ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2021, том 47, № 8, с. 584-605

СПЕКТРАЛЬНАЯ ПЕРЕМЕННОСТЬ КОМПАКТНОЙ ПЛАНЕТАРНОЙ

ТУМАННОСТИ Hb 12

М. А. Бурлак¹, В. П. Архипова¹, А. В. Додин¹, С. А. Потанин^1,2, Н. И. Шатский¹

¹Государственный Астрономический институт им. П.К. Штернберга

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

²Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова,

физический факультет, Москва, Россия

Поступила в редакцию 22.07.2021 г.

После доработки 05.08.2021 г.; принята к публикации 05.08.2021 г.

Представлены результаты новых спектральных наблюдений низкого разрешения молодой компакт-

ной планетарной туманности Hb 12, выполненные в 2011-2020 гг. на телескопах ГАИШ МГУ.

В спектральном диапазоне λ3687-9532 измерены интенсивности более 50 эмиссионных линий

туманности, выявлены абсорбционные детали, относящиеся к межзвездной среде, проведен поиск

абсорбций, принадлежащих возможному второму компоненту центральной звезды. По бальмеровско-

му декременту получена оценка коэффициента экстинкции c (Hβ) = 1.15 ± 0.07. Путем анализа карт

межзвездного поглощения определено расстояние D ≈ 2400 пк. Прослежена история спектральных

наблюдений Hb 12, начиная с первых спектров, полученных Алленом (1951) в 1945 г. Обнаружены

систематический рост относительных интенсивностей небулярных линий [OIII] λ4959 и λ5007 и

ослабление относительной интенсивности авроральной линии [OIII] λ4363, что привело к увеличению

в ∼4 раза с 1945 г. по настоящее время отношения наблюдаемых потоков F(λ4959+ λ5007)/F(λ4363).

Сохраняет постоянство отношение интенсивностей линий [OIII]/[OII] F(λ4363)/F(λ3727 + λ3729),

что свидетельствует о неизменности степени ионизации в среднем для туманности. Получена оценка

температуры возбуждающей звезды T ≈ 41 000 K. Сделан вывод о том, что основной причиной спек-

тральной переменности является уменьшение электронной температуры и, возможно, электронной

концентрации в зоне образования линий [OIII].

Ключевые слова: планетарные туманности, спектральная переменность, Hb 12, параметры газовой

оболочки, эволюция.

DOI: 10.31857/S0320010821080027

ВВЕДЕНИЕ

чем у прежних моделей (Вассилиадис, Вуд, 1994;

Блекер, 1995).

Планетарные туманности (ПТ) — продукт позд-

Уже обнаружено несколько объектов, измене-

ней эволюции звезд малых и умеренных масс (M ∼

ние эмиссионных спектров которых может быть

∼ 0.8-8.0M_⊙). Время жизни таких звезд в пост-

вызвано повышением температуры возбуждающей

асимптотической (post-AGB) стадии эволюции за-

звезды, что согласуется с идеей быстрой эволюции

висит от массы звезды, а также от темпа потери

в post-AGB стадии. Так, компактная ПТ низкого

массы на асимптотической ветви гигантов (AGB) и

возбуждения Hen 2-260 показала изменение спек-

может занимать от 100 до нескольких тысяч лет.

тра за последние 30 лет: в середине 80-х годов про-

Интерес к исследованию наблюдательных прояв-

шлого столетия эмиссионные небулярные линии в

лений эволюции post-AGB звезд и молодых плане-

ее спектре не обнаруживались (Акер и др., 1991),

тарных туманностей в последнее время существен-

в 2001 г. поток в линии [OIII] λ5007 был равен

но возрос, что связано с построением Миллером

5% от потока в линии Hβ (Эскудеро и др., 2004),

Бертолами (2016) новых эволюционных моделей,

временные шкалы которых в несколько раз короче,

а в 2012 г. —уже около 7% (Гайдук и др., 2014).

Авторы последней работы считают, что усиление

^*Электронный адрес: ikonnikova@gmail.com

небулярных линий связано с повышением степени

584

СПЕКТРАЛЬНАЯ ПЕРЕМЕННОСТЬ

585

ионизации в туманности из-за роста температуры

ПТ Hb 12 выделяется пониженной металлично-

возбуждающей звезды.

стью (Фаундес-Абанс, Масьель, 1986; Перинотто,

1991; Хьюнг, Аллер, 1996; Квиттер и др., 2003) и

Существуют ПТ, спектральная переменность

принадлежит тонкому диску Галактики. С учетом

которых связана не с эволюцией центральной звез-

данных о химсоставе, расположении в Галактике

ды, а с изменением параметров газовой оболочки

и кинематических характеристиках Квереза и др.

вследствие отдельного эпизода усиленной потери

(2007) классифицировали Hb 12 как ПТ типа IIa по

массы нестационарным ядром туманности. Ярким

Пеймберту (1978).

примером таких ПТ может служить IC 4997, для

которой спектральные наблюдения проводятся бо-

Центральная звезда, возможно, представляет

собой тесную двойную систему с периодом обра-

лее полувека (Костякова, Архипова, 2009; Архи-

щения 3.4 ч (Хсиа и др., 2006), эффективная тем-

пова и др., 2020). Остается открытым вопрос о

том, что спровоцировало усиление звездного ветра,

пература ядра туманности оценивается в 42 000 K

было ли это событие единичным, повторится ли

(Прейте-Мартинес, Потташ, 1983).

снова в подобном или ином виде.

ПТ Hb 12 имеет значительный избыток излу-

чения в далекой ИК-области и отождествлена с

Кондратьевой (2005) были обнаружены суще-

ИК-источником IRAS 23239+5754. Жанг и Квок

ственные изменения в двух ПТ: M 1-6 и M 1-11 по

(1991) построили распределение энергии в спектре

результатам 30-35 лет наблюдений. Значительное

объекта в широком диапазоне длин волн от 0.1

усиление линий [OIII] и HeI и ослабление линии

до 100 мкм и приписали ИК-избыток излучению

[SII] (в M1-6), по мнению автора, свидетельству-

пыли с T_dust = 203 K. Позднее Янг и др. (2013)

ют об изменении физических условий в туманно-

исследовали спектр Hb 12 по наблюдениям спут-

стях. Разумно предположить, что все наблюдае-

ника Spitzer со спектрографом IRC и обнаружили

мые эффекты вызваны увеличением T_eff, однако

в спектральном диапазоне 9.9-37.2 мкм набор

имеющиеся оценки этого звездного параметра не

эмиссионных силикатных особенностей с преобла-

подтверждают данную гипотезу. В случае M 1-11

данием энстатита (MgSiO₃).

в 1996 г. были зарегистрированы внезапные уве-

Основные известные сведения об объекте при-

личения N_e(SII), T_e(OIII) и T_e(NII). Автор пред-

ведены в табл. 1.

полагает, что эти изменения связаны с какими-то

динамическими событиями в туманности.

История исследования спектра Hb 12 насчи-

тывает 75 лет с момента, когда 2 июля 1945 г.

Целью настоящей работы являлась проверка

Лоуренц Аллер получил на Ликской обсерватории

возможной спектральной переменности молодой

первые спектрограммы туманности. В работе Ал-

компактной ПТ Hb 12.

лера (1951) приведены измерения относительных

ПТ Hb 12 (известная также как PNG 111.8-

интенсивностей 16 эмиссионных линий в синей

02.8, VV 286, Matryoshka nebula) была открыта

области спектра от 3727 до 5007˚A.

Эдвином Хабблом 100 лет назад (Хаббл, 1921).

Hb 12 вместе с другими ПТ попадала в раз-

Этот объект характеризуется сложной биполярной

личные спектрофотометрические обзоры, а имен-

структурой и компактными размерами: угловой

но: фотоэлектрическая фотометрия 34 планетар-

диаметр наиболее яркой в оптическом диапа-

ных туманностей (О’Делл, 1963), фотографическая

зоне части туманности составляет порядка 2-

и фотоэлектрическая спектрофотометрия голубого

3′′, область слабой Hα-эмиссии простирается

участка оптического диапазона спектра для 21 ту-

приблизительно до 13^′′ (Миранда, Сольф, 1989).

манности (Калер и др., 1976), фотоэлектрические

Квок и Хсиа (2007) изучили структуру туманности

измерения интенсивностей эмиссионных линий для

в линии [NII] по наблюдениям телескопа Хаббл.

36 туманностей (Баркер, 1978), фотоэлектриче-

Позднее Вайтет и др. (2009) создали морфо-

ская спектрофотометрия 8 компактных туманно-

кинематическую модель Hb 12 на основе изоб-

стей (Ахерн, 1978). Также отметим работу Квиттер

ражений туманности и длиннощелевой спектро-

и др. (2003), в которой с целью изучения от-

скопии с высоким разрешением. Авторы впервые

носительного содержания различных элементов в

обнаружили на глубоком изображении Hb

ПТ анализировались спектры 21 объекта, в числе

в линии [NII] λ6584 наличие торцевых узлов и

которых была и туманность Hb 12.

