры скопления.

хорошо укладываются на использованную изохро-

При определении возраста скопления нами ис-

ну. Прежде всего это Ве-звезды 76, 87 и V1122 Cas

пользовались наблюдения в фильтре V , взятые из

(звезда a). Помимо значительно большей погреш-

работы Саннер и др. (1999) (за исключением Ве-

ности в измерениях температуры, заметное влияние

звезды “а” (V1122 Cas)), а также определенные

оказывает наличие газового диска вокруг данных

выше значения T_eff , которые приведены в табл. 1.

объектов. Звезда 35, согласно измерениям лучевых

На рис. 2 изображены полученные результаты. Как

скоростей Лиу и др. (1989), является спектраль-

следует из рисунка, нам удалось уверенно оце-

но двойной системой. Наша оценка эффективной

нить возраст скопления, используя эффективную

температуры звезды 158 не может быть понижена,

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№7

2020

510

ТАРАСОВ

127

122

111

7834

128

175

158

147

22 000

20 000

18 000

16 000

14 000

12 000

T_eff

Рис. 2. Диаграмма T_eff - V , построенная по звездам для скопления NGC 581. Кружки — B-звезды; звездочки — Ве-

звезды. Непрерывная линия — изохрона, построенная скоплением возрастом t = 22 млн лет, металличностью Z = 0.02

и модулем расстояния (m - M)0 = 12.4^m. Номера звезд приведены по каталогу WEBDA, символом “a” отмечена

V1122 Cas.

и причина выпадения ее из общей зависимости не

Ве-ЗВЕЗДЫ И ИХ НЕСТАЦИОНАРНОСТЬ

установлена.

В течение нескольких сезонов нами исследо-

Определение параллаксов исследуемых звезд

вана переменность эмиссионного спектра четы-

скопления выполнено с помощью телескопа Gaia-

рех известных Ве-звезд скопления. Спектры всех

DR2 (Группа Гая и др., 2018) и приведено в табл. 1.

звезд продемонстрировали долговременную пере-

Как видно из таблицы, параллаксы подтвержден-

менность профилей эмиссионных линий на раз-

ных членов скопления, исключая несколько су-

личных временных промежутках. На рис. 3 пред-

щественно выпадающих значений, демонстриру-

ставлено по несколько типичных профилей в спек-

ют заметное рассеяние данных в диапазоне 0.45-

тральной области 4830-4950

A, куда попадают

0.30 мкс дуги, что соответствует расстоянию до

линии Hβ и HeI 4921 для Ве-звезд 49, 76, 87 и

скопления 2.2-3.3 кпк. Оценка расстояния по па-

V1122 Cas. Юлианские даты получения каждого

ралаксам звезд, исследуемых в данной работе, сов-

из спектров представлены справа на каждом из

падает с более обширным исследованием Кантат-

рисунков. Для удобства отображения спектры по-

Гаудин и др. (2018). Указанные авторы получи-

следовательно сдвинуты на постоянную величину

ли расстояние 2.49 кпк. Определение расстояния

по интенсивности. Как видно из рисунка, профили

до скопления по фотометрическим данным дает

линии Hβ у звезд 49 и 76 имеют ярко выражен-

2.2 кпк (Саннер и др., 1999), что указывает на

ную двухкомпонентную структуру со значительной

хорошее согласие между обоими методами в опре-

переменностью интенсивности эмиссионных ком-

делении расстояния до скопления.

понент в период наблюдений. Двухкомпонентная

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

2020

№7

СПЕКТРОСКОПИЯ В- И Ве-ЗВЕЗД

511

(a)

2150000+

(б)

2150000+

6223

6222

1.4

2.0

6578

7232

1.2

1.5

7016

7259

1.0

7233

1.0

0.8

1840

1860

1880

1900

1920

1940

1840

1860

1880

1900

1920

1940

, Å

1.8

(в)

2150000+

(г)

2150000+

1.8

6223

1.6

6665

1.6

6637

1.4

7080

6899

1.2

7233

7259

1.0

1840

1860

1880

1900

1920

1940

1840

1860

1880

1900

1920

1940

, Å

Рис. 3. Избранные профили четырех исследуемых Ве-звезд в скоплении NGC 581, демонстрирующиенестационарность

эмиссионного спектра в области длин волн 4830-4950

A. На рисунке последовательно представлены спектры звезд:

(а) — NGC 581-49, (б) — NGC 581-76, (в) — NGC 581-87, (г) — V1122 Cas (звезда a).

