ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2020, том 46, № 8, с. 562-574

ОПТИЧЕСКАЯ СПЕКТРОСКОПИЯ ВЫСОКОГО РАЗРЕШЕНИЯ

post-AGB СВЕРХГИГАНТА V340 Ser (=IRAS 17279-1119)

¹Специальная Астрофизическая Обсерватория РАН, Нижний Архыз, Россия

Поступила в редакцию 03.06.2020 г.

После доработки 18.06.2020 г.; принята к публикации 25.06.2020 г.

В спектрах сверхгиганта V340 Ser (=IRAS 17279-1119), полученных на 6-м телескопе БТА

с разрешением R ≥60000, найдены признаки переменности ветра и стратификации скорости в

протяженной атмосфере. Линия Hα имеет профиль типа P Cyg, абсорбционная компонента которого

(V_⊙ = +34 км/с) формируется в верхних слоях расширяющейся атмосферы, близких к околозвездной

среде. Для четырех дат по положениям от 300 до 550 симметричных абсорбций металлов с точностью

лучше ±0.1 км/с получена средняя скорость: V_⊙ = 59.30, 60.09, 58.46, 55.78 км/с. Множество низко-

возбужденных линий металлов имеют профиль типа обратного P Cyg. Среднее положение их эмис-

сионных компонент, V_⊙ = 46.3 ± 0.4 км/с, систематически отличается от скорости по симметричным

абсорбциям, что указывает на наличие градиента скорости в протяженной атмосфере сверхгиганта.

Многокомпонентный профиль D-линий NaI содержит: межзвездную V_⊙ = -11.2 км/с, околозвездную

V⊙ = +10 км/с, и компоненту V⊙ = +34.0 км/с, формирующуюся в верхних слоях атмосферы.

Средняя скорость по 20-30 отождествленным в спектрах диффузным межзвездным полосам (DIBs),

V_⊙(DIBs) = -11.6 ± 0.2 км/с, согласуется со скоростью по межзвездным компонентам NaI и KI.

Эквивалентная ширина триплета кислорода W(OI 7774) = 1.25A соответствует абсолютной величине

звезды Mv ≈ -4.6^m, что с учетом полного (межзвездное + околозвездное) поглощения приводит к

расстоянию до звезды d ≈ 2.3 кпк.

Ключевые слова: звезды, эволюция, post-AGB звезды, атмосферы, нуклеосинтез, оболочки, оптиче-

ские спектры.

DOI: 10.31857/S032001082008001X

1. ВВЕДЕНИЕ

сверхгигантов с эффективной температурой T_eff ≈

≈ 3000-4500 K. AGB-стадия для звезд вышеука-

V340 Ser — центральная звезда инфракрасного

занных масс является заключительной фазой с

источника IRAS 17279-1119 — была внесена в

нуклеосинтезом в звездных ядрах. Интерес к AGB-

список звезд с избытками ИК-потока Оудмайером

звездам и к их ближайшим потомкам обусловлен

и др. (1992). Позже Сёдмиак и др. (2008), изучив

прежде всего тем, что именно в недрах этих звезд,

для большой выборки инфракрасных источников

находящихся на кратковременной эволюционной

данные, полученные с космическим телескопом

стадии, имеются физические условия для синтеза

Хаббла, указали на точечный характер изобра-

ядер тяжелых металлов и выноса наработанных

жения IRAS 17279-1119 и отнесли V340 Ser к

продуктов ядерных реакций в звездную атмосферу

звездам на стадии после асимптотической ветви

и далее в околозвездную и межзвездную среду.

гигантов (далее в тексте post-AGB). Эти авторы

Вследствие этих процессов AGB-звезды с исход-

отметили наличие избытка потока в ближнем ИК-

диапазоне, что свидетельствует о присутствии теп-

ными массами ниже 3-4 M_⊙ являются основными

лой околозвездной пыли.

поставщиками (свыше 50%) всех элементов тяже-

лее железа, синтезированных за счет s-процесса,

На стадии post-AGB наблюдаются далеко про-

суть которого состоит в медленной (по сравнению с

эволюционировавшие звезды с исходными мас-

β-распадом) нейтронизации ядер. Исходными яд-

сами в интервале 2-8 M⊙. Согласно Блекеру

рами для цепочки реакций s-процесса служат ядра

(1995a), на предшествующей эволюционной стадии

Fe. У звезд с исходной массой ниже 3-4 M_⊙ необ-

AGB эти звезды наблюдаются в виде красных

ходимый поток нейтронов обеспечивает реакция

^*Электронный адрес: valenta@sao.ru

¹³C(α, n)¹⁶O, а в случае более массивных звезд, с

562

ОПТИЧЕСКАЯ СПЕКТРОСКОПИЯ ВЫСОКОГО РАЗРЕШЕНИЯ

563

начальными массами более 4-5 M_⊙, аналогичная

[Fe/H]_⊙ = -0.60 для V340 Ser найден нетриви-

реакция идет на ядрах²²Ne. Подчеркнем, что эти

альный химический состав атмосферы, а имен-

более массивные AGB звезды могут быть также

но: умеренные, но значимые избытки элементов

источниками лития. Детали эволюции звезд вблизи

α-процесса, [α/Fe] = +0.44, и тяжелых металлов

AGB и результаты современных расчетов синтеза

s-процесса, [s/Fe] = +0.69. Позже де Cмедт и др.

и выноса элементов приведены в статьях Хервига

(2016), используя спектры телескопа VLT в соче-

(2005), Крисченцо и др. (2016), Лью и др. (2018).

тании со спектрографом UVES, вновь подтверди-

В базе данных SIMBAD для сверхгиганта

ли параметры и особенности химического состава

V340

Ser приведен спектральный класс F2-

V340 Ser. Основная цель их исследования — поиск

признаков наличия свинца в атмосферах изучае-

3 II. Этот сверхгигант находится вне плоскости

мых звезд — не была достигнута, поскольку для

Галактики, что уже указывает на его вероятную

принадлежность к немассивным проэволюциони-

14 post-AGB звезд с обогащенными тяжелыми ме-

ровавшим звездам. К настоящему времени звезда

таллами атмосферами авторы получили лишь верх-

изучена как фотометрическими, так спектральны-

ние пределы содержания этого элемента. В нашем

ми методами. Ряд авторов (в частности, Казаровец

исследовании оптических спектров V340 Ser рабо-

та этих авторов важна, потому что, проведя спек-

и др. 2000; де Смедт и др. 2016) относят V340 Ser

тральный мониторинг со спектрографом HERMES

к переменным типа RV Tau. Post-AGB звезды этой

разновидности расположены на диаграмме Г-Р в

1.2-м телескопа, де Cмедт и др. (2016) пришли к

выводу о двойственности этой звезды, определив

полосе нестабильности (или вблизи нее), имеют

орбитальные параметры. Найденный ими период

избытки ИК-потока в ближней ИК-области, что

служит признаком наличия теплой околозвездной

составляет P = 365 дней, системная скорость γ =

пыли, еще не отделившейся от фотосферных слоев

= 56.8 ± 0.5 км/с, амплитуда переменности скоро-

звезды.

сти ΔV r = 7.92 ± 0.44 км/с.