измерили их лучевые скорости ∼120 км/с. Кларк

Наиболее полное и детальное исследование

и др.

(2014) представили спектроскопические

спектра высокого разрешения Hb 12 в диапазоне

наблюдения Hb 12 в ближнем инфракрасном (ИК)

366-1005 нм было проведено Хьюнгом и Аллером

диапазоне, полученные на телескопе Gemini-North

(1996). Авторы, в частности, определили физиче-

с помощью спектрографа NIFS. Объединив NIFS

ские параметры и химический состав туманности,

с системой адаптивной оптики Altair, авторы по-

а также построили ее пространственную модель.

дробно изучили внутреннюю структуру туманности.

Миранда и Сольф (1989) по спектрам высокого

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№8

2021

586

ИКОННИКОВА и др.

Таблица 1. Основные сведения о планетарной туманности Hb 12

Параметр

Значение

Источник

Экваториальные координаты (J2000)

α = 23^h26^m14.8^s, δ = +58^◦10^′54.5^′′

SIMBAD

Галактические координаты (J2000)

.85

SIMBAD

Лучевая скорость

∼-5.0 км/с

SIMBAD

Класс возбуждения

Хьюнг, Аллер (1996)

Характеристики центральной звезды

. 5, V

. 8, log g = 5.5,

Хьюнг, Аллер (1996)

R = 3.0R_⊙, L = 1200L_⊙

Скорость расширения центральной области

∼16 км/с

Миранда, Сольф (1989)

Кинематический возраст

300 лет

Миранда, Сольф (1989)

Масса HII области

0.05 M_⊙

Миранда, Сольф (1989)

разрешения исследовали кинематическую и гео-

МГУ с дифракционным спектрографом с решеткой

метрическую структуру Hb12.

600

шт/мм и длинной щелью шириной

4^′′ в

Лухманом и Риеке (1996) был подробно изучен

диапазоне 4000-9000

A. Полный регистрируемый

спектр Hb 12 в ближней ИК-области. Позднее

спектр состоит из нескольких перекрывающихся

Hb 12 вошла в число 72 ПТ, для которых были

диапазонов. Наблюдения проводились с несколь-

получены спектральные наблюдения в диапазоне

кими экспозициями. Минимальная экспозиция

длин волн 2.5-5.0 мкм с помощью ИК-камеры

подбиралась таким образом, чтобы сильнейшие

IRC, установленной на борту спутника AKARI

линии (Hα и [O III] λ5007) не оказались передер-

(Осава и др., 2016).

жанными. В ночь наблюдения вместе с объектом

Остается открытым важный вопрос о возмож-

для дальнейшей абсолютизации его спектров на

ной двойственности ядра туманности. Биполяр-

близкой воздушной массе снималась звезда —

ная структура излучающей оболочки ПТ подра-

вторичный спектрофотометрический стандарт.

зумевает наличие двойной звездной системы как

В качестве приемника излучения применялась

следствие влияния ее гравитационного поля на

матрица ST-402 (размер матрицы: 765 × 510 пик-

расширение газа, однако для Hb 12 до сих пор

селей, размер пикселя: 9 × 9 мкм). Спектральное

не было получено иных надежных подтверждений

разрешение (FWHM) составило 7.4˚A.

существования спутника, кроме работы Хсиа и др.

В 2019 г. была проведена модернизация обору-

(2006), в которой на основе фотометрических и

дования, в результате которой на спектрограф вме-

спектральных наблюдений исследовалась возмож-

сто объектива Цейсс и матрицы ST-402 были уста-

ная двойственность центральной звезды Hb 12. Ав-

новлены объектив Canon и ПЗС-матрица FLI PL-

торы упомянутой работы считают наличие второго

4022 размером 2048 × 2048 пикселей. В результате

компонента доказанным и даже приводят оценку

практически исчезло виньетирование, расширился

его массы и параметров орбиты, однако результаты

одновременно регистрируемый спектральный диа-

этого исследования подверглись критике в работе

пазон, улучшилось качество изображения, увели-

Де Марко и др. (2008).

чилось отношение сигнал/шум, особенно в синей

Настоящая работа посвящена анализу много-

части спектра.

летних спектральных наблюдений Hb 12 с целью

исследования возможной переменности объекта.

Обработка спектров осуществлялась с помо-

щью стандартной программы CCDOPS, а также

программы SPE, созданной в Крымской астро-

НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА

физической обсерватории (Сергеев, Хайсбергер,

Спектральные наблюдения ПТ Hb 12 в 2011-

1993). Абсолютная калибровка потоков осуществ-

2019 гг. проводились на 1.25-м телескопе Крым-

лялась по спектрам звезды-стандарта из спектро-

ской астрономической станции (КАС) ГАИШ

фотометрического каталога Глушневой и др. (1998)

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№8

2021

СПЕКТРАЛЬНАЯ ПЕРЕМЕННОСТЬ

587

Таблица 2. Журнал наблюдений

Обозначение

Дата

Количество кадров

Экспозиции, с

Стандарт

КАС, Zeiss + ST-402

26 августа 2011

2455800

60, 300, 900

BS 8606

13 августа 2015

2457248

60, 600, 900, 1200

1 Cas

5 октября 2016

2457667

30, 60, 600, 1200

12 Cas

20 августа 2017

2457986

60, 300, 1200, 1800

12 Cas

8 октября 2018

2458400

60, 300, 1800

12 Cas

26 июля 2019

2458690

30, 60, 120, 600, 1800

BS 8606, HD 211073

КАС, Canon + FLI

19a

7 августа 2019

2450702

30, 300, 600, 1800

BS 8606, τ Cas

19b

1 октября 2019

2458758

30, 60, 1800

4 Lac

КГО

19c

7 ноября 2019

2458795

5, 20, 60

BS 8606

20 января 2020

2458869

1, 3, 5, 30, 60, 300

Hilt600

с привлечением данных из атласа стандартных

гии для которых получено из библиотеки¹. Вся об-

звездных спектров Пиклеса (1985).

работка проводилась с использованием собствен-

ных программ, написанных на языке Python.

Кроме того, в ноябре 2019 г. и январе 2020 г.

Журнал спектральных наблюдений представлен

были получены спектры в диапазоне 3500-7500

в табл. 2.

на 2.5-м телескопе Кавказской горной обсервато-

Потоки в эмиссионных линиях определялись

рии (КГО) ГАИШ МГУ с помощью нового двух-

двумя способами: интегрированием спектрального

лучевого спектрографа низкого разрешения (TDS),

профиля и аппроксимацией гауссианой (эта мето-

оснащенного голографическими решетками. В ка-

дика применялась в основном к блендам и сильным

честве приемников используются камеры Andor

линиям). Сначала эти величины были определе-

Newton 940P с ПЗС E2V CCD42-10 формата

ны в абсолютных энергетических единицах, затем

512 × 2048 пикселей. Подробное описание при-

для удобства были пересчитаны в относительную

бора приведено в работе Потанина и др. (2020).

шкалу F (H_β ) = 100. Если в одну дату наблюдений

Наблюдения проводились с длинной щелью шири-

определенная линия была надежно измерена сразу

ной 1′′. 0. Редукция данных включала исправление

на нескольких кадрах, то полученные значения

за нулевой уровень, плоское поле и темновой ток.

усреднялись, а ошибка считалась как среднеквад-

Из изображения двумерного спектра удалялись

ратичное отклонение от среднего в данной выбор-

следы космических частиц. Для исправления за

ке. Точность измерения интенсивности отдельной

спектральную чувствительность приемника, про-

пускание атмосферы и оптики наблюдались спек-

¹https://www.eso.org/sci/observing/tools/standards/

тры стандартов, абсолютное распределение энер-

spectra/stanlis.html

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№8

2021

588

ИКОННИКОВА и др.

10¹¹

10¹²

10¹³

10¹⁴

4000

5000

6000

7000

8000

9000

Wavelength, Å

Рис. 1. Спектр Hb 12, полученный на КАС ГАИШ 13 августа 2015 г.

N1, [O III]

N2, [O III]

10¹²

[Ne III]

H + [Ne III]

[O III]

H I

He I

10¹³

H I

He I

[S II]

He I

[Fe III]

He I

He II[Ar IV]

O II

[Fe II]

N II, N III, O II

N3, [O III]

10¹⁴

Call K (IS)

3600

3800

4000

4200

4400

4600

4800

5000

5200

Wavelength, Å

Рис. 2. Фрагмент спектра Hb 12, полученного в КГО 20 января 2020 г. (диапазон длин волн от 3600 до 5200

A).

линии составила около 10% для спектрограмм,

линии HeI. Кроме того, в спектре присутствуют

полученных в Крыму до замены объектива, около

разрешенные линии OI, OII, NII, NIII. В ближ-

7-8% - после замены объектива, и 5-6% — для

нем ИК-диапазоне сильны линии серии Пашена и

спектров из КГО.