структура профиля Hβ у звезды 87 была менее

несколько десятков км c-1, а ее интенсивность

выражена, хотя интенсивность компонент также

заметно варьируется со временем, что указывает на

заметно менялась во времени. Профиль линии Hβ

нестационарность звездного ветра во внутренних

у звезды V1122 Cas оставался однокомпонентным,

частях диска данных звезд.

хотя интенсивность линии заметно варьировалась

Для эмиссионной составляющей профиля линии

от сезона к сезону.

Hβ были измерены интенсивности эмиссионных

компонент V и R и их отношение V/R. Последняя

Также обращает на себя внимание заметная пе-

величина традиционно используется как хороший

ременность профиля линии HeI 4921. На представ-

индикатор нестационарности оболочек Ве-звезд на

ленных профилях видно присутствие дополнитель-

различных временных интервалах.

ной абсорбционной компоненты (в меньшей степе-

ни для звезды V1122 Cas). Во всех случаях данная

Все четыре исследованные Ве-звезды показали

компонента смещена в синюю область спектра на признаки переменности как интенсивностей эмис-

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№7

2020

512

ТАРАСОВ

0.95

(a)

0.90

0.85

0.80

0.75

0.70

6200

6400

6600

6800

7000

7200

JD(2450000+)

1.04

(б)

1.02

1.00

0.98

0.96

6200

6400

6600

6800

7000

7200

JD(2450000+)

Рис. 4. Долговременная переменность параметра V/R эмиссионного профиля линии Hβ у Ве-звезд: (а) — NGC 581-76,

(б) — NGC 581-87. Вертикальная черточка в правом нижнем углу каждого графика отражает погрешность измерения

параметра V /R.

сионного спектра, так и параметра V/R. Для звез-

в несколько лет, заметно превосходящая точность

ды 49 было получено несколько спектров, и, как

измерения указанного параметра ∼0.015. Данный

видно на рис. 3а, эмиссионная компонента профиля

вид переменности характерен для оболочек Ве-

линии Hβ показывает заметные вариации интен-

звезд и обычно объясняется неустойчивостью гео-

сивностей и их отношения. Для звезды 76 было

метрически тонких и протяженных дисков (Риви-

получено наиболее значительное количество спек-

ниус и др., 2013). Как видно на рис. 3в, профиль

тров. На рис. 3б эмиссионный профиль линии Hβ

линии Нβ у звезды 87 имеет слабо выраженную

всегда оставался двухкомпонентным со значитель-

двухкомпонентную структуру с небольшой пере-

ными вариациями интенсивностей компонент V и

менностью интенсивностей эмиссионных пиков от

R. Кроме того, особенно выделялась переменность

сезона к сезону. Переменность параметра V/R

центральной абсорбционной компоненты от сезона

сходна с переменностью у звезды 76, хотя и имеет

к сезону. На рис. 4а представлена долговременная

существенно меньшую амплитуду (рис. 4б), тем

переменность параметра V/R для этой звезды. Как

не менее превосходящую погрешность в ∼0.015.

видно на рисунке, данный параметр имел замет-

Поэтому можно утверждать, что в оболочке звезды

ную переменность в течение каждого из сезонов

также присутствуют неоднородности в плотности,

наблюдений, и хорошо заметна долговременная

прецессирующие в диске с характерным временем

переменность с возможным характерным временем

в несколько лет. Количество спектров, полученных

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

2020

№7

СПЕКТРОСКОПИЯ В- И Ве-ЗВЕЗД

513

для звезды V1122 Cas, не столь велико, профиль

обычную волнообразную, возможно, квазиперио-

линии Нβ в течение всего периода наблюдений

дическую переменность отношения интенсивностей

оставался широким однокомпонентным с замет-

эмиссионных пиков V/R с характерными времена-

ными вариациями его интенсивности от сезона к

ми в несколько сотен дней.

сезону (рис. 3г).

Автор выражает глубокую благодарность ано-

нимному рецензенту за детальный анализ тек-

ста статьи, существенно повлиявший на качество

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

представления материала и сделанные выводы.

Молодое рассеянное звездное скопление

NGC 581, несмотря на относительно высокую

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

яркость горячих звезд, остается все еще недоста-

точно исследованным. Наблюдается недопустимо

Брессан и др. (A. Bressan, P. Marigo, L. Girardi,

значительный разброс в оценках его возраста. Для

B. Salasnich, C.D. Cero, S. Rubele, and A. Nanni),

его уточнения в работе выполнены спектроскопи-

MNRAS 427, 127 (2012).

ческие исследования с умеренным разрешением В-

Группа Гая и др. (Gaia Collaboration, A.G.A. Brown,

A. Vallenari, T. Prusti, J.H.J. de Bruijne,

звезд. Для определения эффективной температуры

C. Babusiaux, et al.), Astron. Astrophys.

616,

данных объектов применен дифференциальный

A1 (2018).

