ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2020, том 46, № 9, с. 640-650

Н 3-75: ПЛАНЕТАРНАЯ ТУМАННОСТЬ С ДВОЙНОЙ ЦЕНТРАЛЬНОЙ

ЗВЕЗДОЙ NSV 16624

¹Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга Московского государственного

университета им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия

Поступила в редакцию 10.07.2020 г.

После доработки 22.07.2020 г.; принята к публикации 23.07.2020 г.

Н 3-75 — планетарная туманность среднего возбуждения с двойной центральной звездой, состоящей

из горячего субкарлика с T_hot ∼ 10⁵ K и холодного гиганта. В работе приводятся результаты наших

фотометрических и спектральных наблюдений, полученных в 2020 г., и анализируются данные из

литературы. Измерен блеск холодного компонента системы в V R_CI_CJHK полосах. Измерены

относительные интенсивности эмиссионных линий в спектре планетарной туманности Н3-75, получена

оценка поглощения света, определены параметры газовой оболочки. Определены спектральный класс

и класс светимости холодной звезды K0III, проанализирован ее спектр. Получены оценки расстояния

до объекта (d ∼ 3660 пк) и светимости компонентов двойной системы: L_cold ∼ 50 L_⊙ и L_hot ∼ 160 L_⊙.

Горячий субкарлик со своими параметрами T_hot и L_hot попадает на трек охлаждения post-AGB звезд.

Ключевые слова: планетарные туманности, фотометрические и спектральные наблюдения, двойные

звезды, эволюция.

DOI: 10.31857/S0320010820090016

ВВЕДЕНИЕ

в 1953 г. (Аро и др., 1953). Диаметр ее внутренней

яркой части составляет 24^′′, это круглая туман-

Поиски и исследование двойных центральных

ность с двумя оболочками, внешняя более слабая

звезд в планетарных туманностях (ПТ) крайне

прослеживается до 70^′′ от центра (Лютц, Лейм,

важны как для объяснения морфологии ПТ, так и

1987). В центре туманности наблюдается звезда с

для уточнения галактической шкалы их расстоя-

m(pg) = 14^m (Когоутек, 1985). Туманность имеет

ний. Имеющиеся статистические шкалы в насто-

высокую степень возбуждения спектра, как было

ящее время в большинстве случаев дают ошибку

показано в работах Акер и др. (1992), Калера и

расстояния до 50%.

др. (1996). Параметры туманности и ее химсостав

Большим прорывом в деле определения рассто-

определялись неоднократно, в частности, Калером

яний, в том числе и до ПТ, стала миссия Gaia.

и др. (1996), Костой и др. (2004), Милановой и

Во втором выпуске каталога Gaia DR2 (2018) для

Холтыгиным (2009), Генри и др. (2010). H 3-75 с ее

немалого количества ПТ определены параллаксы,

пространственно-кинематическими характеристи-

однако оценки расстояний по параллаксам до ПТ,

ками и химсоставом принадлежит II типу ПТ по

которые в общей массе являются далекими объек-

Пеймберту (Киреза и др., 2007).

тами, требуют проверки.

До сих пор надежные индивидуальные опреде-

Фотометрические данные о центральной звезде

ления расстояний имеются всего для нескольких

крайне немногочисленны. В 1979-1981 гг. Вайтлок

десятков ПТ, что явно недостаточно для уточнения

(1985) измерила ее JHK-величины: J = 12m. 13,

нуль-пункта статистических шкал. Новые оценки

. 32 с точностью ±0m. 01, и от-

индивидуальных расстояний до ПТ по компонен-

метила, что звезда может быть переменной в этом

там в двойных ядрах должны поэтому приветство-

диапазоне. В соответствии с этим утверждением

ваться.

звезда была включена в каталог заподозренных

ПТ Н3-75 = PN 193.6-09.5 с координатами

переменных под номером NSV 16624 без указания

05^h40^m45^s, +12^◦21^′23^′′ (2000) была открыта Г. Аро

типа переменности. В обзоре 2MASS приводятся

измерения ИК-блеска, выполненные 29 сентября

^*Электронный адрес: ikonnikova@gmail.com

. 46, Ks = 11m. 33.

640

Н 3-75: ПЛАНЕТАРНАЯ ТУМАННОСТЬ

641

Таблица 1. ИК-фотометрия звезд сравнения и центральной звезды ПТ H 3-75

ID 2MASS

K_S

J (MKO)

H (MKO)

K(MKO)

05404316+1221320

13.788

13.372

13.326

13.757

13.360

13.311

05404760+1221445

13.651

13.206

13.195

13.621

13.193

13.181

05404531+1220232

13.870

13.407

13.315

13.833

13.398

13.298

05404688+1220115

12.966

12.772

12.730

12.951

12.760

12.721

05405020+1220154

12.856

12.529

12.415

12.827

12.521

12.401

05403648+1221162

12.680

12.375

12.237

12.650

12.368

12.223

05403776+1220142

12.602

12.252

12.134

12.571

12.244

12.119

05404497+1221225

12.042

11.481

11.379

11.997

11.472

11.363

Согласно частному сообщению Сандулека

ASTRONIRCAM (Наджип и др., 2017) в ре-

(1984), центральная звезда очень красная, он

жиме прямых снимков в фотометрических по-

оценил ее спектральный класс как К.

лосах JHK системы MKO. Камера оборудо-

вана ПЗС-детектором HAWAII-2RG размером

Наблюдения H3-75 космическим телескопом

Хаббла (Чардулло и др., 1999) по программе по-

2048

× 2048 пикселей. При фотометрических

иска двойственности ядер планетарных туманно-

наблюдениях эффективно используется только

стей не обнаружили второго компонента двойной,

центральная часть матрицы размером

1024

а 18 августа 1993 г. были получены звездные ве-

× 1024

пикселей. В поле зрения приемника

. 08, (V -

попадает область 4′.6 × 4′.6.

- I)_C = +1.16. Авторы отмечают, что их фотомет-

Сравнительная фотометрия проводилась с

рические измерения звезды максимально свободны

помощью программы Maxim DL-6. В качестве

от накладывающегося эмиссионного фона плане-

стандартов использовались звезды из каталога

тарной туманности, а точность оценок составляет

2MASS. В табл. 1 приведены звезды сравнения с

. 02.