Распространенность химических элементов в

Поведение фотометрических параметров

атмосфере V340 Ser изучена неоднократно и до-

V340 Ser также надежно изучено. Архипова и

статочно надежно. Ферро и др. (2001) по спектрам

др. (2011), выполнив 7-летний UBV-мониторинг

высокого разрешения, но с умеренным отношением

звезды, пришли к выводу о переменности блеска

S/N получили параметры модели атмосферы для

с типичной для post-AGB звезд амплитудой ΔV ≈

этой звезды: T_eff = 7300 K, ускорение силы тяжести

.6. Присоеди-

log g = 1.25 и микротурбулентную скорость ξ_t =

нив к анализу более равномерно распределенные

= 4.6 км/с. Они нашли пониженную металлич-

во времени данные атоматического обзора ASAS,

ность [Fe/H]_⊙ = -0.60, повышенное содержание

Архипова и др. (2011) определили амплитуду ΔV ≈

тяжелых металлов s-процесса, отношение содер-

.8.

жания углерода к кислороду C/O ≈ 1. В итоге эти

В данной статье мы представляем результаты

авторы поддержали более ранний вывод (ван Вин-

анализа оптических спектров V340 Ser, получен-

кель, 1997) о принадлежности звезды к post-AGB

ных на 6-м телескопе БТА в 2018-2020 гг. Ос-

звездам, прошедшим третье перемешивание. Ра-

новная цель нашей работы — поиск особенностей

бота Ферро и др. (2001) важна еще и тем, что ее

спектра и их переменности со временем. В разде-

авторы отметили отсутствие эффекта селективного

ле 2 статьи кратко описаны методы наблюдений и

осаждения химических элементов в атмосфере этой

анализа данных. В разделе 3 мы приводим резуль-

звезды, который обычно искажает распространен-

таты, сопоставляя их с опубликованными ранее, и

ность элементов в атмосферах родственных post-

в разделе 4 приводим выводы.

AGB звезд (см. примеры в статьях Клочковой

(1995), Гиридхара и др. (2000), Рао и др. (2012),

Клочковой и Таволжанской (2019)).

2. НАБЛЮДЕНИЯ, ОБРАБОТКА И АНАЛИЗ

Рао и др. (2012) по спектрам высокого разре-

СПЕКТРОВ

шения определили параметры модели и детальный

химический состав атмосферы для выборки post-

Спектры V340 Ser получены с эшельным спек-

AGB звезд, включая и V340 Ser. Принятые ими

трографом НЭС (Панчук и др. 2017), стационарно

параметры модели для этой звезды: T_eff = 7300 ±

расположенным в фокусе Нэсмита 6-м телескопа

± 150 K, ускорение силы тяжести log g = 2.25 ±

БТА. Моменты наблюдений звезды указаны в

± 0.25 и микротурбулентная скорость ξ_t = 4.7 ±

табл. 1. В эти даты эшельный спектрограф НЭС

± 0.25 км/с, в пределах точности согласуются с

был оснащен крупноформатной ПЗС-матрицей

полученными ранее параметрами из работы Фер-

форматом

4608 × 2048 элементов с размером

ро и др. (2001). При пониженной металличности

пикселя

0.0135 × 0.0135 мм, шум считывания

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№8

2020

564

КЛОЧКОВА и др.

Таблица 1. Результаты измерений гелиоцентрической лучевой скорости V_⊙ в спектрах V340 Ser по наборам линий

различного типа. Число использованных деталей различных типов указано в скобках. Для D-линий NaI указано

положение абсорбционных компонентов, формирующихся вне звездной атмосферы

V_⊙, км/с

JD-2458000

Абсорбции

Эмиссии

Hα(abs)

Hβ

NaI

DIBs

металлов

Hα(em)

213.5

59.30

45.0

34.2

53.6

-11.3, 10.0, 33.7

-9.2

-11.9

±0.05 (557)

±0.2 (59)

101.7

±0.2 (23)

220.4

60.09

46.0

34.9

54.8

-11.2, 10.2, 33.4

-10.0

-11.3

±0.05 (459)

±0.3 (43)

100.1

±0.2 (32)

574.4

58.46

48.0

34.5

53.9

-11.4, 10.3, 35.0

-10.7

-12.1

±0.06 (283)

±0.4 (49)

101.2

±0.3 (18)

924.2

55.78

46.0

33.6

49.3

-11.1, 9.1, 32.8

-9.3

-11.3

±0.06 (408)

±0.3 (28)

97.5

±0.3 (15)

1.8

e^-. Зарегистрированный спектральный диа-

величин V_⊙ в табл. 1 случайные ошибки 0.05-

пазон составляет Δλ = 470-778 нм. Для умень-

0.3 км/с в зависимости от числа измеренных линий.

шения световых потерь без потери спектрального

Отождествление деталей в спектре V340 Ser мы

разрешения спектрограф НЭС снабжен резателем

проводили, используя опубликованный Клочковой

изображения на три среза. Каждый спектральный

и др. (2007a) атлас оптического спектра канониче-

порядок на двумерном изображении спектра по-

ской post-AGB звезды HD 56126 (=IRAS 07134+

вторяется трижды со смещением вдоль диспер-

+1005, Sp = F5 Iab), базирующийся на наблю-

сии эшелле-решетки. Спектральное разрешение

дательных данных 6-м телескопа в сочетании со

составляет λ/Δλ ≥ 60 000, отношение сигнала

спектрографом НЭС.

к уровню шумов S/N > 100, вдоль эшельного

порядка меняется от 100 до 150.

3. ПОЛУЧЕННЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ

Экстракция одномерных данных из двумерных

3.1. Особенности оптического спектра V340 Ser и

эшелле-спектров выполнена с помощью моди-

стратификация лучевых скоростей

фицированного (с учетом особенностей эшелле-

Спектральные аномалии, присущие звездам ти-

кадров используемого спектрографа) контекста

па RV Tau, — это эмиссионные компоненты слож-

ECHELLE комплекса программ MIDAS. Дета-

ных и переменных с фазой профилей Hα, эмис-

ли процедуры описаны Юшкиным и Клочковой

сия HeI 5876

A, раздвоение избранных абсорб-

(2005). Удаление следов космических частиц про-

ций, многокомпонентные профили D-линий дуб-

водилось медианным усреднением двух спектров,

лета NaI, а также слабые эмиссии металлов, по-

полученных последовательно один за другим.

являющиеся в отдельные моменты цикла. Приме-

Калибровка по длинам волн осуществлялась по

рами служат спектры звезд-прототипов RV Tau,

спектрам Th-Ar лампы с полым катодом. Вся

U Mon и AC Her, изученных Бэйрдом (1982, 1984),

дальнейшая обработка, включающая фотометри-

Поллардом и др. (1997), Клочковой и Панчуком

ческие и позиционные измерения, выполнена с по-

(1998), Киппером и Клочковой (2013). В зареги-

мощью современной версии программы DECH20t,

стрированных нами спектрах V340 Ser отсутству-

разработанной Г. Галазутдиновым (1992). Отметим,

ют и раздвоение абсорбций, и эмиссия в линии

что эта традиционно используемая нами программа

HeI 5876

A. Оптический спектр этой звезды, в

обработки спектров позволяет измерять лучевые

основном соответствующий ожидаемому спектру

скорости для отдельных деталей профилей линий.