метод, основанный на точном определении физи-

Дамбис и др. (A.K. Dambis, E.V. Glushkova,

ческих параметров атмосфер стандартных звезд

L.N. Berdnikov, and Y.C. Joshi), MNRAS 465, 1505

и построении простых зависимостей изменения

(2017).

ряда спектроскопических параметров с изме-

Кантат-Гаудин и др. (T. Cantat-Gaudin, C. Jordi,

нением их температуры в предположении, что

A. Vallenari, A. Bragaglia, et al.), Astron. Astrophys.

параметр log g известен и примерно соответству-

618, A93 (2018).

ет возрасту, определенному из фотометрических

Лиу и др. (T. Liu, K.A. Janes, and T.M. Bania),

наблюдений. Данная методика позволила с хо-

Astron. J. 98, 626 (1989).

рошей точностью (∼500^◦) определить темпера-

Любимков и др. (S.L. Lyubimkov, D.L. Lambert,

туры В-звезд и оценить с существенно более

T.M. Rachkovskaya, S.I. Rostopchin, A.E. Tarasov,

низкой точностью (∼2000^◦) температуры Ве-звезд.

D.B. Poklad, V.M. Larionov, and L.V. Larionova),

Подобная методика в определении температур

MNRAS 316, 19 (2000).

звезд с приблизительно известным эволюционным

Любимков и др. (S.L. Lyubimkov, T.M. Rach-

статусом оказалась более предпочтительной, чем

kovskaya, S.I. Rostopchin, and D.L. Lambert),

прямое определение параметров атмосфер на

MNRAS 333, 9 (2002).

основе моделей атмосфер, по спектрам более

Мэтью и др. (B. Mathew, A. Subramaniam, and

высокого разрешения, но с ограниченным набором

B.C. Bhatt), MNRAS 388, 1879 (2008).

используемых линий. Нахождение значений T_eff

Ривиниус и др. (T. Rivinius, A.C. Carciofi, and

для В-звезд скопления позволило с высокой

C. Martayan), Astron. Astrophys. Rev. 21, 69 (2013).

точностью определить возраст скопления t = 22 ±

10.

Сагар, Джоши (R. Sagar and U.C. Joshi), Bull.

Astron. Soc. India 6, 12 (1978).

± 1 млн лет и модуль расстояния (m - M)₀ =

11.

Саннер и др. (J. Sanner, M. Geffert, J. Brunzendeorf,

= 12.4^m. Данные оценки совпадают с полученными

and J. Schmoll), Astron. Astrophys. 349, 448 (1999).

ранее по результатам широкополосной фотометрии

12.

Тарасов (А.Е. Тарасов), Астрофизика

60,

291

и имеют заметно более высокую точность. Попытка

(2017).

уточнить расстояния до скопления с использова-

13.

Тарасов (А.Е. Тарасов, С.Л. Мальченко, Письма

нием прямых измерений параллаксов изучаемых

Астрон. журн. 38, 486 (2012)

[A.E. Тарасов and

звезд по данным телескопа Gaia показала все еще

S.L. Malchenk, Astron. Lett. 38, 428 (2012)].

недостаточную точность для достаточно удаленных

14.

Тарасов (А.Е. Тарасов, С.Л. Мальченко, К. Якут),

и относительно слабых объектов.

Письма Астрон. журн. 42, 741 (2016) [A.E. Tarasov

Исследованная нами нестационарность эмис-

et al., Astron. Lett. 42, 674 (2016)].

сионного спектра четырех Ве-звезд скопления не

15.

Фелпс, Джанес (R.L. Phelps and K.A. Janes),

выявила значительных аномалий как в самом эмис-

Astrophys. J. Suppl. Ser. 90, 31 (1994).

сионном спектре исследуемых объектов, так и в

16.

Хербиг (G.H. Herbig), Astrophys. J. 196, 129 (1975).

долговременной переменности профилей ярких ли-

17.

Хоаг и др. (A.A. Hoag, H.L. Johnson, B. Iriarte,

ний. Все звезды демонстрировали долговременную

R.I. Mitchell, K.L. Hallam, and S. Sharpless), Publ.

переменность профилей и интенсивности линий

Naval. Observ. 17, 346 (1961).

от сезона к сезону. Две наиболее изученных Ве-

18.

Хуанг и др. (W. Huang, D.R. Gies, and

звезды NGC 581-76 и NGC 581-87 показали

M.V. McSwain), Astrophys. J. 722, 605 (2010).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№7

2020