их величинами в системах 2MASS и MKO. Пере-

Имея указанные выше, а также новые, по-

счет звездных величин из 2MASS в MKO прово-

лученные нами фотометрические и спектральные

дился по формулам из работы Леггетта и др. (2006).

данные, мы решили в настоящей работе уточнить

Величины, полученные нами для центральной звез-

спектральный класс и класс светимости красного

ды ПТ H 3-75 — 2MASS05404497+1221225 —

компонента, предполагая, что он находится в паре

по наблюдениям 10 марта 2020 г., приведены в

с горячей слабой в оптической области звездой,

последней строке табл. 1.

возбуждающей излучение туманности Н 3-75. Это

уточнение позволило определить расстояние до ту-

манности, а также оценить светимости компонен-

V R_CI_C фотометрия

тов двойной системы. Кроме того, мы предлага-

ем наблюдателям провести наблюдения красного

В течение трех ночей в марте-апреле 2020 г.

компонента двойной звезды, чтобы подтвердить

нами были получены снимки H 3-75 в трех фото-

или отвергнуть заподозренную у него переменность

метрических полосах системы Джонсона-Кузинса

блеска.

V R_CI_C. Наблюдения проводились на 60-см ре-

флекторе КГО ГАИШ МГУ, оснащенном ПЗС-

камерой Andor iKon-L (2048 × 2048 пикселей,

НАБЛЮДЕНИЯ

размер пикселя 13.5 мк, масштаб 0.67 угл. сек на

пиксель) (подробнее см. Бердников и др., 2020).

ИК-фотометрия

Наблюдения и первичная обработка кадров, вклю-

Новые наблюдения H 3-75 были получены

чающая исправление за темновой ток, нулевой

10 марта 2020 г. (JD = 2458919.21) в ближней

уровень и плоское поле, проводились с помощью

ИК-области. Наблюдения проводились на 2.5-м

программы Maxim DL-6. На рис. 1 показан участок

телескопе Кавказской горной обсерватории (КГО)

снимка в фильтре V ПТ H 3-75, полученного 2020-

ГАИШ МГУ с помощью камеры-спектрографа

03-28.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№9

2020

642

АРХИПОВА и др.

яркости туманности было вычтено из суммарно-

го изображения, а потом измерено излучение от

центральной звезды. Для сравнения мы измерили

также суммарное излучение звезды и туманности в

той же апертуре. Вклад туманности составил 0m. 27,

. 03 в полосах V , R_C , I_C соответственно. Это

можно считать верхней оценкой погрешности вели-

чин центральной звезды. Затем инструментальные

величины ядра ПТ были пересчитаны в систему

Джонсона-Кузинса с использованием коэффици-

ентов B, рассмотренных в предыдущем абзаце.

Данные о фотометрии центральной звезды ПТ

H 3-75 приведены в табл. 3. В качестве погреш-

ности указано среднеквадратичное отклонение за

ночь.

Рис. 1. Ближайшие окрестности ПТ H 3-75 в филь-

Спектральные наблюдения

тре V . Снимок получен 28 марта 2020 г. На снимке

показано положениещели при спектральныхнаблюде-

Спектральные наблюдения H 3-75 были про-

ниях.

ведены

марта

2020

г. на

2.5-м телескопе

КГО ГАИШ МГУ с помощью двухлучевого спек-

трографа низкого разрешения. Подробно инстру-

Звездные величины центральной звезды ПТ

мент описан в статье Потанина и др. (2020). В

H 3-75 получены в результате сравнения с опорны-

качестве приемников используются камеры Andor

ми звездами, сведения о которых взяты из работы

Newton 940P с ПЗС E2V CCD42-10 формата

Долана и Матье (2002) и содержатся в табл. 2.

512 × 2048 пикселей. Наблюдения проводились

По опорным звездам для каждой пары снимков

с длинной щелью шириной

в спектраль-

в разных полосах были получены коэффициен-

ном диапазоне λ3500-7500. Щель выставлялась

ты B уравнений вида M_i = Bik0 × m_i + Bik1 × m_k +

вертикально по направлению на зенит, чтобы

+ B₂, где m — инструментальные v, r, i величины,

минимизировать влияние атмосферной рефракции.

M — величины V , R_C, I_C в системе Джонсона-

Позиционный угол составил 40^◦ (рис. 1). Было по-

Кузинса. Таким образом, для каждой полосы мы

лучено по три кадра с экспозицией 600 с. Редукция

получили пару значений звездных величин в систе-

данных включала исправление за нулевой уровень,

ме Джонсона-Кузинса, рассчитанных с помощью

плоское поле и темновой ток. Из изображения

двух других полос. Для звезд поля расхождения

двумерного спектра удалялись следы космических

между ними составили не более 0m. 001. Поскольку

частиц. Для исправления за спектральную чув-

все опорные звезды расположены в южной ча-

ствительность приемника наблюдались спектры

сти поля, не исключено наличие систематической

ошибки.

Таблица 2. V R_C I_C -фотометрия опорных звезд

Для определения величин центральной звез-

ды было необходимо учесть вклад туманности.

Спектральные данные, представленные ниже, ука-

Обозначение

R_C

зывают на кольцеобразную форму туманности с

максимальной яркостью в линиях [OIII] и HI на

J054025.7+121142

13.974

13.230

12.570

расстоянии r ∼ 4′′.8 от центральной звезды и при-

J054037.0+121204

12.483

11.913

11.437

близительно линейным падением яркости от мак-

симума к центру и к периферии. Мы построили

J054040.1+121106

13.269

12.540

11.883

радиальный профиль яркости туманности, усред-

нив отсчеты в концентрических кольцах толщиной

J054040.9+121035

12.848

12.330

11.858

около 0′′.75 и центром, совпадающим с централь-

J054044.4+121034

13.907

13.381

12.896

.5 профиль

яркости туманности аппроксимировался линейной

J054048.1+121128

14.674

14.303

13.930

функцией. Яркость внутренней области туманности

(r < 4′′.8) была рассчитана в предположении, что ее

J054052.3+121113

14.983

14.326

13.715

падение от r = 4′′.8 к центру симметрично падению

J054110.2+121149

14.386

13.916

13.432

от r = 4′′.8наружу. Рассчитанное распределение

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№9

2020

Н 3-75: ПЛАНЕТАРНАЯ ТУМАННОСТЬ

643

Таблица 3. V R_C I_C -фотометрия NSV 16624

Дата

R_C

2020-03-09

2458918.288

14.318 ± 0.003

13.655 ± 0.019

13.020 ± 0.011

2020-03-28

2458937.204

14.333 ± 0.013

13.660 ± 0.010

13.007 ± 0.005

2020-04-03

2458943.207

14.335 ± 0.009

13.665 ± 0.005

13.016 ± 0.013

Таблица 4. Наблюдаемые относительные интенсивности эмиссионных линий ПТ H 3-75 в шкале F (Hβ) = 100