запрещенные линии [SIII] (измерены на спектрах

2011, 2017 и 2018 гг.). На отдельных спектрах уда-

лось отождествить и измерить слабые линии [SiII],

ОПИСАНИЕ СПЕКТРА

[ClIII], [FeIII] и некоторых других ионов, однако

Для каждого набора спектров, полученных на

ошибки измерения их интенсивностей довольно

КАС, было отождествлено около 50 эмиссионных

велики. Пример спектра, полученного в Крыму,

линий и измерены их потоки. Наиболее интенсивны

представлен на рис. 1.

небулярные линии дважды ионизованного кисло-

рода [OIII] λ4959 и λ5007, водородные линии серии

По сравнению с техническими возможностями

Бальмера, а также запрещенные линии ионов [OI],

КАС оборудование, установленное на 2.5-м теле-

[OII], [OIII], [NII], [SII], [ArIII] и рекомбинационные

скопе КГО, позволяет получать спектры с лучшим

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№8

2021

СПЕКТРАЛЬНАЯ ПЕРЕМЕННОСТЬ

589

[O II]

10¹²

[Ar III]

[N II]

[N II] He I

[S III]

[N II]

He I

[O I]

10¹³

[O I]

[S II]

[Ar IV]

O I

[Cl III]

[O I]

DIB

DIB +

DIB

D NaI

Telluric

10¹⁴

5500

6000

6500

7000

7500

Wavelength, Å

Рис. 3. Фрагмент спектра Hb 12, полученного в КГО 20 января 2020 г. (диапазон длин волн от 5500 до 7500

A).

разрешением и более высоким отношением сиг-

В работе Хсиа и др. (2006) приведены три фраг-

нал/шум за меньшее время экспозиций. Синий и

мента спектра Hb 12, на которых такие абсорбции

красный диапазоны регистрируются одновремен-

были отождествлены. Мы провели сравнение с

но, синий диапазон расширен в коротковолновую

нашими данными, полученными в КГО, и не обна-

сторону. Таким образом, открываются новые воз-

ружили обсуждаемых абсорбционных деталей, что

можности для спектрального анализа. На рис. 2

в связи с лучшим разрешением во втором случае

позволяет констатировать их отсутствие (за ис-

приведен фрагмент полученного в КГО спектра

ключением, возможно, G-полосы). Таким образом,

в диапазоне длин волн от 3600 до 5200

A, а

вопрос о двойственности ядра туманности Hb 12

на рис. 3 — фрагмент этого спектра в диапазоне

остается открытым.

5500-7500˚A.

В Приложении приведены спектральные дан-

На спектрах, полученных в КГО, в синей части

ные для Hb 12, полученные в ходе наблюдений

(λ < 4000

A) преобладают линии бальмеровской

в 2011-2020 гг. В первых двух столбцах приве-

серии водорода и линии HeI, присутствуют раз-

дены длина волны (с точностью до 1

A) и со-

решенные линии OI и запрещенные линии [OII],

ответствующий ей ион. В столбцах F(year) даны

[SIII] и [NeIII]. Также по этим данным удалось

относительные наблюдаемые (без исправления за

измерить интенсивность слабой линии HeII λ4686.

межзвездное поглощение) интенсивности линий,

На длине волны около λ4640 видна группа линий

где под “year” подразумевается отдельный набор

NII, NIII, OII — они, по всей видимости, отно-

данных (см. столбец “Обозначения” в табл. 2).

сятся к центральной звезде и позволяют отнести

ее к ядрам ПТ со слабыми эмиссиями в спектре

ИЗМЕНЕНИЕ СПЕКТРА СО ВРЕМЕНЕМ

(так называемым wels, Weak Emission-Lines Star),

Чтобы проследить, как изменялся спектр Hb 12

выделенным Тылендой и др. (1993) в отдельный

со временем, мы использовали данные из ра-

подкласс центральных звезд.

бот Аллера (1951), О’Делла (1963), Калера и др.

Спектрограммы, полученные в КГО, позволи-

(1976), Ахерна (1978), Баркера (1978), Хьюнга и

ли нам измерить высоту бальмеровского скачка и

Аллера (1996), Квиттер и др. (2003), Гайдука и

определить электронную температуру туманности

др. (2015) и сравнили их с нашими наблюдениями,

(см. соответствующий раздел).

проведенными на КАС в 2011-2019 гг. и в КГО в

Помимо богатого линейчатого спектра мож-

2019-2020 гг.

но увидеть несколько абсорбционных деталей, а

Hb 12 — компактная ПТ: размер ее самой яркой

именно: межзвездные линии K CaII (рис. 2), D NaI

центральной области не превышает 4^′′. В лите-

и диффузные межзвездные полосы (DIB) (рис. 3).

ратуре не всегда указывается размер щели либо

В связи с этим стоит упомянуть о поиске в спектре

круговой апертуры, применявшейся при наблюде-

Hb 12 абсорбций, которые могут принадлежать хо-

ниях. Для тех случаев, когда эти сведения имеют-

лодной звезде - вероятному спутнику центральной.

ся, очевидно, что туманность полностью попадала

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№8

2021

590

ИКОННИКОВА и др.

Таблица 3. Наблюдаемые относительные интенсивности эмиссионных линий в спектре Hb 12 в шкале F (Hβ) = 100

и логарифм наблюдаемого потока в линии Hβ в единицах эрг с-1 см-2

Источник

Баркер, 1978

Хьюнг, Аллер, 1996 Квиттер и др., 2003

КАС

КГО

Год

1972

1990

1996

2011-2019

2019-2020

λ,

Ион

3727+29

[O II]

10.7

4.75

7.2

5.93

3869

[Ne III]

38.28

33.9

4101

18.5

18.79

14.4

15.4

4340

33.9

33.4

34.3

35.4

4363

[O III]

15.7

11.5

9.8

10.1

4471

He I

4.58

4.79

4.2

3.6

4.5

4686

He II

0.3

0.07

0.14

4861

100

4959

[O III]

144

168.27

160

185

188

5007

[O III]

449

566.24

515

577

601

5192

[Ar III]

0.31

0.41

0.23

5517

[Cl III]

0.08

0.1:

0.08

5537

[Cl III]

0.21

0.2:

0.31

0.30

5755

[N II]

12.2

13.12

12.3

10.4

12.0

5876

He I

29.6

34.28

30.7

28.9

31.6

6300

[O I]

2.1

2.8

2.9

2.7

6312

[S III]

13.4

8.6

9.0

6363

[O I]

2.41

0.9

1.2

0.98

0.88

6548

[N II]

17.22

23.7

20.1

6563

752

1013.9

684

663

6583

[N II]

68.1

60.81

63.9

6678

He I

9.59

12.11

9.3

9.9

6717

[S II]

0.96

0.3:

0.9

0.62

0.44

6731

[S II]

1.57

1.0:

1.6

1.28

0.88

7065

He I

42.85

36.4

38.7

7135

[Ar III]

72.11

62.8

62.6

7320+30

[O II]

124

135.25

118

103

113.7

7751

[Ar III]

18.88

17.4

9069

[S III]

124.17

117

105

lg(F(Hβ))

-12.00 ± 0.01

-10.96 ± 0.04

-10.94 ± 0.03

-10.92 ± 0.02

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№8

2021

СПЕКТРАЛЬНАЯ ПЕРЕМЕННОСТЬ

591

Year

1960

1980

2000

2020

10.8

11.0

11.2

36 000

40 000

44 000

48 000

52 000

56 000

60 000

JD 2400000+...

Рис. 4. Зависимость логарифма потока в линии Hβ от времени. Измерения из работы Баркера (1978) (lg(F(Hβ)) = -12)

не показаны. Звездочки — данные из литературы, кружки — наши измерения.

Year

1940

1960

1980

2000

2020

HeI

4471

30 000

35 000

40 000

45 000

50 000

55 000

60 000

JD 2400000+...

Рис. 5. Изменение со временем наблюдаемых относительных интенсивностей линии HeI λ4471. Звездочки — данные из

литературы, кружки — наши измерения.

в щель спектрографа. Это относится и к нашим

В табл. 3 дана компилятивная сводка относи-

наблюдениям, проведенным в 2011-2019 гг. на

тельных интенсивностей некоторых эмиссионных

КАС. В 2019-2020 гг. спектры были получены

линий из работ Баркера (1978), Хьюнга и Аллера

в КГО с более узкой щелью, однако квазиодно-

(1996) и Квиттер и др. (2003) вместе с наши-

временные наблюдения 2019 г. на КАС и в КГО

ми новыми данными. В столбце КАС приведе-

показали, что как абсолютный поток в линии Hβ,

ны усредненные данные, полученные на телескопе

так и относительные интенсивности эмиссионных

ЗТЭ в 2011-2019 гг. В столбце КГО представлены

линий в пределах ошибок измерений находятся в

относительные интенсивности линий, измеренные

хорошем согласии. Это дает нам право включить в

сравнительный анализ данные и за 2019-2020 гг.,

в спектрах за 2019-2020 гг. Помимо этих иссле-

полученные в КГО.