F2-3 сверхгиганта, содержит при этом некоторые

Систематические ошибки измерения гелиоцен-

из перечисленных выше особенностей. Во-первых,

трических скоростей V_⊙, оцененные по резким

профиль Hα является комплексным, что типично

межзвездным компонентам NaI, не превышают

для post-AGB звезд. Представленный на рис. 1

0.25 км/с (по одной линии), случайные ошибки для

профиль этой линии в координатах “Относитель-

неглубоких абсорбций ≈0.5 км/с — среднее значе-

ная интенсивность” — “Лучевая скорость” вклю-

ние на одну линию. Тем самым для усредненных

чает широкие абсорционные крылья, на которые

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№8

2020

ОПТИЧЕСКАЯ СПЕКТРОСКОПИЯ ВЫСОКОГО РАЗРЕШЕНИЯ

565

1.4

1.2

1.0

0.8

0.6

0.4

400

200

400

Radial velocity, km/s

Рис. 1. Профиль Hα в координатах “Лучевая скорость — относительная интенсивность” в спектрах V340 Ser,

полученных в разные даты: 05.04.2018 — черная линия, 11.04.2018 — зеленая, 31.03.2019 — красная, 02.04.2020 —

индиго. Две сплошные вертикали указывают положения эмиссий TiI 6554.23

A и CaI 6572.80

A. Вертикальной линией

отмечена системная скорость γ = 56.8 ± 0.5 км/с, согласно де Смедту и др. (2016).

налагаются абсорбционная и эмиссионная компо-

вавших звезд зачастую являются источника-

ненты. Как следует из рис. 1, положения обеих ком-

ми молекулярного и мазерного излучения, что

понент не изменяются со временем, однако можно

позволяет надежно фиксировать их системную

отметить слабую переменность их интенсивности.

скорость. Однако для V340 Ser нет сведений о

Более заметно изменение формы коротковолнового

каких-либо оболочечных деталях в радиодиапа-

крыла абсорбционного компонента, что отражает

зоне. Оптический спектр этой звезды также не

изменение скорости истечения. Подчеркнем боль-

содержит признаков наличия молекул, поэтому в

шое различие скоростей, соответствующих ядрам

качестве системной скорости для этой звезды мы

эмиссионного и абсорбционного компонентов про-

используем значение γ = 56.8 ± 0.5 км/с, согласно

филя Hα. Как видно из данных табл. 1 и рис. 1,

де Смедту и др. (2016).

это различие составляет около 65 км/с и мно-

Во-вторых, профиль Hα в спектре V340 Ser на

гократно превышает этот же параметр для звезд

рис. 1 относится к типу P Cyg. Такой тип профиля

типа RV Tau, изученных Поллардом и др. (1997),

является типичным для звезд высокой светимости,

включая и звезду AD Aql, в спектре которой тип

обладающих протяженной и расширяющейся ат-

профиля Hα близок к зарегистрированному нами в

мосферой. Hα формируется в верхних слоях протя-

спектре V340 Ser. При этом, как видно на рис. 2,

женной атмосферы звезды. Интенсивная абсорб-

профиль Hβ чисто абсорбционный, видимых эмис-

ционная компонента — результат поглощения из-

сионных деталей он не содержит. Как следует из

лучения в области перед звездой. Положение ядра

табл. 1, положение ядра Hβ не вполне совпадает

абсорбционной компоненты (+34 км/с) указывает

с положением атмосферных абсорбций металлов,

на ее формирование в высоких слоях расширяю-

оно сдвинуто на 5-6 км/с в коротковолновую об-

щейся атмосферы, близких к околозвездной среде.

ласть, что свидетельствует о стратификации карти-

Скорость около 34 км/с отличается от принятой

ны скоростей.

системной скорости, что указывает на расшире-

Околозвездные оболочки проэволюциониро- ние области, в которой эта абсорбция формиру-

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№8

2020

566

КЛОЧКОВА и др.

1.0

0.8

0.6

0.4

0.2

400

200

400

Radial velocity, km/s

Рис. 2. Профиль Hβ в спектрах V340 Ser, полученных в разные даты: 05.04.2018 — черная линия, 11.04.2018 — зеленая,

31.03.2019 — красная. Вертикальной линией отмечена системная скорость γ = 56.8 ± 0.5 км/с, согласно де Смедту и др.

(2016).

ется. Подобный тип профиля редко встречается

коротковолнового крыла абсорбции, что отслежи-

в спектрах post-AGB звезд. В статьях Клочковой

вает переменность скорости истечения вещества.

(1997), Санчез Контрерас и др. (2008), Молины

Близкий тип профиля Hα с большим различием

и др. (2014) приведены многочисленные примеры

скоростей, >100 км/с, для абсорбционной и эмис-

разновидностей профиля Hα в спектрах post-AGB

сионной компонент наблюдается также в спектре

звезд: чисто абсорбционные профили, комплекс-

post-AGB звезды 89 Her (=IRAS 17534+2603).

ные профили типа P Cyg, типа обратного P Cyg

Для иллюстрации на рис. 3 показан фрагмент

и др. Однако в этой обширной коллекции заре-

спектра 89 Her, полученный 3.06.2010 с тем же

гистрированных профилей нет подобного профилю

спектрографом НЭС телескопа БТА.

Hα в спектрах V340 Ser. В статьях Гонзалеза и

Влияние ветра, искажающее коротковолновые

др. (1997), Полларда и др. (1997), посвященных

крылья сильных абсорбций SiII(2) 6347 и 6371

спектроскопии звезд типа RV Tau, наблюдается

в спектре V340 Ser, видим на правом фрагменте

разнообразие типов профилей, как и в сообществе

рис. 4, где также отмечены эмиссия FeI 6359

post-AGB звезд в целом. Профиль Hα с сильной

межзвездные детали (DIBs) λ = 6376 и 6379˚A. Ис-

эмиссией, сдвинутой в длинноволновую область,

подобный профилю в спектре V340 Ser, встре-

кажение крыльев абсорбций SiII(2) 6347 и 6371

чается редко, но, как было отмечено выше, был

на профилях в координатах “Относительная интен-

ранее зарегистрирован Поллардом и др. (1997) в

сивность — лучевая скорость” иллюстрирует так-

спектре AD Aql. В спектре этой звезды зарегистри-

же рис. 5. Здесь абсорбционные ядра обоих про-

рована значительная фазовая переменность про-

филей смещены относительно принятой системной

скорости, но их положение хорошо согласуется со

филя Hα, включая переменность положений обеих

скоростью по иным абсорбциям металлов в спек-

его компонент. Для V340 Ser такой значительной

переменности положения и интенсивности компо-

тре: в табл. 1 для этой даты V_⊙(abs) = 60.09 км/с.

нентов профиля Hα мы пока не зафиксировали.

Де Смедт и др.

(2016), получив кросс-

На рис. 1 заметно изменение лишь протяженности корреляционным методом набор значений луче-

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№8

2020

ОПТИЧЕСКАЯ СПЕКТРОСКОПИЯ ВЫСОКОГО РАЗРЕШЕНИЯ

567

FeI

1.2

FeI

TiI

NiI

1.0

0.8

NiI

0.6

0.4

0.2

6530

6540

6550

6560

6570

6580

6590

Wavelength, Å

Рис. 3. Фрагмент спектра 89 Her, содержащий Hα и эмисссии TiI, VI, FeI и NiI. Указано отождествление основных

абсорбций. Точками отмечены теллурические детали.