по

данным из литературы и новым наблюдениям

F (λ), Калер

F (λ), Генри

F (λ), настоящая

λ,

Ион

и др. (1996)

и др. (2010)

работа

3727-29

[O II]

80 ± 22

157 ± 11

3868.8

[Ne III]

68 ± 17

87 ± 5

3889.1

16 ± 4

16 ± 2

3970.1

H7+[Ne III]

37 ± 8.7

39 ± 2

4101.7

Hδ+He II

20.3 ± 4.6

21 ± 2

4340.5

Hγ

43 ± 8.1

44 ± 3

4363.2

[O III]

11 ± 2

18 ± 3

4685.7

He II

42.5

25 ± 3.8

23 ± 2

4861.3

Hβ

100

100.00

4959.5

[O III]

393

400 ± 54

379 ± 15

5007.6

[O III]

1183

1300 ± 170

1147 ± 46

5875.6

He I

30.6

15 ± 1.6

13 ± 1

6548.1

[N II]

28 ± 3.2

28 ± 1

6562.9

Hα

375

360 ± 1

335 ± 10

6583.4

[N II]

46.2

86 ± 9.8

85 ± 3

6678.2

He I

4.1 ± 0.48

4.1 ± 0.9

6716.4

[S II]

18 ± 2.1

16.4 ± 0.8

6730.8

[S II]

14 ± 1.6

12.7 ± 0.5

7065.2

He I

2.8 ± 0.34

2.4 ± 0.3

7136.2

[Ar III]

12.5

16 ± 2

16.4 ± 0.7

7320.0

[O II]

3.4 ± 0.4

4.7 ± 0.59

7330.0

[O II]

0.8 ± 0.4

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№9

2020

644

АРХИПОВА и др.

10¹²

[OIII]

[OII]

10¹³

[NeIII]

[NII]

H + [NIII]

HeII

HeI

[NII]

[SII]

[ArIII]

[OIII]

H 3-75

[OII]

HeI

10¹⁴

HD135722 G8III

10¹⁵

D NaI

FeI

HD136512 K0III

MgIFeI

CHFel

10¹⁶

Call

3500

4000

4500

5000

5500

6000

6500

7000

Wavelength, Å

Рис. 2. Исправленный за покраснение суммарный спектр ПТ H 3-75 и ее центральной звезды NSV 16624 вместе со

спектрами гигантов HD136512 и HD135722, сдвинутыми произвольно относительно оси ординат.

стандарта BD+75^◦325¹ . Одномерные спектры

(Калер и др., 1996). Эти различия связаны, прежде

получены путем суммирования отсчетов внутри

всего, с разной методикой наблюдений. Наблюде-

апертуры в

пикселей (30′′). Вся обработка

ния Калера и др. (1996) проводились с круговой

проводилась с использованием собственных про-

апертурой размером 8^′′ и относятся к центральной

грамм, написанных на языке Python.

части туманности. Коста и др. (2004) и Генри и др.

(2010) наблюдали с длинной щелью шириной 2^′′,

наши измерения относятся к апертуре 1^′′ × 30^′′.

АНАЛИЗ СПЕКТРА ПТ H 3-75 И ЕЕ

На рис. 3 показано распределение интенсивно-

ЦЕНТРАЛЬНОЙ ЗВЕЗДЫ NSV 16624

стей вдоль щели в линиях He II λ4686, Hβ, [O III]

В диапазоне λ3500-7500 в спектре ПТ H 3-

λ5007, Hα, [N II] λ6584 и [S II] λ6716. График

75 наблюдаются эмиссионные линии, характерные

позволяет оценить угловой размер туманности в

для ПТ среднего и высокого возбуждения. На

разных линиях и иллюстрирует тот факт, что ту-

рис. 2 показан суммарный спектр ПТ H 3-75 и ее

манность кольцевая и несимметричная в линиях

центральной звезды NSV 16624.

HI, [O III], [N II], [S II], а в линии He II λ4686

показывает концентрацию к центру туманности. В

Мы измерили относительные интенсивности

эмиссионных линий туманности и приводим их

центральной части туманности излучение Hβ сла-

в табл. 4 вместе с соответствующими данными

бее, а отношение F (λ4686)/F (Hβ) больше, чем в

из работ Калера и др. (1996) и Генри и др.

других областях. Видимо, этим объясняется высо-

(2010). В работе Косты и др. (2004) представлены

кое значение относительной интенсивности линии

относительные интенсивности ряда линий, уже

ионизованного гелия в работе Калера и др. (1996).

исправленные за поглощение, поэтому мы не

Вызывает недоумение низкое значение этой вели-

поместили их в табл. 4 с наблюдаемыми данными.

чины у Косты и др. (2004). Зоны излучения водо-

рода и иона O⁺² практически совпадают, поэтому

Наши измерения находятся в хорошем согласии

с данными из работы Генри и др. (2010), наиболее

относительные интенсивности линий [O III] λ4959

близкой по времени к нашим наблюдениям. Ис-

и λ5007 находятся в хорошем согласии у разных

ключение составляет относительная интенсивность

авторов.