дований при анализе изменений в спектре Hb 12

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№8

2021

592

ИКОННИКОВА и др.

Year

1940

1960

1980

2000

2020

[Ne III]

3869

30 000

35 000

40 000

45 000

50 000

55 000

60 000

JD 2400000+...

Рис. 6. Изменениесовременем наблюдаемыхотносительныхинтенсивностейлинии[NeIII] λ3869A. Звездочки — данные

из литературы, кружок — наше измерение. Штриховая линия представляет линейную интерполяцию всех данных.

Year

1940

1960

1980

2000

2020

[O II]

3727-29

30 000

35 000

40 000

45 000

50 000

55 000

60 000

JD 2400000+...

Рис. 7. Изменение со временем наблюдаемых относительных интенсивностей дублета [OII]. Звездочки — данные из

литературы, кружок — наше измерение. Штриховая линия представляет линейную интерполяцию всех данных.

принимались во внимание данные всех работ, пе-

Анализируя данные, представленные в табл. 3,

речисленных в начале раздела.

можно сделать вывод, что относительная интен-

сивность линий нейтрального гелия λ5876, λ6678

Рассмотрим, как ведет себя со временем аб-

солютный поток в линии Hβ (рис. 4). В целом

и λ7065 не изменяется значительно в течение

рассматриваемого периода (с первой половины

можно сказать, что поток в этой линии за время

70-х годов прошлого века по настоящее время).

наблюдений не изменился, однако на графике за-

метен некоторый провал, который, если принимать

Данные для HeI λ4471 имеются для более дли-

во внимание измерения Баркера (1978), мог до-

тельного временного интервала, начиная с 1945 г.

стигнуть порядка величины. Он не обнаруживает

(Аллер, 1951), и они свидетельствуют о возможном

видимой корреляции с изменениями относительных

уменьшении относительной интенсивности этой

интенсивностей других эмиссионных линий, и по-

линии (рис. 5). Эмиссионная линия ионизованного

этому его природа остается неясной.

гелия HeII λ4686 в спектре Hb 12 слаба, и она

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№8

2021

СПЕКТРАЛЬНАЯ ПЕРЕМЕННОСТЬ

593

Year

1940

1960

1980

2000

2020

[O III]

4363

200

[O III]

4959

180

160

140

700

[O III]

5007

600

500

400

300

30 000

35 000

40 000

45 000

50 000

55 000

60 000

JD 2400000+...

Рис. 8. Изменение со временем для наблюдаемых потоков в линиях иона O⁺². Звездочки — данные из литературы,

кружки — наши измерения.

была измерена лишь Баркером (1978) и Хьюнгом

и λ3729. Ввиду близости этих линий в большинстве

и Аллером (1996). На спектрах, полученных в

работ, в которых исследовался спектр Hb 12, в

КГО, нам удалось довольно надежно измерить эту

том числе и в настоящей, эти линии измерены

линию. Что касается поведения HeII λ4686, то за

в сумме. На графике, несмотря на значительный

небольшой интервал времени пока не выявлено

разброс точек, можно выделить нисходящий тренд.

изменений, выходящих за пределы погрешностей.

Похожую картину показывает поведение и ИК-

Ожидается, что по мере эволюции центральной

дублета [O II] λ7320 и λ7330 (см. табл. 3).

звезды линии ионизованного гелия будут усили-

ваться.

Рассмотрим поведение запрещенных линий.

Особого внимания заслуживает поведение за-

Относительные интенсивности линий [ArIII] λ7135

прещенных линий [OIII], а именно, небулярных

и λ7751, а также запрещенной линии λ6312 иона

линий λ5007 и λ4959, а также авроральной линии

S⁺², по-видимому, пока сохраняют постоянство.

λ4363. Эти линии — одни из самых сильных и

С осторожностью стоит отнестись к возможной

надежно измеряемых и они более других чувстви-

зависимости интенсивности от времени для запре-

тельны к изменению параметров газовой оболоч-

щенных линий [OI] λ6300 и λ6363 из-за сильного

ки и центральной звезды. По всей видимости, за

разброса данных, полученных разными авторами.

рассматриваемый период имеет место, во-первых,

За время спектральных наблюдений относи-

возрастание относительных интенсивностей линий

тельная интенсивность линии [NeIII] λ3869 (рис. 6)

λ4959 и λ5007 и, во-вторых, уменьшение отноше-

несколько ослабла, однако эти оценки также имеют

ния F (λ4363)/F (Hβ). На рис. 8 приведен график

значительный разброс.

зависимости для относительных наблюдаемых по-

На рис. 7 приведен график зависимости относи-

токов линий [OIII] от эпохи наблюдений, наглядно

тельных интенсивностей линий дублета [OII] λ3727 иллюстрирующий эту тенденцию.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№8

2021

594

ИКОННИКОВА и др.

0.1

0.2

0.3

0.2

0.4

0.6

0.8

0.5

1.4

1.6

1.8

0.6

0.7

0.4

0.5

0.6

0.7

0.8

0.9

1.0

1.1

lg(F(H )/F(H ))

Рис. 9. Зависимость логарифма отношения F(Hγ)/F(Hβ) от логарифма отношения F(Hα)/F(Hβ). Верхняя стрелка

задает направление смещения точек по мере роста оптической толщи в линии Hα, согласно Каприотти (1964), нижняя —

соответствует закону межзвездного покраснения света, согласно Ситону (1979). Закрытыми кружками представлены

результаты, полученные в данной работе.

ОЦЕНКИ МЕЖЗВЕЗДНОГО

ностей водородных линий серий Бальмера и Па-

ПОГЛОЩЕНИЯ СВЕТА И РАССТОЯНИЯ

шена с наблюдаемыми. Коэффициент экстинкции

c(Hβ) был определен с использованием около 12-

В настоящей работе определение межзвездного

15 линий для каждого набора спектров, а именно,

поглощения света было основано на сравнении

с применением оптических линий серии Бальмера

теоретических значений относительных интенсив-

для всех спектров и дополнительно ультрафиоле-

товых линий этой серии (для спектров из КГО) или

линий серии Пашена (для спектров, полученных

Таблица 4. Коэффициенты экстинкции и абсолютные

на КАС). Теоретические интенсивности бальмеров-

потоки в линии Hβ (в единицах эрг с-1 см-2), рассчи-

ских и пашеновских линий по отношению к Hβ

танные по результатам каждого проведенного наблюде-

были взяты по данным работы Хаммера и Стори

ния

(1987) для следующих параметров: T_e = 10 000 K,

N_e = 10000 см-3.

c(Hβ)

lg(F (Hβ))

Кривые межзвездного покраснения f(λ) были

2455800

1.17

-10.90

использованы в аппроксимации из работы Кардел-

ли и др. (1989), где величина R отношения полного

2457248

1.22

-10.92

поглощения к селективному принималась равной

3.2. Исправление проводилось с использованием

2457667

1.16

-10.94

известной формулы

2457986

1.23

-10.95

lg I(λ) - lg F (λ) = c(Hβ)f(λ),

2458400

1.18

-10.92

где F (λ) и I(λ) есть соответственно наблюдаемая и

2458690

1.17

-10.97

исправленная интенсивности линии, а f(λ) обозна-

чает используемый закон межзвездного покрасне-

2450702

1.01

-10.98

ния.

2458758

1.11

-10.95

В других работах межзвездное поглощение мог-

ло учитываться иными методами: с помощью опре-

2458795

1.13

-10.91

деления различными способами непосредственно

избытка цвета E(B - V ), путем сравнения ра-

2458869

1.08

-10.94

диоконтинуума с излучением водородных линий

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№8

2021

СПЕКТРАЛЬНАЯ ПЕРЕМЕННОСТЬ

595

2.0

1.6

1.2

0.8

0.4

500

1000

1500

2000

2500

3000

3500

4000

4500

5000

Distance, pc

Рис. 10. Зависимость величины коэффициента экстинкции от расстояния в направлении Hb 12 по данным Грина и др.

(2019) (черная линия). Серая линия соответствует среднему значению коэффициента экстинкции c(Hβ) = 1.15 по нашим

данным. Штриховые линии ограничивают диапазон значений c(Hβ) из литературы.

(Прейте-Мартинес, Потташ, 1983) или же с ис-

нии, соответствующей нулевому самопоглощению,

пользованием большего или меньшего числа линий

а их разброс не превышает погрешности измере-

серий Бальмера и Пашена. Например, в работе

ния.

Квиттер и др. (2003) исправление за покраснение

Отдельно стоит обсудить вопрос об оценке рас-

проводилось с использованием только отношения

стояния до объекта.

Нα к Нβ. Для сравнения, приведем здесь значения

Как известно, определение расстояния до ПТ

коэффициента c(Hβ) для Hb 12 у других авторов:

является открытой проблемой. На настоящий мо-

c(Hβ) = 1.13 (Баркер, 1978), c(Hβ) = 1.25 (Руди

мент для этих объектов все еще не разработано

и др., 1993), c(Hβ) = 1.35 (Хьюнг, Аллер, 1996),

универсальной шкалы расстояний. Различные ста-

c(Hβ) = 1.05 (Квиттер и др., 2003).