NiI

FeI

1.1

NiI

FeI

1.0

ZnI

DIB

FeI

FeII

0.9

FeII

DIB

FeII

FeI

0.8

FeII

CaI

FeII

CaI

0.7

SiII

0.6

SiII

BaII

0.5

6100

6120

6140

6160

6340

6350

6360

6370

6380

6390

Wavelength, Å

Рис. 4. Фрагменты спектра V340 Ser, содержащие характерные пекулярные детали: эмисссии FeI и NiI, а также

сильные абсорбции SiII(2) 6347 и 6371

A с вытянутым коротковолновым крылом и DIBs на правом фрагменте. Указано

отождествление основных деталей.

вой скорости для V340 Ser, пришли к выво-

ственности. Во-вторых, как следует из данных

ду о двойственности звезды и отнесли систему

табл. 1, получив спектры V340 Ser в произвольные

V340

Ser к спектрально-двойным звездам с

даты в

2018-2020 гг., мы не зафиксировали

периодом 365 дней. Позже Оомен и др. (2018),

переменности лучевой скорости звезды, ожидаемой

используя ту же методику, уточнили орбитальные

согласно результатам де Cмедта и др. (2016) и

элементы для выборки post-AGB звезд в двойных

системах. Для V340 Ser они приводят орбитальные

Оомена и др. (2018). Учитывая величину периода

около года, можно предположить, что все наши

элементы: период 363 дня, γ-скорость 56.1 км/с,

спектры получены в близкие фазы орбитального

амплитуда переменности скорости K = 8.4 ±

± 1.0 км/с. Отметим два момента. Во-первых,

периода. Очевидна необходимость продолжения

имея высококачественные спектры этой звезды,

наблюдений V340 Ser и детального изучения

мы не обнаружили признаков спектральной двой-

переменности картины скорости.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№8

2020

568

КЛОЧКОВА и др.

1.1

1.0

0.9

0.8

0.7

0.6

100

120

Radial velocity, km/s

Рис. 5. Профили абсорбций SiII(2) 6347 (сплошная линия) и 6371

A в спектре V340 Ser за 11.04.2018. Вертикальной

линией отмечена системная скорость γ = 56.8 ± 0.5 км/с, согласно де Cмедту и др. (2016).

3.2. Эмиссии металлов

ствуют и в нескольких линиях ионов, например,

NdII

5102

A, YII

5509

A, EuII

6645

A. Эта

Спектральные фрагменты на рис.

иллю-

особенность может оказать влияние на содержание

стрируют следующую, не отмеченную ранее в

химических элементов, поэтому ее следует под-

публикациях, особенность оптического спектра

твердить в последующих наблюдениях.

V340 Ser — наличие слабых эмиссий нейтральных

Подобные низковозбужденные эмиссии ней-

металлов с низким потенциалом возбуждения

тральных металлов были ранее зафиксирова-

нижнего уровня. Две такие эмиссии на крыльях Hα

ны в спектрах post-AGB кандидатов LN Hya

хорошо видны и на рис. 1. В табл. 2 перечислены

(=IRAS 12538-2611) (Клочкова, Панчук, 2012)

все такого рода эмиссии, отождествленные нами

и V1648 Aql (Клочкова, Таволжанская, 2019),

в зарегистрированном диапазоне длин волн. В

имеющих спектральные классы, близкие к та-

последнем столбце этой таблицы приведены значе-

ковому у V340 Ser. В случае LN Hya эмиссии

ния скорости, соответствующие положению эмис-

металлов появились в спектрах, полученных в

сионной детали. Как следует из данных табл. 1,

ее активные фазы 2010 г., когда профиль типа

средняя скорость по эмиссиям незначительно

обратного P Cyg у линий металлов существенно

меняется от даты к дате, от V_⊙(em) = 45.0 ± 0.2

отличался от наблюдавшегося в спокойные фазы.

до 48.0 ± 0.4 км/с. При этом для каждой даты

При этом положение абсорбционной компонен-

V_⊙(em) систематически отличается на ≥10 км/с от

ты Hα также значительно отличалось от положе-

средней скорости по абсорбциям, что указывает на

ния в другие моменты наблюдений. Кроме того,

наличие стратификации скорости в протяженной

ядро Hα было существенно (примерно на 15 км/с)

атмосфере звезды. Полуширины этих эмиссий,

сдвинуто в длинноволновую область относительно

формирующихся во внешних слоях протяженной

симметричных абсорбций металлов. Множество

атмосферы V340 Ser, составляют около 0.25

низковозбужденных эмиссий содержит и спектр

или δV_⊙ ≈ 10-12 км/с, что в 2 раза превышает

вышеупомянутой post-AGB звезды 89 Her, что

полуширины запрещенных ионосферных эмиссий

уже отмечалось ранее Вотерсом и др. (1993). Для

[OI] в спектре. Подчеркнем, что эмиссии присут-

иллюстрации на рис. 3 приведен фрагмент спектра

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№8

2020

ОПТИЧЕСКАЯ СПЕКТРОСКОПИЯ ВЫСОКОГО РАЗРЕШЕНИЯ

569

Таблица 2. Отождествление эмиссий в спектре V340 Ser

λ,

V_⊙, км/с

λ,

V_⊙, км/с

λ,

V_⊙, км/с

4953.200

NiI

46.20

6108.107

NiI

48.32

6498.950

FeI

48.96

5079.682

CeII

45.86

6108.530

40.30

6531.410

47.03

5092.800

NdII

42.86

6128.990

NiI

42.83

6532.890

FeI

41.82

5102.390

NdII

42.27

6137.691

FeI

43.60

6546.238

FeI

45.25

5107.446

FeI

45.85

6191.190

NiI

46.14

6554.230

TiI

46.92

5150.840

FeI

43.08

6191.558

FeI

45.09

6572.800

CaI

45.91

5151.910

FeI

45.20

6200.313

FeI

43.19

6574.240

FeI

46.57

5198.710

FeI

43.00

6213.429

FeI

43.55

6592.913

FeI

43.03

5216.270

FeI

43.39

6219.270

FeI

44.89

6643.629

NiI

46.40

5409.784

CrI

42.29

6230.722

FeI

42.47

6677.985

FeI

43.14

5434.523

FeI

40.45

6261.098

TiI

43.08

6767.768

NiI

43.86

5462.485

NiI

41.89

6265.131

FeI

45.17

6770.960

CoI

46.38

5490.150

TiI

44.67

6312.240

TiI

43.95

6814.950

CoI

47.39

5644.140

TiI

48.95

6330.130

CrI

45.75

7052.870

CoI

46.81

5711.883

NiI

46.81

6358.693

FeI

48.43

7138.910

TiI

46.60

5847.000

NiI

47.13

6393.600

FeI

43.43

7291.449

NiI

41.72

5999.040

TiI

42.84

6400.000

FeI

43.00

7357.740

TiI

47.17

6007.310

NiI

43.97

6430.844

FeI

44.75

7714.308

NiI

48.73

6065.482

FeI

44.89

6494.980

FeI

42.93

этой звезды с узкими эмиссиями, полученный со

меры эмиссии, наблюдаемой на фоне ослабленного

спектрографом НЭС.

спектра фотосферы.

Эмиссии атомов металлов в 80-е годы XX в. бы-

ли зафиксированы и в спектрах звезд типа RV Tau.