дублета [O II] λ3727-3729: ее значение по нашим

Большой разброс относительных интенсивно-

данным почти в два раза превышает величину,

стей линий He I и He II привел к расхождению

полученную Генри и др. (2010). Относительные

полного содержания гелия в туманности в разных

интенсивности небулярных линий [O III] доволь-

работах. Калер и др. (1996) приводят значение

но хорошо согласуются у разных авторов, тогда

He/H = 0.22, Коста и др. (2004) — 0.071, Милано-

как данные для линии He II λ4686 различаются

ва и Холтыгин (2009) — 0.08, Генри и др. (2010) —

на порядок: от 0.031 (Коста и др., 2004) до 0.4

He/H = 0.120 ± 0.014.

https://www.eso.org/sci/observing/tools/standards/spec-

Межзвездное поглощение света Н 3-75 было

tra/stanlis.html

оценено нами по бальмеровскому декременту

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№9

2020

Н 3-75: ПЛАНЕТАРНАЯ ТУМАННОСТЬ

645

[OIII]

5007

HeII

4686

8000

600

[NII]

6584

[SII]

6716

6000

400

4000

200

2000

r, arcsec

Рис. 3. Распределение интенсивностей вдоль щели в линиях He II λ4686, Hβ, [O III] λ5007, Hα, [N II] λ6584 и [S II]

λ6716.

туманности: наблюдаемые относительные интен-

(G8V), HD041593 (K0V), HD48329 (G8I) из биб-

сивности F (Hα) : F (Hβ) : F (Hγ) = 3.35 : 1 : 0.44

лиотеки звездных спектров (R∼2000) Борне и др.

сравнивались с теоретическими из работы Сто-

(2003) и HD186293 (K0I) из библиотеки звездных

ри и Хаммера

(1987) I(Hα) : I(Hβ) : I(Hγ) =

спектров Якоби и др. (1984). NSV 16624 имеет ме-

нее интенсивные линии металлов, чем звезды глав-

= 2.86 : 1 : 0.47 для T_e = 10 000 K и N_e = 100 см-3.

ной последовательности HD075732 и HD041593.

Получено значение c(Hβ) = 0.21. Ранее по изме-

Распределение энергии в ее спектре существенно

ренному отношению интенсивностей линий Hα и

отличается от такового у K2-гиганта HD137759 и

Hβ Тыленда и др. (1992) получили c(Hβ) = 0.5,

сверхгигантов HD48329 и HD186293. При этом,

Калер и др. (1996) — 0.36, а Генри и др. (2010) —

как показано на рис. 2, NSV 16624 имеет сходство

0.28. Учитывая все оценки, мы получили среднее

в деталях и по распределению энергии с гигантами

значение E(B - V ) = 1.46 · c(Hβ) = 0.23 ± 0.08,

спектральных классов G8 и K0.

которое будет использоваться в дальнейшем.

Физические параметры туманности были опре-

Учитывая тот факт, что наблюдаемый в опти-

делены нами с использованием пакета Pyneb

ке компонент NSV 16624 соседствует с далеко

(Луридиана и др., 2015). Электронная концен-

проэволюционировавшей звездой — истинным яд-

ром ПТ, важно было проверить, отразилось ли

трация n_e ∼ 230 см-3 получена по отношению

это соседство на химсоставе атмосферы холодного

интенсивностей запрещенных линий [SII] RS2 =

гиганта. Известен целый ряд ПТ с двойными цен-

= I(λ6716)/I(λ6731) = 1.29 ± 0.11, электронная

тральными звездами, в частности, LoTr 5 (Тевенин,

температура в зоне образования линии [OIII] T_e =

Ясневич, 1997), A 70 (Мичальский, 2012), WeBo1

= 14 000 ± 1300 K оценивалась по отношению

RO3 = (I(λ4959) + I(λ5007))/I(λ4363) = 74.5 ±

(Бонд и др., 2003), Hen 2-39 (Мичальский и др.,

± 12.

2013), имеющими в качестве холодного компонента

Для оценки полного содержания гелия в

системы субгигант или гигант G- или K-типа с

туманности мы использовали исправленные за

повышенным содержанием бария. В спектрах этих

поглощение отношения интенсивностей линий

звезд обнаружена линия BaII λ4554 и в отдельных

I(λ4686)/I(Hβ) = 0.24, I(λ5876)/I(Hβ) = 0.11,

случаях присутствуют линии BaII λ6142, λ6497,

I(λ6678)/I(Hβ) = 0.03 и формулы из работы

SrII λ4216, что свидетельствует о “загрязнении”

Изотова и др. (1994). Получено значение He/H =

атмосферы холодного гиганта веществом второго

компонента в фазе общей оболочки.

= He²⁺/H⁺ + He⁺/H⁺ = 0.021 + 0.087 = 0.11 ±

± 0.02, которое согласуется с определением Генри

На рис. 4 показаны области спектра NSV 16624,

и др. (2010).

в которых могли быть обнаружены линии BaII

Обратимся теперь к спектру холодного ком-

λ4554, λ4934, λ5854, λ6142, λ6497 и SrII λ4216.

понента центральной звезды H 3-75, доминирую-

Для сравнения на рис. 4 приведены также фраг-

щего в оптическом диапазоне. Для спектральной

менты спектра бариевой звезды HD49641 (Sp KOI)

классификации мы сравнили исправленный за по-

из библиотеки ELODIE V3.1 (Прюнель и др.,

краснение спектр NSV 16624 со спектрами ряда

2007). Эшельный спектр HD49641 был сглажен

звезд различных спектральных классов и классов

скользящим средним с N = 17. Видно, что в

светимости HD175305 (G5III), HD135722 (G8III),

спектре NSV 16624 линия BaII λ4554 отсутствует,

HD136512 (K0III), HD137759 (K2III), HD075732

абсорбции BaII λ4934, λ5854, λ6142 и SrII λ4216

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№9

2020

646

АРХИПОВА и др.

3.0

10¹⁵

4.0

10¹⁵

4.0

10¹⁵

2.0

10¹⁵

1.0

10¹⁵

2.0

10¹⁵

2.0

10¹⁵

SrII

BaII

4140

4180

4220

4260

4500

4540

4580

4860

4900

4940

4980

Wavelength, Å

6.0

10¹⁵

6.0

10¹⁵

5.0

10¹⁵

4.0

10¹⁵

4.0

10¹⁵

4.0

10¹⁵

Na I

2.0

10¹⁵

FeI

2.0

10¹⁵

3.0

10¹⁵

BaII

FeI

BaII

5800

5840

5880

5920

6100

6140

6180

6420

6460

6500

6540

Wavelength, Å

Рис. 4. Фрагменты спектров NSV 16624 (жирная линия) и HD49641 (тонкая линия). Вертикальными штриховыми

линиями показаны положения интересующих нас абсорбций. Спектр HD49641 сдвинут произвольно относительно оси

ординат.