тистические и полуэмпирические методы определе-

В табл. 4 приведены средние значения коэф-

ния расстояний до ПТ плохо согласуются между

фициента экстинкции c(Hβ) вместе с логарифмом

собой, и для отдельных объектов такие оценки

абсолютного потока в линии Нβ для каждой да-

могут расходиться в несколько раз.

ты наблюдений. Среднее значение c(Hβ) по всем

Галактические ПТ в большинстве своем яв-

нашим данным за 2011-2020 гг. составляет 1.15 ±

ляются протяженными объектами, что затрудня-

± 0.07.

В условиях высокой плотности газа в туманно-

Таблица 5. Оценки расстояния до Hb 12 из литературы

сти (по оценкам Хьюнга, Аллера (1996), ее зна-

чение в центральных областях может достигать

величины 2 × 10⁶ см-3), помимо собственно вы-

D, пк

Источник

числения коэффициента экстинкции, необходимо

изучить вопрос о возможном самопоглощении в

6700

Джонсон и др. (1979)

спектральных линиях водорода, поскольку наличие

3030

Кингсбург, Барлоу (1992)

этого явления может сильно искажать результат

учета межзвездного поглощения. Мы следовали

2236

Кан и др. (1992)

процедуре, описанной в работе Бурлак и Еси-

пова (2009), в применении к ПТ IC 4997. На

8110

Жанг (1993)

рис. 9 приведен график зависимости логарифма

2880

Филлипс (2002)

отношения F (Hγ)/F (Hβ) от логарифма отношения

F (Hα)/F (Hβ). На график нанесены значения, по-

10460

Филлипс (2004)

лученные для каждого набора проведенных наблю-

2260 ± 680

Фрю и др. (2016)

дений. Видно, что точки группируются вблизи ли-

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№8

2021

596

ИКОННИКОВА и др.

Year

1940

1960

1980

2000

2020

[O III]/[O II]

30 000

35 000

40 000

45 000

50 000

55 000

60 000

JD 2400000+...

Рис. 11. Отношение интенсивностей линий [OIII] λ4363 и [OII] (λ3727 + λ3729). Звездочки — данные из литературы,

кружок — наше измерение.

ет измерение параллакса и вычисление расстоя-

избытка цвета E(g - r) в фотометрической системе

ния классическим геометрическим методом. Тем

SDSS. Мы пересчитали избыток цвета E(g - r) в

не менее исследователи ПТ связывают большие

полное поглощение в полосе V как A_V = (E(g -

надежды с миссией Gaia (Браун и др., 2018).

- r) - 0.03)/0.269 (Грин и др., 2019), а затем —

Уже получены первые результаты. Так, Гонзалес-

в коэффициент экстинкции по формуле c(Hβ) =

Сантамария и др. (2019) из общей выборки из

= 1.46A_V /R, где R = 3.2.

1571 ПТ с параллаксами в Gaia DR2 получили

На рис. 10 изображен полученный график зави-

надежные расстояния для 211 объектов, а Чернай

симости c(Hβ) от расстояния в направлении Hb 12,

и Уолтон (2021) представили обновленный каталог

показаны среднее значение c(Hβ) = 1.15 по нашим

расстояний для ПТ, основанный на данных Gaia

данным и диапазон c(Hβ) от 1.05 (Квиттер и др.,

EDR3 (Браун и др., 2020). Для ПТ Hb 12 парал-

2003) до 1.35 (Хьюнг, Аллер, 1996) из литературы.

лакс пока не измерен.

Сравним полученное нами значение расстояния

Еще один перспективный метод определения

D ≈ 2400 пк сданными других авторов. Расстояние

расстояния основан на знании межзвездного по-

до Hb 12 определялось неоднократно. В табл. 5

глощения света в направлении на объект. Доступ-

представлены некоторые оценки с указанием ис-

ность новых фотометрических обзоров, таких как

точника.

IPHAS (фотометрический Hα-обзор INT/WFC)

Наша оценка D ближе всего к оценкам Кана и

(Дрю и др., 2005), дают возможность использовать

др. (1992) и Фрю и др. (2016). На рис. 10 видно, что

так называемый метод экстинкции для определе-

в направлении на Hb 12 на расстоянии >2500 пк

ния расстояний до большого количества объектов.

имеет место резкое возрастание величины по-

Джамманко и др. (2011) применили этот метод к

глощения, обусловленное наличием газопылевого

выборке из 137 ПТ. Авторами были тщательно

межзвездного облака, поэтому расстояние до ПТ

изучены характеристики метода и основные источ-

Hb 12 не может превышать значение 2500 пк,

ники ошибок. Имеющиеся в литературе данные,

и оценки, приведенные в работах Кингсбурга и

дополненные новыми наблюдениями, позволили

Барлоу (1992) и, особенно, Джонсона и др. (1979),

определить расстояния для 70 ПТ. Для Hb 12 в этой

Жанга (1993) и Филлипса (2004), следует считать

работе получена довольно неопределенная оценка

завышенными.

D < 1000 пк.

Мы решили оценить расстояние до Hb 12, зная

ОБСУЖДЕНИЕ

коэффициент экстинкции для туманности и ис-

пользуя карты межзвездного поглощения, постро-

Итак, мы имеем несомненные изменения в спек-

енные по данным нескольких больших обзоров

тре Hb 12 за всю историю спектральных наблюде-

(Грин и др., 2019). Эти карты позволяют опре-

ний этого объекта. Постараемся теперь на основе

делить расстояние до объекта в зависимости от

полученных данных дать им интерпретацию.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№8

2021

СПЕКТРАЛЬНАЯ ПЕРЕМЕННОСТЬ

597

Year

1940

1960

1980

2000

2020

0.15

[Ne III]/[O III]

0.10

0.05

30 000

35 000

40 000

45 000

50 000

55 000

60 000

JD 2400000+...

Рис. 12. Отношение интенсивностей линий [Ne III] λ3869 и [O III] λ5007. Звездочки — данные из литературы, кружок —

наше измерение. Штриховая линия — линейная интерполяция данных без учета измерений Аллера (1951).

Изначально ожидалось, что изменения эмисси-

Этот метод основан на идее энергетического рав-

онного спектра туманности могли быть вызваны

новесия между излучением звезды и окружающей

эволюцией центральной звезды. В ряде работ ос-

газовой туманности и требует подсчета интенсив-

новным индикатором изменения температуры яд-

ности всех линий небулярного спектра, механизм

ра туманности выступают небулярные линии иона

возбуждения которых связан со столкновениями.

O⁺². Так, Гайдук и др. (2015) исследовали эволю-

Мы получили на основе наших данных температуру

ционные изменения относительной интенсивности

около

41000

К, что согласуется с оценкой в

линии [OIII] λ5007 в спектрах 20 ПТ. Для отдель-

42000 К из работы Прейте-Мартинеса и Потташа

ных объектов авторы обнаружили увеличение со

(1983) почти 40-летней давности. Таким образом,

временем F (λ5007)/F (Hβ) и связали его с ростом

возрастание температуры центральной звезды за

температуры ионизующего источника.

время спектральных исследований Hb 12 пока

Для Hb 12 мы обнаружили рост отношения

остается под вопросом.

F (λ5007)/F (Hβ) в ∼1.9 раза за 75 лет.

В поддержку неизменности температуры иони-

Для оптически толстых ПТ низкого возбуж-

зующего источника выступает отношение интен-

дения Калер

(1978) предложил эмпирические

сивностей линий [OIII] λ4363/[OII] (λ3727 + λ3729),

соотношения, которые связывают относитель-

которое характеризует степень ионизации в сред-

ные интенсивности линий I(λ5007)[OIII]/I(Hβ) и

нем по туманности. Для Hb 12 его значение, по-

I(λ3869)[NeIII]/I(Hβ) и температуру центральной

видимому, остается без изменения на протяжении

звезды. Мы сравнили получаемые по предложен-

последних 75 лет, а разброс данных связан с

ным формулам температуры, взяв за основу данные

ошибками наблюдений и неоднородностью наблю-

настоящей работы и архивные данные работы

дательного материала у разных авторов (рис. 11).

Аллера (1951). Картина получается противоре-

Более очевидной причиной спектральной пе-

чивая: в случае линии [OIII] определяемая таким

ременности представляется изменение параметров

методом температура показывает рост за 75 лет

газовой оболочки. Рассмотрим наиболее харак-

от T_∗ ≈ 35000 K до T_∗ ≈ 44000 К, в то время как

терные отношения интенсивностей линий, которые

значения I(λ3869)[NeIII]/I(Hβ) приводят к более

отражают физические условия в туманности.

высоким оценкам температуры и соответствуют ее

уменьшению от T_∗ ≈ 56 000 K в 1945 г. до T_∗ ≈

Для зоны высокого возбуждения Hb 12 Хьюнг и

≈ 49 500 K в 2020 г.