3.3. Полосы DIBs и многокомпонентный профиль

К вышеупомянутым работам Бэйрда (1982, 1984),

D-линий NaI

Клочковой и Панчука (1998) добавим также работу

В оптическом спектре V340 Ser, несмотря на

Боппа (1984), автор которой подчеркнул появление

значительную ее удаленность от плоскости Га-

такого рода эмиссий во время глубоких минимумов

лактики (галактическая широта звезды |b| > 12^◦),

звезды R Sct, которая также относится к звездам

обнаружены многочисленные межзвездные детали.

типа RV Tau.

В частности, две такие детали с длинами волн λ =

Некоторые эмиссии Fe, Co, Ni из табл. 2 при-

= 6376 и 6379

A, хорошо видны на правой панели

сутствуют и в спектре желтого гипергиганта ρ Cas с

рис. 4. В табл. 3 перечислены все DIBs из из-

протяженной оболочкой (см. детали и необходимые

вестного списка Дженнискенса и Десерта (1994),

ссылки в статье Клочковой и др. (2018). Причем в

отождествленные нами и надежно выделенные сре-

спектре ρ Cas среднее значение скорости по этим

ди бленд в спектре V340 Ser. Для этих деталей

эмиссиям незначительно меняется со временем и

в таблице приведена лучевая скорость, соответ-

мало отличается от значения системной скорости

ствующая положениям полос, и их эквивалентные

гипергиганта. Низкая ширина этих эмиссий в спек-

ширины W_λ.

тре ρ Cas и совпадение скоростей указывают на то,

Высокое качество спектров V340 Ser позволило

что эти слабые эмиссии формируются во внешней

нам разрешить на компоненты D-линии дублета

протяженной газовой оболочке, размеры которой

NaI 5889 и 5895

A, а также измерить положение

существенно превосходят фотометрический радиус

межзвездной абсорбции KI 7696

Å.

На профи-

звезды. Эмиссионные линии наблюдаются преиму-

щественно в периоды понижения блеска ρ Cas, что

ле линий NaI 5889 и 5895

A в наших спектрах

может указывать на относительную стабильность

уверенно выделяются индивидуальные абсорбции,

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№8

2020

570

КЛОЧКОВА и др.

Таблица

3. Параметры межзвездных полос DIBs

эта компонента дублета NaI формируется в меж-

в спектре V340 Ser

звездной среде. На рис. 6 можно видеть различа-

ющуюся крутизну крыльев компонентов, что также

подтверждает предлагаемую трактовку областей их

λ,

V_⊙ км/с

W_λ, мA

формирования.

4984.79

-11.86

Компоненты “2” и “3” D-линий NaI со скоро-

4987.42

-12.70

стями V_⊙ = +10.1 и +33.7 км/с смещены в корот-

5780.48

-12.55

263

коволновую область относительно средней лучевой

скорости V_⊙(abs) по атмосферным абсорбциям.

5797.06

-12.11

Естественно предположить, что обе эти компо-

5818.75

-9.61

ненты формируются в околозвездной среде и во

5849.81

-10.69

внешних слоях расширяющейся атмосферы звез-

6195.98

-11.35

ды. Компонента со скоростью

10.1 км/с форми-

руется в оболочке, расширяющейся со скоростью,

6203.05

-10.18

типичной для оболочек post-AGB звезд (см. для

6211.60

-11.39

сравнения результаты Бэккера и др. 1995, 1997;

6269.85

-11.04

и Клочковой, 2014). Компонента со скоростью

33.7

км/с формируется в самых верхних слоях

6283.84

-10.27

85:

звездной атмосферы, переходящих в неотделив-

6329.97

-12.75

шуюся от звезды околозведную среду. Здесь же

6376.08

-12.41

формируется и абсорбция комплексного профи-

ля Hα. Эти слои движутся со скоростью около

6379.32

-10.40

23 км/с относительно глубоких слоев атмосферы,

6439.48

-11.48

где формируются симметричные абсорбции. Мно-

6445.28

-13.03

гокомпонентный профиль линий дублета NaI так-

6532.10

-12.14

же содержит превышающую локальный континуум

эмиссионную компоненту “5” на рис. 6. Положение

6613.62

-12.85

114

этой эмиссии, V_⊙ ≈ 104 км/с, близко к положению

6632.86

-11.52

эмиссионной компоненты Hα.

6770.05

-10.20

Следует обратить внимание на соотношение ин-

6827.30

-11.26

тенсивностей компонент у линий D1 (λ = 5895

7224.03

-10.76

и D2 (λ = 5889

A) дублета NaI. Если соответ-

ствующие уровни атома NaI заселяются пропор-

7357.20

-10.48

ционально статистическим весам, то в эмиссион-

7367.13

-13.50

ном спектре соотношение интенсивностей D2/D1

7581.30

-10.22

должно быть равно 2. В спектрах V340 Ser эмис-

сионная деталь “5” уверенно просматривается в

7721.85

-9.80

линии D2 и находится на пределе обнаружения в

линии D1. При увеличении концентрации атомов

NaI возрастает роль процессов резонансного рас-

усредненное положение которых указано в табл. 1

сеяния и самопоглощения, в результате соотноше-

и на рис. 6. Положение длинноволновой абсорб-

ние интенсивностей линий эмиссионного дублета

ционной компоненты (на этом рисунке как “4”)

NaI будет стремиться к 1. В спектрах звездных

для каждого момента наблюдений согласуется в

атмосфер мы наблюдаем абсорбции D1 и D2 рав-

пределах указанных выше ошибок со средней ско-

ной интенсивности (например, компоненты “4” на

ростью V_⊙(abs), измеренной по большому набору

рис. 6). Аналогичная картина наблюдается, как

абсорбций металлов. Такое совпадение свидетель-

правило, и в спектрах МЗС (например, компоненты

ствует о формировании этой компоненты D-линий

“1” на рис. 6), что свидетельствует о насыщении

NaI дублета в атмосфере звезды.

абсорбционных профилей “4” и “1” дублета NaI

Согласно данным из табл. 1, положение самой

за счет самопоглощения. В спектре околозвездных

коротковолновой компоненты “1” линий дублета

оболочек V340 Ser соотношение интенсивностей

NaI, V_⊙ = -11.3 км/с, стабильно. С учетом ошибок

абсорбционных компонент дублета значимо раз-

измерений ее положение совпадает с усредненным

личается: ≈1.3 и 1.5 для компонент “2” и “3”

значением скорости по набору DIBs, отождеств-

соответственно. Приходим к выводу, что как для

ленных в спектре, что позволяет утверждать, что

эмиссионной детали “5”, так и для абсорбционных

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№8

2020

ОПТИЧЕСКАЯ СПЕКТРОСКОПИЯ ВЫСОКОГО РАЗРЕШЕНИЯ

571

1.0

0.8

0.6

0.4

0.2

0.0

100

Radial velocity, km/s

Рис. 6. Профили линий NaI 5889 и 5895

(точки) в спектре V340 Ser. Отмечено положение абсорбционных компонент

профиля, формирующихся: “1” — в межзвездной среде, “2” и “3” — в околозвездной среде, “4” в атмосфере звезды.

Вертикальной линией отмечена системная скорость γ = 56.8 ± 0.5 км/с, согласно данным де Cмедта и др. (2016).