если и имеются, то чрезвычайно слабы. Линия BaII

и 0.31 — минимальным, средним и максимальным,

λ6497 блендирует с FeI λ6495 и для ее обнару-

с распределением энергии стандартных гигантов

жения необходимы наблюдения с лучшим, чем у

спектральных классов G8, K0 и K2 в калибровках

нас, спектральным разрешением. Предварительно

Страйжиса (1979) и Курниефа (1983). Как видно

можно сделать вывод о том, что холодная звезда

на рис. 5, распределение энергии в V RIJHK-

не испытала сильного влияния со стороны своего

полосах в спектре NSV 16624 соответствует K2III

компаньона. Для большей надежности необходимы

для E(B - V ) = 0.16, K0III для E(B - V ) = 0.23 и

спектральные наблюдения высокого разрешения.

G8III для E(B - V ) = 0.31.

Согласно картам межзвездной экстинкции (Грин

ПАРАМЕТРЫ ХОЛОДНОГО КОМПОНЕНТА

и др., 2019), избыток цвета в направлении Н 3-

И РАССТОЯНИЕ ДО ТУМАННОСТИ

75 для расстояния d > 1500 пк составляет E(B -

Исправленный за поглощение света спектр

-V ) = 0.24+0.03-0.01 инепревышает E(B -V ) = 0.27.

NSV 16624 показывает сходство со спектрами

Н 3-75 не имеет избытка излучения в ИК-области

гигантов G8 и K0. Для более точной спектральной

и, следовательно, околозвездного поглощения све-

классификации необходимо рассмотреть распре-

та. С одной стороны, это дает нам основание

деление энергии в более широком спектральном

считать, что значение E(B - V ) = 0.31 несколь-

диапазоне, исключив влияние континуума туман-

ко завышено и, следовательно, NSV 16624 имеет

ности. Для этой цели мы используем наши данные

более поздний спектральный класс, чем G8III. C

V R_CI_CJHK-фотометрии.

другой стороны, спектральный класс K2III, по-

Для сравнения распределения энергии в спек-

лученный для E(B - V ) = 0.16, плохо описывает

тре NSV 16624 c данными для стандартных звезд

распределение энергии в спектре NSV 16624 в

Страйжиса (1979) в оптическом диапазоне и Кур-

коротковолновой области спектра, следовательно,

ниефа (1983) в ближней ИК-области мы перевели

это значение E(B - V ) занижено, а звезда имеет

наши наблюдения в полосах R_C и I_C в R и I

более ранний спектральный класс. Таким образом,

с помощью уравнений из работы Бесселя (1979),

мы считаем, что для NSV 16624 можно принять

а JHK_S-величины в системе 2MASS в JHK

спектральный класс K0III. Согласно калибровкам

Курниефа (1983), используя формулы Карпентера

Страйжиса (1982), гигант K0 имеет температуру

(2001).

T_eff = 4797 K. Учитывая некоторую неопределен-

Как показано выше, избыток цвета, получен-

ность оценки спектрального класса NSV 16624,

ный по спектральным данным, имеет значительную

примем для звезды T_eff = 4800 ± 200 K.

неопределенность 0.08. Мы сравнили распреде-

ление энергии по данным широкополосной фото-

Принимая для K0III абсолютную величину

метрии для NSV 16624, исправленное за покрас-

MV = +0m. 8 (Страйжис, 1982) и используя нашу

нение с тремя значениями E(B - V ) — 0.16, 0.23

оценку блеска NSV 16624 V = 14m. 33 и избыток

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№9

2020

Н 3-75: ПЛАНЕТАРНАЯ ТУМАННОСТЬ

647

NSV 16624

11.0

K0III

11.0

G8III

11.0

G8III

K2III

K0III

E(B-V) = 0.16

E(B-V) = 0.23

E(B-V) = 0.31

11.5

12.0

12.5

13.0

13.5

14.0

4000

12 000

20 000

4000

12 000

20 000

4000

12 000

20 000

Wavelength, Å

Рис. 5. Распределение энергии в спектрах NSV 16624 для разных значений E(B - V ) и стандартных гигантов G8, K0 и

K2.

цвета E(B - V ) = 0.23 ± 0.08, мы получили рас-

Прейте-Мартинес и др. (1991) определили тем-

стояние до туманности d = 3659+443-394 пк и высоту

пературу возбуждающей звезды H 3-75 методом

энергетического баланса T_EB = 99 800 K. Мы сде-

над галактической плоскостью z = -608+65-74 пк.

лали оценку температуры методом Амбарцумяна по

Диаметр планетарной туманности D ∼ 0.50 пк,

отношению интенсивностей линий Не II λ4686 и

а ее радиус R ∼ 0.25 пк, что указывает на до-

Hβ. В результате получено T_HeII = 120000 K. При-

вольно позднюю стадию расширения туманности.

мем среднее значение T_hot = 110 000 ± 10 000 K.

Болометрическая абсолютная величина гиганта

K0 составляет Mbol = +0m. 5 (Страйжис, 1982), а

Далее оценим светимость возбуждающей звез-

светимость log L/L_⊙ = 1.69.

ды. В видимом диапазоне выделить ее вклад из

Амнуэль и др. (1984) получили в своей ста-

суммарного излучения системы (холодная звезда +

тистической шкале расстояний ПТ расстояние до

+ горячая звезда + газовый континуум) затруд-

Н3-75, равное 2700 пк, и ее диаметр 0.31 пк. В

нительно, поэтому мы воспользовались данными,

каталоге Gaia DR2 (2018) приводится измеренный

полученными спутником International Ultraviolet

параллакс центральной звезды NSV 16624 ПТ

Explorer (IUE) в ультафиолетовой (УФ) области,

H 3-75, равный 0.2308 ± 0.0386 mas, а в работе

где светит только горячая звезда. Спектр низко-

Бейлера-Джонса и др. (2018) получена оценка

го разрешения SWP34711 был получен 8 ноября

расстояния по данным Gaia DR2 d = 3687+600-462 пк.