Аллер (1996) получили значения параметров N_e =

Ввиду возникшего противоречия температура

= 5 ×10⁵ см-3 и T_e = 13600 K. Как было показано

центральной звезды была дополнительно опре-

Ахерном (1975), в случае высокой электронной

делена нами методом энергетического баланса

концентрации (N_e > 10⁵ см-3) отношение интен-

(Прейте-Мартинес, Потташ, 1983; Потташ, 1987).

сивностей небулярных линий [NeIII] λ3869 и [OIII]

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№8

2021

598

ИКОННИКОВА и др.

падение этого отношения, а данные удовлетвори-

0.2

тельно описываются линейным уравнением.

На рис. 2 в работе Ахерна (1975) приведены

теоретические зависимости lg(I(λ3869)/I(λ5007))

0.4

для среднего для ПТ значения содержания

от lg N_e

1945

ионов N(NIII)/N(OIII) = 0.22.

Мы построили подобную диаграмму (рис. 13)

0.6

при некоторых фиксированных температурах

1971

(отмечены цифрами в единицах 1000 К) с ис-

0.8

пользованием коэффициентов излучения из базы

1990

Nebulio, упомянутой в работе Джаннини и др.

(2015). Для построения теоретических кривых

2020

1.0

принималось отношение ионных содержаний

N (NIII)/N(OIII) = 0.184 по данным для Hb 12 из

работы Хьюнга и Аллера (1996).

1.2

На рис. 13 мы нанесли исправленные за погло-

щения данные, относящиеся к Hb 12 за 1945, 1971,

1990 и 2020 гг. и получили оценки N_e для разных

lg(N_e)

эпох. Так, если принимать для Hb 12 диапазон зна-

чений T_e = 10 000-15 000 K, то для первой эпохи

Рис.

13.

Зависимость логарифма отношения

lg N_e ≃ 6.3-6.4, а для 2020 г. lg N_e ≃ 5.5-5.7, что

I(λ3869)/I(λ5007) от электронной концентрации.

указывает на падение электронной концентрации в

Данные 1945 г. — Аллер (1951), 1971 г. — Баркер

∼5 раз за 75 лет. Cтоль существенное изменение

(1976), 1990 г. — Хьюнг и Аллер (1996), 2020 г. —

N_e трудно объяснить лишь расширением газовой

настоящая работа.

оболочки. При скорости расширения туманности

V_exp ∼ 16 км/c (Миранда, Сольф, 1989) ее размер

за 75 лет увеличится на 25%, что приведет к умень-

λ5007 слабо зависит от T_e в интервале 10 000-

шению электронной концентрации не более, чем

20000 К и потому может служить индикатором N_e.

на 60%. Следует однако учитывать, что централь-

ная область туманности имеет сложную структуру

На рис. 12 показано изменение со временем

и включает также высокоскоростные биполярные

отношения интенсивностей этих линий по данным

выбросы (Кларк и др., 2014).

из литературы и нашим новым наблюдениям.

Рассмотрим диагностическое соотношение, ко-

С момента первых наблюдений в

1945

г. до

торое связывает небулярные и авроральную линии

середины

60-х годов прошлого века величина

иона O⁺².

F (λ3869)/F (λ5007) уменьшилась в ∼1.6 раза, в

Рисунок 14 иллюстрирует изменение со време-

последующие годы наблюдалось не такое резкое

нем отношения наблюдаемых потоков F (λ4959 +

+ λ5007)/F (λ4363) линий [OIII]. График показы-

вает систематическое увеличение его значения: за

Таблица 6. Значение R = I(λ4959 + λ5007)/I(λ4363)

75 лет величина F (λ4959 + λ5007)/F (λ4363) воз-

росла в ∼4 раза.

Год

Источник

Мы исправили наблюдаемые потоки линий иона

O⁺² за поглощение с c(Hβ) = 1.15 и привели в

1945

13.3

Аллер (1951)

табл. 6 значения R = I(λ4959 + λ5007)/I(λ4363)

по данным из литературы и собственным наблюде-

1966-1967

20.8

Калер и др. (1976)

ниям. Несомненное увеличение R свидетельствует

об изменении параметров зоны формирования ли-

1971

24.9

Баркер (1978)

ний [OIII].

1990

32.0

Хьюнг и Аллер (1996)

Предположим, что электронная концентрация

не менялась за все время спектральных наблюде-

1996

38.7

Квиттер и др. (2003)

ний. Примем для нее значение N_e = 5 × 10⁵ см-3

из работы Хьюнга и Аллера (1996). Оценим T_e

2011-2019

51.1

Настоящая работа

для разных эпох, используя программу 5Level (Де

Робертис и др., 1987). Получено, что электронная

2019-2020

52.1

Настоящая работа

температура уменьшилась от 22 000 K в 1945 г.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№8

2021

СПЕКТРАЛЬНАЯ ПЕРЕМЕННОСТЬ

599

Year

1940

1960

1980

2000

2020

[O III]

30 000

35 000

40 000

45 000

50 000

55 000

60 000

JD 2400000+...

Рис. 14. Зависимость отношения наблюдаемых потоков линий [OIII] от времени: звездочки — данные из литературы,

кружки — наши измерения. Штриховая линия представляет линейную интерполяцию всех данных.

до 10 650 K в 2020 г. Для момента наблюдений

где He⁺/H⁺ и He²⁺/H⁺ выражают относительные

Хьюнга и Аллера (1996) в 1990 г. получено значе-

содержания в туманности нейтрального и иони-

ние T_e ≈ 13 000 K. Если для последних десятилетий

зованного гелия соответственно, BJ есть величи-

(1990-2020 гг.) электронная температура имеет

на бальмеровского скачка, определяющаяся как

вполне приемлемые значения, то для эпохи пер-

разность плотности интенсивности непрерывного

вых наблюдений (1945-1966 гг.) T_e чрезвычайно

спектра туманности до и после скачка, а I(H11)

высока и для ее уменьшения требуется увеличить

обозначает интенсивность в линии водорода λ3771.

электронную концентрацию.

Для Hb 12 на спектре, полученном в КГО в 2020 г.,

был измерен бальмеровский скачок, и его величина

Как было показано выше, температура цен-

тральной звезды на протяжении последних 40 лет

составила BJ = 7.06 × 10-13 эрг см-2 с-1

A-1.

сохраняет постоянство, поэтому пока не ясна при-

Исправленная за поглощение интенсивность линии

чина значительных изменений параметров внут-

I(H11) равна 7.60 × 10-12 эрг см-2 с-1, относи-

ренней области ПТ.

тельное содержание нейтрального гелия по данным

Поскольку параметры газовой оболочки Hb 12

Хьюнга и Аллера (1996) составляет He⁺/H⁺ =

с использованием диагностических диаграмм

= 7.04 × 10-5, а содержание ионизованного гелия

определялись неоднократно (см., в частности,

пренебрежимо мало. Расчет по указанной формуле

Хьюнг, Аллер,

1996; Квиттер и др.,

2003), а

дает значение T_e(BJ) ≃ 12 980 K.

диагностические соотношения F (λ6548 + λ6583)/

F (λ5755) [NII], F (λ6717)/F (λ6731) [SII], F (λ7135 +

+ λ7751)/F (λ5191) [ArIII] определяются не вполне

ВЫВОДЫ

уверенно, здесь мы этот метод применять не будем.

Однако в нашей работе впервые для туманности

В работе представлены результаты спектраль-

был измерен бальмеровский скачок, что позволило

ных наблюдений в 2011-2020 гг. молодой ком-

оценить T_e в зоне свечения водорода.

пактной ПТ Hb 12. Измерены абсолютные потоки

линии Hβ и получены относительные интенсив-

Электронная температура газа может быть вы-

ности около 50 эмиссионных линий туманности в

числена в соответствии с формулой (Лиу и др.,

диапазоне λ3687-9532.

2001)

(

)

По линиям водородных серий Бальмера и Па-

He⁺

He²⁺

T_e(BJ) = 368

1 + 0.259

+ 3.409

шена был найден коэффициент экстинкции c(Hβ),

H⁺

позволивший провести редукцию данных за меж-

(

)-3/2

звездное покраснение и оценить расстояние до

туманности путем анализа карт межзвездного по-

I(H11)

глощения в Галактике.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№8

2021

600

ИКОННИКОВА и др.

По новым и опубликованным ранее данным изу-

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

чено поведение потока в линии Hβ и относительных

Акер и др. (A. Acker, B. Raytchev, J. Koeppen, and

интенсивностей отдельных линий за время спек-

B. Stenholm), Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 89, 237

тральных наблюдений Hb 12 c 1945 по 2020 гг.

(1991).

Обнаружен ряд вероятных трендов, наиболее зна-

Архипова В.П., Бурлак М.А., Иконникова Н.П.,

чительным из которых представляется усиление

Комиссарова Г.В., Есипов В.Ф., Шенаврин

относительных интенсивностей небулярных линий

В.И. Письма в Астрон. журн. 46,

100

(2020)

и ослабление авроральной линии иона O⁺².