деталей “2” и “3” насыщение в ядрах линий не

V1302 Aql (=IRC+10420) (Клочкова и др., 1999),

достигнуто.

V509

Cas

(=IRC+60379) (Арет и др.,

2017;

Подобный многокомпонентный профиль D-

Клочкова и др., 2019; Клочкова, 2019) и в спектрах

линий дублета NaI с фрагментом длинноволно-

B-сверхгигантов с феноменом B[e] (Арет и др.,

вой эмиссии был зафиксировали ранее Клоч-

2012). В спектрах V340 Ser мы также видим

ковой и Ченцовым (2004) в спектре post-AGB

эмиссию, которую можно было бы отождествить

звезды V510 Pup

(=IRAS

08005-2356). Эта

с запрещенной линией

7291

A, что могло бы

звезда проэволюционировала дальше от AGB,

указать на вероятное присутствие околозвездного

чем V340 Ser, поэтому имеет отделившуюся

диска в системе. К сожалению, вторая линия

оболочку, что проявляется, в частности, в наличии

этого дублета, [CaII] 7324

A, которая могла бы

абсорбционных околозвездных полос системы

подтвердить наличие запрещенной эмиссии, на

Свана молекулы C₂. Кроме того, для источника

нашем эшелле кадре попадает между соседними

IRAS 08005-2356 зарегистрировано излучение

порядками. Для подтверждения присутствия этой

OH полос одновременно на 1612 и 1667 MHz, что,

важной спектральной особенности необходимы

согласно Льюису (1989), в отсутствие мазеров SiO

дополнительные наблюдения. В настоящее время

иH₂O указывает на приближение объекта к стадии

мы вынуждены отождествить эмиссию 7291

A в

планетарной туманности. Отметим, что в спектре

спектре с низковозбужденной линией NiI c λ =

V510 Pup Клочкова и Ченцов (2004) отождествили

= 7291.449˚A.

редко наблюдаемые в спектрах post-AGB запре-

Эмиссионные компоненты в резонансных лини-

щенные эмиссии дублета [CaII] 7291 и 7324

Эти запрещенные эмиссии низкого возбуждения

ях NaI с полушириной Δ ≈ 120 км/с зафиксиро-

характерны для спектров звезд избранных типов с

ваны Клочковой и др. (2006) в спектре холодной

истечением вещества и служат признаком наличия

переменной AGB-звезды, ассоциированной с ИК-

околозвездного диска. В частности, эти эмиссии

источником IRAS 20508+2011. Еще более интере-

отождествлены в спектрах желтых гипергигантов

сен многокомпонентный профиль D-линий NaI в

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№8

2020

572

КЛОЧКОВА и др.

спектре полуправильной переменной QY Sge. Ши-

околозвездных компонент “2” и “3” лишь незна-

рокая эмиссия с полушириной Δ ≈ 120 км/с была

чительно ниже межзвездной, что указывает на су-

зарегистрирована Менциесом и Вайтлоком (1988),

щественный вклад околозвездного поглощения в

полный избыток покраснения E(B - V ). Де Cмедт

которые предположили, что область формирова-

ния эмиссии в резонансных линиях — довольно

и др. (2016), моделируя SED для V340 Ser, оце-

горячая и неоднородная околозвездная оболочка,

нили полный избыток цвета: E(B - V ) = 0.76^m.

а большая ширина эмиссий вызвана рассеянием

С этой оценкой избытка цвета получаем полное

фотонов на движущихся пылинках оболочки. Рао

поглощение Av ≈ 2.43^m (при стандартном значе-

и др. (2002), зарегистрировав в спектре QY Sge и

нии R = 3.2). Учитывая среднее значение видимо-

широкие, и узкие эмиссии металлов, развили пред-

го блеска V = 9.63^m из статьи Архиповой и др.

положение Менциеса и Вайтлока (1988), предло-

(2011), приходим к оценке расстояния до звезды

жив модель с околозвездным тором и биполярными

d ≈ 2.3 кпк. Здесь следует упомянуть оценку рас-

джетами. Позже Клочкова и др. (2007b), на основе

стояния d ≈ 3.43 кпк до V340 Ser из обширного

спектрального мониторинга QY Sge, подтвердили

каталога Викерса и др. (2015). Эти авторы, мо-

вывод о формировании эмиссии в околозвездной

делируя распределение энергии (SED) для post-

среде, показав стабильность ее положения во вре-

AGB звезд, принимали для них диапазон свети-

мени.

мостей L/L_⊙ = 6000 ± 1500. Наша оценка свети-

мости V340 Ser по ИК-триплету кислорода лежит

внутри этого диапазона. Моделируя SED, Викерс

3.4. Расстояние до звезды и ее светимость

и др. (2015) учли аномальный характер SED для

IRAS 17279-1119, обусловленный присутствием

Светимость звезды оценим, используя из-

теплой (≈855 K) и холодной (≈171 K) пыли. При

вестный для F-G сверхгигантов критерий све-

этом Викерс и др. (2015) получили избыток цвета

тимости — интенсивность триплета кислорода

E(B - V ) = 0.45^m, что существенно ниже избытка

OI 7774

A. В спектрах V340 Ser суммарная

цвета из работы де Cмедта и др. (2016) и даже ниже

эквивалентная ширина триплета W_λ(7774) =

межзвездной доли покраснения, полученной нами

= 1.25

Å, что является типичным значением для

по DIBs.

post-AGB звезд (см. для сравнения данные Молина

В каталоге Gaia DR2 (2018) для V340 Ser

и др. 2018). Оценка светимости V340 Ser по

дано надежное значение паралакса π = 0.1577 ±

W_λ(7774) достаточно точна, поскольку, согласно

± 0.0427 mas, которое приводит к значительной

ван Винкелю (1997), в атмосфере этой звезды

удаленности звезды: d ≥ 6.3 кпс. Однако в версии

нет аномалии содержания кислорода. Применяя

2016 г. сведения для звезды значительно отлича-

калибровку Mv ←→ W_λ(7774) из статьи Такеды

ются: π = 0.340 ± 0.260 mas. Эта величина парал-

и др. (2018), получаем для V340 Ser абсолютную

лакса дает близкое к нашей оценке расстояние до

величину Mv ≈ -4.6^m. Полученная таким образом

звезды, но точность параллакса слишком низка.

светимость V340 Ser log L/L_⊙ = 3.75 хорошо

Здесь следует сослаться на статью Ху и др. (2019),

согласуется с ее спектральной классификаци-

в которой они сопоставили параллаксы Gaia DR2 с

ей и светимостью, ожидаемой из теоретических

данными VLBI и отметили большую разницу в этих

представлений Блекера (1995b) об эволюционном

данных для AGB-звезд с протяженными пылевыми

статусе post-AGB звезд.

оболочками. Кроме того, для удаленных объектов

Для оценки избытка цвета E(B - V ), обуслов-

следует учитывать большой сдвиг шкалы парал-

ленного межзвездным поглощением, мы использо-

лаксов Gaia DR2 относительно VLBI: -0.075 ±

вали измеренные в спектрах V340 Ser эквивалент-

± 0.029 mas, согласно Ху и др. (2019).