1988 г. с помощью коротковолновой камеры SWP,

Наша оценка d = 3659+443-394 пк практически совпа-

покрывающей диапазон 1150-3200

Å ,

и извлечен

дает с расстоянием, полученным по параллаксу.

нами с использованием сервера архивных данных

INES² . Следует отметить, что УФ-поток крайне

слаб и оценивается ненадежно. Мы перешли от

КЛАСС ВОЗБУЖДЕНИЯ ТУМАННОСТИ

потока на длине волны 1500

F (λ1500) ∼ 3.4 ×

Н 3-75, ТЕМПЕРАТУРА И СВЕТИМОСТЬ

× 10-15 эрг см-2 c-1

-1 к потоку в видимом

ВОЗБУЖДАЮЩЕЙ ЗВЕЗДЫ

диапазоне, предполагая, что горячая звезда из-

лучает как черное тело с T = 110 000 K, для

Согласно критериям Фиста (1968) и Моргана

(1984), H 3-75 относится к ПТ среднего воз-

которого k = I(λ1500)/I(λ5450) = 123. Учитывая

буждения и с ее отношением I(4686)/I(H(β) =

поглощение света с E(B - V ) = 0.23, мы получили

= 0.24-0.40 имеет класс возбуждения EC =

F (λ5450) ∼ 8.1 × 10-17 эрг см-2 c-1 и V ∼ 19m. 2.

= 5.7-6.4 (Допита, Мезерингем, 1990). Если же

Приняв расстояние d = 3660 пк и вычислив бо-

принять во внимание отношение I(H(β)/I(3869) =

лометрическую поправку BC = -6m. 4 по формуле

= 5.1, которое Морган (1984) использует в каче-

BC = 27.58 - 6.8lg T_eff из работы Мартинса и др.

стве дополнительного критерия, то H 3-75 можно

отнести к туманностям более низкого возбуждения.

² http://sdc.cab.inta-csic.es/cgi-ines/IUEdbsMY

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№9

2020

648

АРХИПОВА и др.

4.2

(1.0, 0.55)

(0.9, 0.53)

3.6

3.0

2.4

3.0

1.8

2.5

1.2

2.0

0.6

1.5

0.6

5.4

5.2

5.0

4.8

4.6

4.4

4.2

4.0

3.8

3.6

3.4

lgT_eff [K]

Рис. 6. Положение холодного (звездочка) и горячего (кружок) компонентов системы на диаграмме Герцшпрунга-

Рассела. Сплошными линиями показаны эволюционные треки для начальных масс 1.5, 2.0, 2.5, 3.0 M⊙ из работы

Шаллера и др. (1992). Пунктирными — две модели Миллера Бертолами (2016) (M_init, M_fin).

(2005), мы получили оценку светимости горячей

Сравним наблюдения, относящиеся к разным

звезды log L/L_⊙ ∼ 2.2.

эпохам. Для сравнения ИК-величины, измеренные

На рис. 6 показано положение обоих компонен-

Вайтлок (1985) в фотометрической системе SAAO,

тов двойной системы на диаграмме Герцшпрунга-

мы редуцировали в фотометрическую систему об-

Рассела вместе с эволюционными треками Шал-

зора 2МАSS с помощью уравнений, полученных

лера и др. (1992) для начальных масс 1.5, 2.0,

Карпентером (2001), и приводим их в табл. 5 вместе

2.5, 3.0 M_⊙ и двумя моделями Миллера Берто-

с данными из каталога 2MASS и нашими новыми

лами (2016) для post-AGB звезд: M_init = 0.9 M_⊙,

наблюдениями.

M_fin = 0.53 M_⊙ и M_init = 1.0 M_⊙, M_fin = 0.55 M_⊙,

Рассматривая все представленные наблюдения,

где M_init — масса на начальной главной последо-

мы пока не получили доказательств переменности

вательности, а M_fin — масса в post-AGB стадии.

блеска NSV 16624 в ближнем ИК-диапазоне. Мы

Сравнение с модельными треками позволило оце-

показали, что холодный компонент — нормальный

нить массы горячей и холодной звезд системы:

гигант, находится вне полосы нестабильности и от

M_hot = 0.53-0.55 M_⊙ и M_cold ∼ 2 M_⊙, а также

него не следует ожидать периодических изменений

массу прародителя горячей звезды на начальной

блеска, вызванных пульсациями.

главной последовательности: M_init = 0.9-1.0 M_⊙.

Тем не менее при благоприятном расположе-

Время эволюции звезды от конца стадии AGB до

нии компонентов в картинной плоскости двойная

настоящего момента, согласно моделям Миллера

звезда в центре ПТ Н 3-75 могла бы показать пе-

Бертолами (2016), составляет порядка 12 000 лет

риодическую переменность в оптической области,

или 3.8 × 10¹¹ с. Зная радиус и время жизни ту-

связанную с орбитальным движением.

манности, сформированной в конце AGB-стадии,

оценим скорость расширения туманности. Она по-

Точных фотометрических данных для оптиче-

лучается равной V_exp ∼ 20 км/с, что не противо-

ского диапазона крайне мало. В литературе су-

речит известным данным о скоростях расширения

ществует лишь одна оценка блеска NSV 16624 в

планетарных туманностей, особенно на поздних

полосах V и I_C , полученная пересчетом потоков

стадиях.

на длинах волн 5550

A и 7850˚A по наблюдениям

со спутника Хаббл (Чардулло и др., 1999). В на-

стоящей работе мы приводим блеск центральной

О ВОЗМОЖНОЙ ПЕРЕМЕННОСТИ

звезды в полосах V R_C I_C за три ночи наблюдений.

БЛЕСКА ЦЕНТРАЛЬНОЙ ЗВЕЗДЫ NSV

Пока изменений блеска, превышающих ошибки

16624

наблюдений, измерений и редукции, не зарегистри-

Компонент центральной звезды туманности —

ровано. Для обнаружения переменности требует-

красный гигант — был заподозрен в переменности

ся длительный мониторинг. Наблюдения следует

блеска в диапазоне JHK по наблюдениям в 1979-

проводить в полосах I или I_C , в которых вклад

1981 гг. (Вайтлок, 1985).

