1. На главную
  2. Электронные версии
  3. Астрономический журнал
  4. T. 99, № 11, 2022

Астрономический журнал, 2022, T. 99, № 11, стр. 959-969

К проблеме статуса звезды Schulte 12 в ассоциации Cyg OB2

В. Г. Клочкова 1, *, Е. С. Ислентьева 1, В. Е. Панчук 1

1 Специальная астрофизическая обсерватория РАН
Нижний Архыз, Россия

* E-mail: Valentina.R11@yandex.ru

Поступила в редакцию 01.09.2022
После доработки 30.09.2022
Принята к публикации 30.09.2022

Полный текст (PDF)

Аннотация

В произвольные даты 2001–2022 гг. на 6-метровом телескопе БТА с эшелле спектрографом НЭС получены спектры высокого разрешения LBV-кандидата Schulte 12 в ассоциации Cyg OB2. Найдена переменность со временем эмиссионного профиля Hα и абсорбций He I, Si II. Для 10 дат наблюдений выявлена переменность лучевой скорости с амплитудой $\Delta {{V}_{r}} \approx 8$ км/с относительно среднего значения гелиоцентрической скорости ${{V}_{r}} = - 15.6 \pm 2.6$ км/с, что указывает на присутствие компаньона в системе. На основании надежных измерений интенсивности выборки DIBs получен избыток цвета $E(B - V) = 1.74 \pm {{0.03}^{m}}$. Это приводит к величине межзвездного поглощения ${{A}_{{\text{v}}}} \approx {{5.6}^{m}}$, что составляет лишь около половины полного поглощения. Принимая современные параметры Schulte 12, включая параллакс по Gaia EDR3, мы оценили ее абсолютную величину Mv ≈ $ - {{9.2}^{m}}$ и светимость $\lg (L{\text{/}}{{L}_{ \odot }}) \approx 5.5$, что не превышает предела Хэмфрис–Дэвидсона.

Ключевые слова: массивные звезды, эволюция, LBV кандидаты, оптические спектры, переменность

1. ВВЕДЕНИЕ

Горячая звезда высокой светимости Schulte 12 (нумерация согласно работе [1]), потомок далеко проэволюционировавшей массивной звезды, является членом звездной ассоциации Cyg OB2. Будучи довольно близкой (согласно данным Gaia EDR3, ее параллакс π = 0.5895± 0.0518 mas11), эта звезда изучена довольно хорошо – база данных SIMBAD содержит для нее свыше 390 публикаций. Cyg OB2 известна как богатейшая по количеству массивных OB-звезд группировка в Галактике [2, 3]. Незначительная удаленность ассоциации (≈1.6 кпк) позволяет детально исследовать проэволюционировавшие звезды в ее составе, что важно для изучения особенностей эволюции массивных звезд. Schulte 12 (=MT 304 в списке [2]) издавна считается ярчайшей звездой в Галактике (см. статью [4] и ссылки в ней). Учитывая высокую светимость звезды в сочетании с нестабильностью фотометрических и спектральных данных, Массей и Томпсон [3] отнесли ее к зарождающимся LBV-звездам.

Кларк и др. [5], используя данные спектрального и фотометрического мониторинга Schulte 12, оценили ее параметры и пришли к выводу о том, что светимость этой звезды превышает предел Хэмфрис–Дэвидсона. В последующее десятилетие решению этого загадочного феномена посвящено немало исследований, основной метод которых – долговременный фотометрический и спектральный мониторинг. Результаты и выводы разных авторов порой противоречивы. К примеру, авторы работы [6], проанализировав данные многолетних наблюдений Schulte 12 в рентгеновском и оптическом диапазоне, нашли возможные значения периода переменности и рассчитали предварительные параметры двойной системы. Однако, основываясь на параллаксе Gaia DR2, эти авторы пришли к выводу о том, что Schulte 12 на диаграмме Герцшпрунга–Рассела расположена далеко от предела Хэмфрис–Дэвидсона и скорее является не гипергигантом, а нормальным сверхгигантом.

Авторы работы [7], выполнив спектроскопию Schulte 12 в 2001–2011 гг., нашли признаки переменности лучевой скорости ${{V}_{r}}$ этой звезды. В последующее десятилетие поиск переменности ${{V}_{r}}$ продолжался (см. публикации [8, 9] и ссылки в них). Однако, будучи довольно близкой, Schulte 12 слаба в оптическом диапазоне из-за экстремально высокого поглощения [10], что усложняет выполнение ее спектрального мониторинга с высоким разрешением. Имеющиеся публикации пока основаны лишь на ограниченных выборках спектров [5–7, 11].

Полноценный спектральный мониторинг Schulte 12, необходимый для выяснения причины переменности ${{V}_{r}}$ и для определения параметров переменности, к настоящему времени не проведен. Это стимулировало проведение многолетних наблюдений на 6-метровом телескопе БТА, и в данной статье мы представляем результаты, полученные на основе спектроскопии Schulte 12 в 2001–2022 гг. с высоким спектральным разрешением в интервале длин волн шириной 250–300 нм. Основная задача данной работы состоит в поиске переменности спектральных деталей и поведения со временем картины лучевой скорости. Методы наблюдений и обработки спектрального материала кратко описаны в разделе 2, полученные результаты приведены в разделе 3. Их обсуждение и выводы представлены в разделе 4.