ные ширины W_λ(DIBs) для выборки DIBs и калиб-

В целом можно утверждать, что совокупность

ровочные зависимости E(B - V ) ←→ W_λ(DIBs),

параметров V340 Ser: светимость, удаленность от

согласно данным Коса и Цвиттера (2013). При-

плоскости Галактики, пониженная металличность и

влекая 7 уверенно измеренных полос из табл. 3

особенности химического состава, — согласуется

(4984, 5780, 5797, 6196, 6203, 6379,

6613

Å),

с принадлежностью звезды стадии post-AGB в

для которых имеются калибровочные зависимости

толстом диске Галактики. Отметим, что совокуп-

Коса и Цвиттера (2013), мы получили среднее зна-

ность основных параметров и химический состав

чение избытка цвета E(B - V ) = 0.59^m. Этот из-

V340 Ser позволяют включить эту звезду в одно-

быток заведомо ниже полного покраснения E(B -

родную группу post-AGB звезд с большими из-

- V ), поскольку какая-то доля покраснения звез-

бытками углерода и тяжелых металлов s-процесса

ды обусловлена поглощением еще и в околозвезд-

в атмосферах, выделенную Клочковой (1997) и

ной среде. Как следует из рис. 6, интенсивность

ван Винкелем с Рейнерсом (2000). Все звезды этой

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№8

2020

ОПТИЧЕСКАЯ СПЕКТРОСКОПИЯ ВЫСОКОГО РАЗРЕШЕНИЯ

573

группы имеют структурированные, зачастую би-

На основании эквивалентной ширины ИК-

полярные, оболочки, где формируется множество

триплета кислорода W (OI 7774)=1.25

получена

молекулярных и мазерных деталей. Кроме того, в

оценка абсолютной величины M_v ≈ -4.6^m, которая

ИК-спектрах всех этих звезд содержится пока не

с учетом полного (в межзвездной и околозведной

отождествленная эмиссия на длине волны 21 мкм

среде) поглощения приводит к оценке расстояния

(см. детальнее в статье Хривнака и др.

2009).

до звезды d ≈ 2.3 кпк. Это значение в два раза

Околозвездная среда V340 Ser не имеет этих осо-

ниже расстояния, соответствующего параллаксу

бенностей, т.е. ее оболочка еще не отделилась от

V340 Ser из DR2 Gaia (2018). Такое различие

звезды и не остыла в нужной степени. Хривнак и др.

может быть следствием особенностей учета по-

(2009) указывают, что деталь на 21 мкм формиру-

глощения в межзвездной среде и околозведной

ется в ИК-спектрах post-AGB звезд с холодными

оболочке объекта. Принадлежность V340 Ser к

пылевыми оболочками, с температурой около 120-

звездам типа RV Tau нуждается в уточнении,

150 K.

поскольку звезда с основными параметрами T_eff =

Принадлежность V340 Ser к звездам типа

= 7200 K и светимостью log L/L_⊙ = 3.75 лежит

RV Tau нуждается в уточнении, поскольку звез-

вне полосы нестабильности.

да с основными параметрами T_eff = 7200 K и

Авторы благодарят за частичную финансовую

светимостью log L/L_⊙ = 3.75 лежит вне полосы

поддержку Российский фонд фундаментальных

нестабильности, по данным Кисса и др. (2007).

исследований (проект

18-02-00029а). В рабо-

Напомним, что ранее Архипова и др. (2011) также

те использованы базы астрономических данных

поставили под сомнение этот статус V340 Ser, а в

SIMBAD, SAO/NASA ADS, ASAS и Gaia DR2.

статье Сёдмиака и др. (2008) V340 Ser отнесена

именно к post-AGB звездам, но не к типу RV Tau.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

Арет и др. (A. Aret, M. Kraus, M.F. Muratore, and

4. ВЫВОДЫ

M. Borges Fernandes), MNRAS 423, 284 (2012).

Изучены спектры звезды V340 Ser (=IRAS

Арет и др. (A. Aret, M. Kraus, I. Kolka, and

17279-1119), полученные на 6-м телескопе БТА

G. Maravelias), ASP Conf. Ser. 508, 357 (2017).

со спектральным разрешением R ≥ 60 000. Для

Архипова В.П., Иконникова Н.П., Комиссаро-

ва Г.В., Письма в Астрон. журн. 37, 691 (2011)

четырех дат по многочисленным абсорбциям (от

[V.P. Arkhipova, et al., Astron. Lett. 37, 635 (2011)].

300 до 550 линий) металлов измерена гелиоцентри-

Бэйрд (S.R. Baird), Publ. Astron. Soc. Pacific 94, 850

ческая лучевая скорость: V_⊙ = 59.30±0.05, 60.09 ±

(1982).

± 0.05, 58.46 ± 0.06, 55.78 ± 0.06 км/с. Учитывая

Бэйрд (S.R. Baird), Publ. Astron. Soc. Pacific 96, 72

высокую точность скорости, эти значения V_⊙ ука-

(1984).

зывают на слабую переменность скорости со вре-

Блекер (T. Bl ¨ocker), Astron. Astrophys. 297, 727

менем.

(1995a).

На профиле D-линий NaI выделены межзвезд-

Блекер (T. Bl ¨ocker), Astron. Astrophys. 299, 755

ная V_⊙ = -11.20, околозвездная, V_⊙ = +10, ком-

(1995b).

поненты, а также компонента V_⊙ = +34.0 км/с,

Бoпп (B.W. Bopp), Publ. Astron. Soc. Pacific 96, 432

формирующаяся в самых верхних слоях атмосфе-

(1984).

Бэккер и др. (E. Bakker, H.J.G.L.M. Lamers,

ры. Усредненные по четырем спектрам значения

L.B.F.M. Waters, and T. Schoenmaker), Astrophys.

имеют точность ±0.2 км/с. Средняя скорость по

Space Science, 224, 335 (1995).

20-30 отождествленным в спектрах полосам DIBs,

10.

Бэккер и др. (E. Bakker, E.F. van Dishoeck,

V_⊙(DIBs) = -11.6 ± 0.2 км/с, совпадает со скоро-

L.B.F.M. Waters, and T. Schoenmaker), Astron.

стью по межзвездной компоненте NaI. Линия Hα

Astrophys. 323, 469 (1997).

имеет профиль типа P Cyg, положение абсорб-

11.

ван Винкель (H. van Winckel), Astron. Astrophys.

ционной компоненты которого, V_⊙ = +34 км/с,

319, 561 (1997).

указывает на ее формирование в верхних слоях

12.

ван Винкель, Рейнерс (H. van Winckel and

расширяющейся атмосферы.

M. Reyniers), Astron. Astrophys. 354, 135 (2000).

13.

Вотерс и др. (L.B.F.M. Waters, C. Waelkens,

Слабые эмиссии с интенсивностью около 10%

M. Mayor, and N.R. Trams), Astron. Astrophys. 269,

от уровня местного континуума отождествлены с

242 (1993).

низковозбужденными линиями атомов металлов.

14.

Викерс и др. (S.B. Vickers, D.J. Frew, O.A. Parker,

Их стабильное положение, V_⊙ = 46.3 ± 0.4 км/с,

and I.S. Bojicic), MNRAS 447, 1673 (2015).

систематически отличается от скорости по атмо-

15.

Галазутдинов (G.A. Galazutdinov), Препринт Спец.

сферным абсорбциям, что указывает на наличие

Астрофиз. Обсерв. No. 92, (1992).