туманности минимален.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№9

2020

Н 3-75: ПЛАНЕТАРНАЯ ТУМАННОСТЬ

649

Таблица 5. ИК-фотометрия NSV 16624

Дата

K_S

Источник

1979-81

12.03

11.48

11.33

Вайтлок (1985)

1998-09-29

11.999

11.451

11.303

2MASS

2020-03-10

12.042

11.481

11.379

Настоящая работа

Анализ наблюдений из обзора ASAS-SN (Шап-

на диаграмме Герцшпрунга-Рассела находится на

пи и др., 2014; Коханек и др., 2017) в полосе V

ветви красных гигантов до стадии AGB. Звезда на

с 20 января 2012 г. по 29 ноября 2018 г. (более

возвратном треке должна иметь существенно бо-

500 оценок) не показал периодических изменений

лее высокую светимость и измененный химсостав.

блеска звезды. Наблюдаются хаотические вари-

Например, атмосфера звезды FG Sge, находя-

ации блеска с амплитудой до 0m.1в ночь при

щейся в стадии после последней гелиевой вспыш-

средней точности измерений 0m. 02. Средняя ве-

ки, значительно обогащена элементами s-процесса

личина объекта по данным ASAS-SN составляет

(Джеффри, Шенбернер, 2006), тогда как в спектре

. 03 и существенно (на ∼1^m) пре-

NSV16624 линии бария и стронция нами не об-

вышает блеск центральной звезды. При масштабе

наружены. Следовательно, ПТ H 3-75 — продукт

эволюции горячего компонента двойной системы, а

CCD камеры 7.8^′′/пиксель и пространственном

не холодной звезды.

разрешении 16^′′ апертурная фотометрия, проводи-

мая в обзоре, регистрирует суммарное излучение

Холодной звезде еще предстоит пройти свой

от звезды и от туманности. Для аккуратной фото-

путь сначала в стадии красного гиганта, затем на

метрии объектов с оболочками необходимы наблю-

AGB, где звезда начнет усиленно терять массу.

дения с лучшим пространственным разрешением и

К этому моменту планетарная туманность H 3-75

более строгим учетом фона.

рассеется, а горячий компонент двойной системы

продолжит свой путь по треку охлаждения. Даль-

нейшая история зависит от темпа потери массы

ОБСУЖДЕНИЕ И ВЫВОДЫ

холодным компонентом и от сценария передачи

На основе имеющихся в литературе, а также

массы белому карлику.

полученных нами фотометрических и спектральных

В заключение мы еще раз указываем на необхо-

данных о ПТ Н3-75 и ее центральной звезде, мы

димость фотометрического мониторинга централь-

показали, что последняя может являться двойной,

состоящей из нормального гиганта K0III и горячего

ной звезды ПТ Н 3-75 с целью обнаружения пери-

одической переменности, связанной с орбитальным

субкарлика с температурой около 10⁵ К. Получен-

движением. Важно получить спектральные наблю-

ная нами оценка расстояния до холодного компо-

дения высокого разрешения центральной звезды

нента системы d ∼ 3660 пк практически совпадает с

NSV 16624 для определения параметров ее ат-

расстоянием, определенным по параллаксу. Срав-

мосферы и химсостава. Крайне необходимы УФ-

нением с эволюционными треками получена оценка

наблюдения объекта для более точного определе-

массы гиганта M_cold ∼ 2 M_⊙. В предположении, что

ния параметров горячей звезды — истинного ядра

центральная звезда ПТ Н3-75 — физическая пара,

ПТ Н 3-75.

определена светимость горячего компонента систе-

мы и сделан вывод о том, что субкарлик находится

Настоящая работа выполнена с использовани-

на треке охлаждения. Следует, однако, учитывать,

ем оборудования, приобретенного за счет средств

что в спектре холодной звезды не обнаружено про-

Программы развития Московского государствен-

дуктов нуклеосинтеза горячего компонента. Это

ного университета им. М.В. Ломоносова.

может указывать на то, что система не связана

физически, либо пара широкая.

Чардулло и др. (1999) высказали предположе-

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

ние, что центральная звезда ПТ Н 3-75 может

1. Акер и др. (A. Acker, F. Ochsenbein, B. Stenholm,

быть одиночной и находиться в стадии возвратного

R. Tylenda, J. Marcout, and C. Schohn), Strasbourg-

движения на AGB в результате последней гелиевой

ESO Catalogue of Galactic Planetary Nebulae, ESO

вспышки оболочечного источника. Полученные к

(1992).

настоящему моменту наблюдения не дают никаких

2. Амнуэль и др. (P. Amnuel, O. Guseinov,

оснований для подобного заключения. Со свои-

K. Novruzova, and I.S. Rustamov), Astrophys.

ми параметрами lg T_eff, lg L/L_⊙ холодная звезда

Sp. Sci. 107, 19 (1984).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№9

2020

650

АРХИПОВА и др.

Аро и др. (G. Haro, B. Iriarte, and E. Chavira),

25.

Луридиана и др. (V. Luridiana, C. Morisset, and

Bolet

in de los Observatorios de Tonantzintla y

R.A. Shaw), Astron. Astrophys. 573, 42 (2015).

Tacubaya 1, No 8, 3 (1953).

26.

Лютц, Лейм (J. Lutz and Jo Lame), IAU Symp. 131

Бейлер-Джонс и др. (C.A.L. Bailer-Jones,

“Planetary Nebulae: Observations and Theory” (Ed.

J. Rybizki1, M. Fouesneau, G. Mantelet, and

S. Torres-Peimbert, Dordrecht, Reidel, 1989).

R. Andrae), Astron. J. 156, 58 (2018).

27.

Мартинс и др. (F. Martins, D. Schaerer, and

Бердников Л.Н., Белинский А.А., Шатский Н.И.,

D.J. Hillier), Astron. Astrophys. 436, 1049 (2005).

Бурлак М.А., Иконникова Н.П., Мишин Е.О., Че-

28.

Миланова, Холтыгин (Yu.V. Milanova and

рясов Д.В., Жуйко С.В., Астрон. журн. 97, 284

A.F. Kholtygin), Astron. Lett. 35, 518 (2009).