[V.P. Arhipova, et al., Astron. Lett. 46, 100 (2020)].

Аллер (L. Aller), Astrophys. J. 113, 125 (1951).

Рост со временем относительной интенсивности

Ахерн (F. Ahern), Astrophys. J. 197, 635 (1975).

линии [OIII] λ5007 мог быть связан с увеличе-

Ахерн (F. Ahern), Astrophys. J. 223, 901 (1978).

нием температуры ионизующего источника. Одна-

ко поведение относительной интенсивности линии

Баркер (T. Barker), Astrophys. J. 219, 914 (1978).

[NIII] λ3869, которая не обнаружила усиления, а

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

показала ниспадающий тренд, не поддерживает эту

(1995).

гипотезу. Кроме того, оценка температуры ядра ту-

Браун и др. (A.G.A. Brown, A. Vallenari, T. Prusti, et

манности, выполненная методом энергетического

al. (Gaia Collab.)), Astron. Astrophys. 616, 10 (2018).

баланса, T_∗ ≈ 41 000 K практически совпадает с

Браун и др. (A.G.A. Brown, A. Vallenari, T. Prusti,

определением почти 40-летней давности (Прейте-

J.H.J. de Bruijne, C. Babusiaux, M. Biermann,

Мартинес, Потташ, 1983).

O.L. Creevey, D.W. Evans, et al. (Gaia Collab.)),

arXiv: 2012.01533 (2020).

Таким образом, сделан вывод о том, что пере-

10.

Бурлак М.А., Есипов В.Ф., Письма в Астрон. журн.

менность спектра Hb 12 обусловлена прежде всего

36, 792 (2010) [M.A. Burlak, et al., Astron. Lett. 36,

изменением параметров туманности, а не эволюци-

752 (2010)].

ей центральной звезды в post-AGB стадии.

11.

Вайтет и др. (N.M.H. Vaytet, A.P. Rushton, M. Lloyd,

J.A. L ´opez, J. Meaburn, T.J. O’Brien, D.L. Mitchell,

Отношение потоков суммы небулярных ли-

and D. Pollacco), MNRAS 398, 385 (2009).

ний к авроральной иона O⁺² R = I(λ5007 +

12.

Вассилиадис, Вуд (E. Vassiliadis and P.R. Wood),

+ λ4959)/I(λ4363) показало линейный тренд, а его

Astrophys. J. Suppl. Ser. 92, 125 (1994).

значение увеличилось в 4 раза с 1945 по 2020 гг.

13.

Гайдук и др. (M. Hajduk, P.A.M. van Hoof,

Получены оценки электронной температуры для

K. Gesicki, A.A. Zijlstra, S.K. G ´orny, and

разных эпох. Показано, что значение T_e уменьша-

M. Gładkowski), Astron. Astrophys.

567, A15

ется со временем. Не исключается уменьшение и

(2014).

электронной концентрации в зоне образования ли-

14.

Гайдук и др. (M. Hajduk, P.A.M. van Hoof, and

ний [OIII]. Остается открытым вопрос о причинах

A.J. Zijlstra), Astron. Atrophys. 573, A65 (2015).

изменения параметров внутренней области ПТ.

15.

Глушнева и др. (I.N. Glushneva, V.T. Doroshenko,

T.S. Fetisova, T.S. Khruzina, E.A. Kolotilov,

По результатам измерений бальмеровского

L.V. Mossakovskaya, S.L. Ovchinnikov, and

скачка была определена электронная температура

I.B.Voloshina), VizieR Online Data Catalog III/208

туманности в зоне свечения линий HI.

(1998).

16.

Гонзалес-Сантамария и др. (I. Gonz ´alez-

Кроме того, полученные в КГО спектры ис-

Santamar ´ıa, M. Manteiga, A. Manchado, A. Ulla,

следовались на наличие абсорбционных деталей,

and C. Dafonte), Astron. Astrophys. 630, A150

которые могли бы относиться к спектру холодного

(2019).

спутника центральной звезды. Следы компаньона

17.

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

обнаружены не были.

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

93 (2019).

Работа выполнена с использованием оборудо-

18.

Де Марко и др. (O. De Marco, T.C. Hillwig, and

A.J. Smith), Astron. J. 136, 323 (2008).

вания, приобретенного за счет средств Программы

развития Московского государственного универ-

19.

Де Робертис и др. (M.M. De Robertis, R.J. Dufour,

ситета им. М.В. Ломоносова.

and R.W. Hunt), JRASC 81 (1987).

20.

Джаннини и др. (T. Giannini, S. Antoniucci,

При проведении исследований широко исполь-

B. Nisini, F. Bacciotti, and L. Podio), Astrophys. J.

зовались базы данных ADS, SIMBAD, VIZIER.

814, 52 (2015).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№8

2021

СПЕКТРАЛЬНАЯ ПЕРЕМЕННОСТЬ

601

21.

Джамманко и др. (C. Giammanco, S.E. Sale,

44.

Пеймберт (M. Peimbert), Planetary Nebulae,

R.L.M. Corradi, M.J. Barlow, K. Viironen, L. Sabin,

Observation and Theory (Ed. Y. Terzian, Dordrecht:

M. Santander-Garcia, D.J. Frew, et al.), Astron.

Reidel), IAU Symp. 76, 215 (1978).

Astrophys. 525, A58 (2011).

45.

Перинотто (M. Perinotto), Astrophys. J. Suppl. Ser.

22.

Джонсон и др. (H.M. Johnson, B. Balick, and

76, 687 (1991).

A.R. Thompson), Astrophys. J. 233, 919 (1979).

46.

Пиклес (A.J. Pickles), Astrophys. J. Suppl. Ser. 59,

23.

Дрю и др. (J.E. Drew, R. Greimel, M.J. Irwin,

33 (1985).

A. Aungwerojwit, M.J. Barlow, R.L.M. Corradi,

J.J. Drake, B.T. G’ansicke, et al.), MNRAS 362, 753

47.

Потанин С.А., Белинский А.А., Додин А.В. и

(2005).

др., Письма в Астрон. журн.

46,

894

(2020)

[S.A. Potanin, et al., Astron. Lett. 46, 837 (2020)].

24.

Жанг (C.Y. Zhang), Astrophys. J. 410, 239 (1993).

25.

Жанг, Квок (C.Y. Zhang and S. Kwok), Astron.

48.

Потташ (S.R. Pottasch), Планетарные туманно-

Astrophys. 237, 479 (1991).

сти (М.: Мир, 1987).

26.

Калер (J.B. Kaler), Astrophys. J. 220, 887 (1978).

49.

Прейте-Мартинес, Потташ (A. Preite-Martinez and

S.R. Pottasch), Astron. Astrophys. 126, 31 (1983).

27.

Калер и др. (J.B. Kaler, L.H. Aller, and S.J. Czyzak),

Astrophys. J. 203, 636 (1976).

50.

Руди и др. (R.J. Rudy, G.S. Rossano, P. Erwin,

28.

Кан и др. (J.H. Cahn, J.B. Kaler, and L. Stanghellini),

R.C. Puetter, and W.A. Feibelman), Astrophys. J.

Astron. Atrophys. Supp. Ser. 94, 399 (1992).

105, 1002 (1993).

29.

Каприотти (E.R. Capriotti), Astrophys. J. 140, 632

51.

Сергеев, Хайсбергер (S.G. Sergeev and

(1964).

F. Heisberger), A Users Manual for SPE. Wien

30.

Карделли и др. (J.A. Cardelli, G.C. Clayton, and

(1993).

J.S. Mathis), Astrophys. J. 345, 245 (1989).

52.

Ситон (M.J. Seaton), MNRAS 187, 73 (1979).

31.

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

53.

Тыленда и др. (R. Tylenda, A. Acker, and

W.J. Maciel), Astron. Astrophys. 475, 217 (2007).

B. Stenholm), Astron. Astrophys. Suppl. Ser.

32.

Квиттер и др. (K.B. Kwitter, R.B.C. Henry, and

102, 595 (1993).

J.B. Milingo), Publ. Astron. Soc. Pacific 115, 80

(2003).

54.

Фаундес-Абанс, Масьель (M. Fa ´undez-Abans and

W.J. Maciel), Astron. Astrophys. 158, 228 (1986).

33.

Квок, Хсиа (S. Kwok and C.H. Hsia), Astrophys. J.

660, 341 (2007).

55.

Филлипс (J.P. Phillips), Astrophys. J. Suppl. Ser.

34.

Кингсбург, Барлоу (R.L. Kingsburg and

139, 199 (2002).

M.J. Barlow), MNRAS 257, 317 (1992).

56.

Филлипс (J.P. Phillips), MNRAS 353, 589 (2004).

35.

Кларк и др. (D.M. Clark, J.A. L ´opez, M.L. Edwards,

57.

Фрю и др. (D.J. Frew, Q.A. Parker, and I.S. Boji ˇci ´c),

and C. Winge), Astron. J. 148, 98 (2014).

MNRAS 455, 1459 (2016).