градиента скорости в верхних слоях атмосферы

16.

Гиридхар и др. (S. Giridhar, D.L. Lambert, and

звезды.

G. Gonzalez), Astrophys. J. 531, 521 (2000).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№8

2020

574

КЛОЧКОВА и др.

17.

Гонзалез и др. (G. Gonzalez, D.L. Lambert, and

37.

Кос, Цвиттер (J. Kos and T. Zwitter), Astrophys. J.

S. Giridhar), Astrophys. J. 479, 427 (1997).

774, 72 (2013).

18.

Дженнискенс, Десерт (P. Jenniskens and

38.

Крисченцо и др. (M. Di Criscienzo, P. Ventura,

F.-X. D ´esert), Astron. Astrophys. Suppl. Ser.

D.A. Garc

ia-Hern `andez, F. Dell

Àgli, M. Castellani,

106, 39 (1994).

P.M. Marrese, S. Marinoni, G. Giuffrida, and

19.

Казаровец и др. (E.V. Kazarovets, N.N. Samus, and

O. Zamora), MNRAS 462, 395 (2016).

O.V. Durlevich), Inform. Bull. Var. Stars, No. 4870

39.

Лью и др. (N. Liu, R. Gallino, S. Bisterzo,

(2000).

A.M. Davis, R. Trappitisch, and L.R. Nittler),

20.

Каталог Gaia DR2 (F. Arenou, X. Luri, C. Babusiaux,

Astrophys. J. 865, 112 (2018).

et al.) Astron. Astrophys. 616, id. A17

(2018).

40.

Льюис (B.M. Lewis), Astrophys. J. 338, 234 (1989).

(CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues,

41.

Менциес, Вайтлок (J.W.

Menzies and

1345, 0, 2018)

P.A. Whitelock), MNRAS 233, 697 (1988).

21.

Киппер,

Клочкова

(T ˜onu

Kipper

and

42.

Молина и др. (R.E. Molina, S. Giridhar, C.B. Pereira,

V.G. Klochkova), Baltic Astron. 22, 77 (2013).

A. Arellano Ferro, and S. Muneer), Revista Mexicana

22.

Кисс и др. (L.L. Kiss, A. Derekas, Gy.M. Szab ´o,

de Astronom

iayAstrof`isica50,293 (2014).

T.R. Bedding, and L. Szabados), MNRAS 375, 1338

43.

Оомен и др. (G.-M. Oomen, H. van Winckel, O. Pols,

(2007).

G. Nelemans, A. Escorza, R. Manick,D. Kamath, and

23.

Клочкова (V.G. Klochkova), MNRAS

272,

710

C. Waelkens), Astron. Astrophys. 620, A85 (2018).

(1995).

44.

Оудмайер и др. (R.D. Oudmaijer, W.E.C.J. van der

24.

Клочкова (V.G. Klochkova), Bull. Spec. Astrophys.

Veen, L.B.F.M. Waters, N.R. Trams, C. Waelkens,

Observ. 44, 5 (1997).

and E. Engelsman), Astron. Astrophys. Suppl. Ser.

25.

Клочкова (V.G. Klochkova), Astrophys. Bull. 69, 279

96, 625 (1992).

(2014).

45.

Панчук В.Е., Клочкова В.Г., Юшкин М.В., Астрон.

26.

Клочкова (V.G. Klochkova), Astrophys. Bull. 74, 475

журн. 94, 808 (2017).

(2019).

46.

Поллард и др. (K.R. Pollard, P.L. Cottrell,

27.

Клочкова В.Г., Панчук В.Е., Письма в Аст-

W.A. Lawson, M.D. Albow, and W. Tobin), MNRAS

рон. журн. 24, 754 (1998)

[V.G. Klochkova and

286, 1 (1997).

V.E. Panchuk, Astron. Lett. 24, 650 (1998)].

28.

Клочкова В.Г., Панчук В.Е., Астрон. журн. 89, 128

47.

Рао и др. (N. Rao Kameswara, A. Goswami, and

(2012)

[V.G. Klochkova and V.E. Panchuk, Astron.

D.L. Lambert), MNRAS 334, 129 (2002).

Rep. 56, 104 (2012)].

48.

Рао и др. (S. Sumangala Rao, S. Giridhar, and

29.

Клочкова, Таволжанская (V.G. Klochkova and

D.L. Lambert), MNRAS 419, 1254 (2012).

N.S. Tavolzhanskaya), Astrophys. Bull. 74,

277

49.

Санчез Котрерас и др. (C. S ´anchez Contreras,

(2019).

R. Sahai, R. Goodrich, and A. Gil de Paz), Astrophys.

30.

Клочкова В.Г., Ченцов Е.Л., Астрон. журн. 81, 333

J. Suppl. Ser. 179, 166 (2008).

(2004).

[V.G. Klochkova and E.L. Chentsov, Astron.

50.

Сёдмиак и др. (N. Si ´odmiak, M. Meixner, T. Ueta,

Rep. 48, 301 (2004)]

B.E.K. Sugerman, G.C. van de Steene, and

31.

Клочкова и др. (V.G. Klochkova, E.L. Chentsov, and

R. Szczerba), Astrophys. J. 677, 382 (2008).

N.S. Tavolganskaya), Astrophys. Bull. 48, 25 (1999).

51.

де Cмедт и др. (K. De Smedt, H. van Winckel,

32.

Клочкова В.Г., Панчук В.Е., Таволжанская Н.С.,

D. Kamath, L. Siess, S. Goriely, A.I. Karakas,

Жао Г., Астрон. журн.

83,

265

(2006)

R. Manick), Astron. Astrophys. 587, A6 (2016).

[V.G. Klochkova, et al., Astron. Rep.

50,

232

52.

Такеда и др. (Y. Takeda, G. Jeong, and I. Han), Publ.

(2006)]

Astron. Soc. Japan 70, id.8 (2018).

33.

Клочкова и др. (V.G. Klochkova, E.L. Chentsov,

53.

Ферро и др. (A. Arellano Ferro, S. Giridhar, and

N.S. Tavolganskaya, and M.V. Shapovalov),

P. Mathias), Astron. Astrophys. 368, 250 (2001).

Astrophys. Bull. 62, 162 (2007a).

54.

Хервиг (F. Herwig), Ann. Rev. Astron. Astrophys. 43,

34.

Клочкова и др. (V.G. Klochkova, V.E. Panchuk,

435 (2005).

E.L. Chentsov, and M.V. Yushkin), Astrophys. Bull.

55.

Хривнак и др. (B.J. Hrivnak, K. Volk, and S. Kwok),

62, 162 (2007b).

Astrophys. J. 694, 1147 (2009).

35.

Клочкова В.Г., Панчук В.Е., Таволжанская Н.С.,

56.

Ху и др. (S. Xu, B. Zhang, M.J. Reid, Z. Xingwu,

Астрон. журн. 95, 659 (2018).

[V.G. Klochkova, et

W. Guangli), Astrophys. J. 875, 114 (2019).

al., Astron. Rep. 62, 623 (2018)]

36.

Клочкова и др. (V.G. Klochkova, E.L. Chentsov, and

57.

Юшкин М.В., Клочкова В.Г., Препринт САО

V.E. Panchuk), Astrophys. Bull. 74, 41 (2019).

No. 206 (2005).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№8

2020