(2020)

[L.N. Berdnikov et al., Astron. Rep. 64, 310

29.

Миллер Бертолами (M.M. Miller Bertolami), Astron.

(2020)].

Astrophys. 588, 25 (2016).

Бессель (M.S. Bessell), Publ. Astron. Soc. Pacific

30.

Мичальский и др. (B. Miszalski, H.M.J. Boffin,

91, 589 (1979).

D.J. Frew, A. Acker, J. K ¨oppen, A.F.J. Moffat, and

Бонд и др. (H.E. Bond, D.L. Pollacco, and

Q.A. Parker), MNRAS 419, 39 (2012).

R.F. Webbink), Astron. J. 125, 260 (2003).

31.

Мичальский и др. (B. Miszalski, H.M.J. Boffin,

Борне и др. (J.F. Le Borgne, G. Bruzual, R. Pell ´o,

D. Jones, A.I. Karakas, J. K ¨oppen, A.A. Tyndall,

A. Lan ¸con, B. Rocca-Volmerange, B. Sanahuja,

S.S. Mohamed, P. Rodriguez-Gil, and M. Santander-

D. Schaerer, C. Soubiran, and R. Vilchez-Gomez),

Garcia), MNRAS 436, 3068 (2013).

Astron. Astrophys. 402, 433 (2003).

Вайтлок (P.A. Whitelock), MNRAS 213, 59 (1985).

32.

Морган (D.H. Morgan), MNRAS 208, 633 (1984).

10.

Gaia Collaboration; A.G.A. Brown, A. Vallenari,

33.

Наджип А.Э., Татарников А.М., Туми Д.У., Шат-

T. Prusti, et al., Astron. Astrophys. 616, 10 (2018).

ский Н.И., Черепащук А.М., Ламзин С.А., Белин-

11.

Генри и др. (R.B. Henry, K. Kwitter, A. Jasket,

ский А.А., Астрон. бюлл. 72, 382 (2017).

B. Balik, M.A. Morrison, and J.B. Milingo),

34.

Потанин и др. (S. Potanin, N. Shatsky, et al.), in

Astrophys. J. 724, 748 (2010).

preparation (2020).

12.

Грин и др. (G.M. Green, E. Schlafly, C. Zucker,

35.

Прейте-Мартинес и др. (A. Preite-Martinez,

J.S. Speagle, and D. Finkbeiner), Astrophys. J. 887,

A. Acker, J. K ¨oeppen, and B. Stenholm), Astron.

93 (2019).

Astrophys. Suppl. Ser. 88, 121 (1991).

13.

Джеффри, Шенбернер (C.S. Jeffery and

36.

Прюнель (Ph. Prugniel, C. Soubiran, M. Koleva, and

D. Sch ¨onberner), Astron. Asrophys.

459,

885

(2006).

D. Le Borgne,) arxiv astro-ph/0703658 (2007).

14.

Долан, Матье (C.J. Dolan and R.D. Mathieu),

37.

Сандулек (N. Sanduleak), private communications

Astron. J. 123, 387 (2002).

(1984).

15.

Допита, Мезерингем (M.A. Dopita and

38.

Стори, Хаммер (P.J. Storey and D. G. Hummer),

S.J. Meatheringham), Astrophys. J.

357,

140

MNRAS 272, 41 (1995).

(1990).

39.

Страйжис В.Л., Многоцветная фотометрия

16.

Изотов и др. (Y.I. Izotov, T.X. Thuan, and

звезд (Вильнюс: Мокслас, 1979).

V.A. Lipovetsky), Astrophys. J. 435, 647 (1994).

40.

Страйжис В.Л., Звезды с дефицитом металлов

17.

Карпентер (J.M. Carpenter), Astron. J. 121, 2851

(Вильнюс: Мокслас, 1982).

(2001).

41.

Тевенин, Ясневич (F. Th ´evenin and G. Jasniewicz),

18.

Калер и др. (J. Kaler, K. Kwitter, R. Shaw, and

Astron. Astrophys. 320, 913 (1997).

L. Browning), PASP 108, 980 (1996).

19.

Киреза и др. (C. Quireza, H.J. Rocha-Pinto, and

42.

Тыленда и др. (R. Tylenda, A. Acker, B. Stenholm,

W.J. Maciel), Аstron. Аstrophys. 475, 217 (2007).

and J. Koppen), Аstron. Аstrophys. Suppl. Ser. 95,

20.

Когоутек (L. Kogoutek), Astron. Astrophys. Suppl.

337 (1992).

Ser. 60, 87 (1985).

43.

Фист (M.W. Feast), MNRAS 140, 345 (1968).

21.

Коста и др. (R. Costa, M. Ushida, and W. Maciel),

44.

Чардулло и др. (R. Ciardullo, H. Bond, M. Sipior,

Astron. Astrophys. 423, 199 (2004).

L. Fullton, C.-Y. Zhang, and K.G. Schaefer),

22.

Коханек (C.S. Kochanek, B.J. Shappee,

Astrophys. J. 118, 488 (1999).

K.Z. Stanek, T.W.-S. Holoien, T.A. Thompson,

45.

Шаллер и др. (G. Schaller, D. Schaerer, G. Meynet,

J.L. Prieto, S. Dong, J.V. Shields, D. Will, C. Britt,

and A. Maeder), Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 96,

D. Perzanowski, and G. Pojmanski), Publ. Astron.

269 (1992).

Soc. Pacific 129:104502 (2017).

46.

Шаппи и др. (B.J. Shappee, J.L. Prieto, D. Grupe,

23.

Курниеф (J. Koorneef), Astron. Astrophys. 128, 84

C.S. Kochanek, K.Z. Stanek, and G. De Rosa),

(1983).

Astrophys. J. 788, 48 (2014).

24.

Леггетт и др. (S.K. Leggett, M.J. Currie,

47.

Якоби и др. (G.H. Jacoby, D.A. Hunter, and

W.P. Varricatt, T.G. Hawarden, A.J. Adamson,

C.A. Christian), Astrophys. J. Suppl. Ser. 56, 257

J. Buckle, T. Carroll, J.K. Davies, et al.), MNRAS

373, 781 (2006).

(1984).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№9

2020