36.

Кондратьева (L.N. Kondratyeva), Astron. and

58.

Хаббл (E. Hubble), Publ. Astron. Soc. Pacific 33, 174

Astrophys. Transactions 24, 291 (2005).

(1921).

37.

Костякова Е.Б., Архипова В.П., Астрон. журн. 86,

1237 (2009).

59.

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

MNRAS 224, 801 (1987).

38.

Лиу и др. (X.-W. Liu, S.-G. Luo, M.J. Barlow,

I.J. Danziger, P.J. Storey), MNRAS 327, 141 (2001).

60.

Хсиа и др. (C.H. Hsia, W.H. Ip, and J.Z. Li),

39.

Лухман, Риеке (K.L. Luhman and G.H. Rieke),

Astrophys. J. 131, 3040 (2006).

Astrophys. J. 461, 298 (1996).

61.

Хьюнг, Аллер (S. Hyung and L. Aller), MNRAS 278,

40.

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

551 (1996).

Atrophys. 588, A25 (2016).

62.

Чернай, Уотсон (N. Chornay and N.A. Walton),

41.

Миранда, Сольф (L.F. Miranda and J. Solf), Astron.

arXiv:2102.13654v1 (2021).

Atrophys. 244, 353 (1989).

63.

Эскудеро и др. (A.V. Escudero, R.D.D. Costa, and

42.

О’Делл (C.R. O’Dell), Astrophys. J. 138, 293 (1963).

W.J. Maciel), Astron. Astrophys. 414, 211 (2004).

43.

Осава (R. Ohsawa, T. Onaka, I. Sakon,

M. Matsuura, and H. Kaneda), Astron. J. 151,

64.

Янг и др. (B.W. Jiang, Ke Zhang, A. Li, and

93 (2016).

C.M. Lisse), Astrophys. J. 765, 72 (2013).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№8

2021

602

ИКОННИКОВА и др.

Приложение: спектральные данные для Hb 12

Таблица 7. Наблюдаемые интенсивности эмиссионных линий, выраженные в единицах F (Hβ) = 100, которые были

получены в ходе наблюдений на КАС в 2011-2019 гг.

λ,

Ион

F(11)

F(15)

F(16)

F(17)

F(18)

F(19)

F(19a)

F(19b)

4101

12.3

18.3

14.2

15.8

11.3

4340

33.9

33.2

34.1

37.2

34.0

31.1

39.1

34.2

4363

[O III]

10.0

9.6

9.4

10.4

9.5

9.18

12.4

8.4

4471

He I

3.68

4.08

3.41

3.40

3.37

3.91

4387

He I

0.69

4713

He I

0.66

0.71

0.76

1.59

0.96

0.91

4861

100

4920

He I

2.0

0.99

4959

[O III]

183

181

189

181

186

203

183

167

5007

[O III]

574

564

586

571

584

629

570

522

5147

[Fe IV]

0.14

5159

[Fe II]

0.12

5192

[Ar III]

0.44

0.27

0.37

0.60

0.47

0.31

5270

[Fe III]

0.37

0.61

0.38

0.44

5517

[Cl III]

0.16

5537

[Cl III]

0.26

0.29

0.40

0.30

0.36

0.24

5577

[O I]

0.89

0.39

0.43

0.78

0.42

0.16

0.30

5666

N II

0.16

5680

N II

0.28

0.17

0.59

0.29

5755

[N II]

10.7

9.15

11.7

9.67

9.70

8.65

11.2

8.42

5876

He I

28.0

27.4

31.5

26.8

30.3

24.2

29.3

23.2

5959

0.23

0.35

0.21

0.19

0.43

0.24

5979

Si II

0.18

0.27

0.20

0.24

0.39

0.17

6048

0.31

0.40

0.26

0.23

0.38

0.24

6300

[O I]

4.63

2.43

2.91

2.93

3.29

2.47

2.91

2.45

6312

[S III]

8.02

8.56

8.40

7.88

8.55

7.69

9.54

7.48

6347

Si II

0.39

0.45

0.32

0.33

0.43

0.27

6363

[O I]

0.77

0.99

1.20

0.77

0.92

0.70

1.40

0.81

6563

662

690

671

683

641

626

6584

[N II]

65.0

71.0

95.0

79.0

80.0

84.5

73.2

62.8

6678

He I

9.98

9.05

10.53

8.80

9.60

8.67

10.8

7.98

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ

том 47

№8

2021

СПЕКТРАЛЬНАЯ ПЕРЕМЕННОСТЬ

603

Таблица 7. Окончание

λ,

Ион

F(11)

F(15)

F(16)

F(17)

F(18)

F(19)

F(19a)

F(19b)

6717

[S II]

0.62

0.55

0.64

0.57

0.99

0.43

0.58

0.77

6731

[S II]

1.21

1.17

1.29

1.28

1.24

0.96

1.62

1.46

7002

0.25

0.23

0.58

0.22

7065

He I

34.73

33.12

33.35

36.65

32.70

23.5

39.2

26.7

7135

[Ar III]

63.07

60.27

60.18

64.11

60.29

43.1

69.0

47.8

7236

C II

0.85

0.46

0.74

7253

0.76

0.52

0.85

0.40

0.61

0.70

7281

He I

3.45

2.97

5.08

3.14

3.48

2.55

7325

[O II]

126

97.56

98.1

71.0

120.1

79.9

7376

0.26

7467

N I?

0.23

7751

[Ar III]

21.06

15.63

19.51

17.6

11.3

17.4

8323

0.06

0.11

0.12

0.20

0.15

8334

0.23

0.20

0.24

0.28

0.24

8346

0.50

0.58

0.54

0.44

0.55

8361

He I

1.17

0.93

1.03

0.96

1.10

0.96

8375

0.68

0.61

0.68

0.57

0.67

8392

1.04

0.94

1.05

0.88

0.74

0.81

8413

1.08

1.09

1.11

1.09

0.84

8442

H I/O I

10.4

8.45

7.63

7.77

9.63

7.05

10.2

8467

2.19

1.77

1.42

1.56

1.71

1.44

8502

2.87

2.24

2.19

1.95

2.22

2.02

2.82

8545

3.22

2.41

2.30

2.17

2.67

2.53

3.12

8598

3.65

3.11

2.35

2.59

3.34

2.43

4.16

8665

5.40

4.19

5.11

3.82

4.33

3.36

3.50

8750

6.32

4.51

4.06

4.57

5.20

3.64

5.27

8862

8.19

5.65

5.36

6.07

4.51

6.02

9015

10.9

7.05

7.31

5.24

7.89

9069

[S III]

119

82.7

102

92.9

9229

11.64

9532

[S III]

198

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№8

2021

604

ИКОННИКОВА и др.

Таблица 8. Наблюдаемые интенсивности эмиссионных линий, выраженные в единицах F(Hβ) = 100, которые были

получены в ходе наблюдений на 2.5-м телескопе КГО 7 ноября 2019 г. и 20 января 2020 г.

λ,

Ион

F(19c)

F(20)

λ,

Ион

F(19c)

F(20)

3687

0.54

5273

[Fe III]

0.31

0.23

3692

0.60

5299

0.10

3697

0.67

5513

0.07

3705

He I

0.75

1.20

5517

[Cl III]

0.08

3712

0.74

1.05

5537

[Cl III]

0.30

3726

[SIII]/[OII]

6.12

5.75

5555

0.14

3734

1.16

1.41

5577

[O I]

0.12

3750

1.89

5667

N II

0.32

3771

2.34

5680

N II

0.19

3798

3.06

5755

[N II]

10.5

12.1

3819

He I

1.07

0.84

5868

Si II

0.04

3835

HI/HeI

4.02

4.04

5876

He I

26.8

31.6

3869

[Ne III]

31.8

33.9

5932

N II

0.12

3889

7.01

7.33

5942

N II

0.20

3967

[Ne III]

18.2

20.6

5958

0.30

4009

[NeIII]/HI

0.19

5978

Si II

0.28

0.23

4026

He I

1.68

6048

0.58

0.33

4069

[S II]

1.16

0.97

6300

[O I]

0.86

2.69

4076

[S II]

0.33

6312

[S III]

8.97

10.6

4101

15.3

15.4

6347

Si II

0.42

4121

He I

0.32

0.28

6363

[O I]

0.86

0.91

4144

He I

0.29

0.24

6371

Si II

0.30

0.26

4340

35.4

33.3

6461

N II

0.11

0.07

4363

[O III]

10.5

10.1

6481

N II

0.11

0.10

4388

He I

0.57

0.53

6548

[N II]

21.2

19.9

4414

[Fe II]

0.26

6563

4471

He I

4.49

4.17

6584

[N II]

65.9

61.3

4631

N II

0.15

6678

He I

11.0

11.8

4641

N III

0.34

6717

[S II]

0.65

0.44

4649

O II

0.31

6731

[S II]

1.31

0.88

4676

O II

0.04

7002

0.48

0.39

4686

He II

0.14

7065

He I

38.7

39.0

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№8

2021