2. ЭШЕЛЛЕ СПЕКТРОСКОПИЯ НА БТА

Спектры LBV-кандидата Schulte 12 получены с эшелле спектрографом НЭС [12], стационарно расположенном в фокусе Нэсмита 6-метрового телескопа БТА. Даты наблюдений звезды в 2001–2022 гг. приведены в табл. 1. Последние годы спектрограф оснащен матрицей ПЗС с числом элементов 4608 × 2048, размер элемента 0.0135 × × 0.0135 мм; шум считывания 1.8e–. Регистрируемый за одну экспозицию диапазон длин волн $\Delta \lambda $ = 470–778 нм. В 2001–2011 гг. мы использовали ПЗС с числом элементов 2048 × 2048. Для уменьшения потерь потока на входной щели спектрограф НЭС снабжен резателем изображения звезды. С использованием резателя каждый спектральный порядок повторяется трижды. Спектральное разрешение НЭС ${\text{R}} = \lambda {\text{/}}\Delta \lambda $ ≥ ≥ 60 000. В спектрах Schulte 12 отношение уровня сигнала к шуму вдоль порядка изменяется от 10 до 40. В данной работе мы привлекли также спектр Schulte 12, полученный в 2001 г. с эшелле спектрографом PFES в первичном фокусе БТА, обеспечивающим умеренное разрешение. Детальное описание этого спектрографа дано в статье [13].

Таблица 1.

Результаты измерений гелиоцентрической скорости ${{V}_{r}}$ в спектрах Schulte 12 по разным типам линий

Дата JD $\Delta \lambda $, нм ${{V}_{r}}$, км/с
Абсорбции Абсорбции “main” DIBs
1 2 3 4 5
12.06.2001 454–793 –10.1 ± 2.0 –13.5 ± 1.4 –9.0 ± 0.5
2 452 073.48   (28) (11) (32)
12.04.2003 528–676 –24.0 ± 0.6 –22.4 ± 0.6 –10.7 ± 0.4
2 452 742.47   (24) (12) (18)
08.12.2006 447–594 –22.7 ± 1.1 –22.1 ± 1.3 –9.5 ± 1.2
2 454 078.27   (17) (10) (19)
26.09.2010 522–669 –9.4 ± 0.8 –8.4 ± 1.4 –9.4 ± 0.6
2 455 466.32   (30) (6) (30)
19.11.2010 522–669 –10.5 ± 0.7 –11.0 ± 0.8 –10.0 ± 0.3
2 455 520.28   (27) (9) (16)
11.08.2017 470–778 –2.6 ± 0.6 –1.84 ± 0.8 –10.0 ± 0.5
2 457 976.51   (47) (9) (45)
09.12.2019 470–778 –21.3 ± 0.6 –19.7 ± 1.2 –10.4 ± 0.4
2 458 826.22   (38) (11) (45)
07.08.2020 470–778 –20.0 ± 1.2 –23.5 ± 1.4 –10.7 ± 0.2
2 459 068.52   (34) (10) (38)
26.10.2021 470–778 –10.1 ± 2.4 –8.1 ± 1.9 –10.8 ± 0.4
2 459 514.24   (26) (6) (41)
11.06.2022 470–778 –25.0 ± 0.8 –25.4 ± 1.1 –10.2 ± 0.2
2 459 742.44   (47) (11) (15)

Примечание. В скобках указано число спектральных деталей, использованных при усреднении.

Экстракция одномерных данных из двумерных эшелле изображений выполнена с использованием модифицированного с учетом геометрии нашего эшелле кадра контекста ECHELLE пакета MIDAS. Все детали процедуры описаны Юшкиным и Клочковой [14]. Следы космических частиц удалены стандартным приемом – за счет медианного усреднения пары спектров, полученных последовательно. Для калибровки длин волн использовалась Th–Ar лампа. Все последующие шаги в обработке одномерных спектров выполнены с использованием современной версии пакета DECH20t, разработанного Г. Галазутдиновым. Систематическая ошибка измерений гелиоцентрической лучевой скорости ${{V}_{r}}$ по набору теллурических деталей и межзвездных линий дублета Na I не превышает 0.25 км/с по одной линии; ошибка измерения ${{V}_{r}}$ по широким абсорбциям не превышает 0.5 км/с. Для усредненных значений скорости в табл. 1 ошибки составляют 0.6–2.4 км/с в зависимости от типа измеренных линий. Для отождествления деталей в спектрах Schulte 12 мы использовали списки линий из статьи [11]. Дополнительно были привлечены работы по спектроскопии родственных объектов [15, 16].

3. ПОЛУЧЕННЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ

3.1. Профили Hα и других линий

Оптический спектр Schulte 12 не производит особого впечатления среди спектров других горячих проэволюционировавших звезд высокой светимости. Для сравнения используем результаты спектроскопии звезды MWC 314, близкой к Schulte 12 по ряду параметров. MWC 314 имеет экстремально высокую светимость и близкую к Schulte 12 температуру, не имеет существенной фотометрической переменности, поэтому считается LBV-кандидатом. Но в отличие от Schulte 12, оптический спектр MWC 314 содержит богатое разнообразие особенностей, ожидаемых в спектре LBV-звезды: мощные эмиссии H I и He I, разрешенные (Si II, Fe II) и запрещенные ([N II], [Ca II], [Fe II] и других металлов) эмиссии, зачастую с двухпиковым профилем [17, 18]. Спектр Schulte 12 в основном содержит абсорбции ионов легких элементов, исключением является эмиссия Hα с необычным и переменным профилем, что хорошо видно на рис. 1. Тип профиля Hα и его характер напоминает картину переменности этой эмиссии в спектрах голубого гипергиганта HD 183143 (см. [16], рис. 5). Однако в спектрах HD 183143 нижняя часть пьедестала профиля Hα существенно у́же, чем в спектрах Schulte 12.

Рис. 1.

Профили Hα в 2010–2021: 26.09.2010 (синяя линия), 11.08.2017 (зеленая), 09.12.2019 (красная), и 26.10.2021 (черная). Здесь и на профилях в последующих рисунках теллурические детали не удалены.

Помимо эмиссионного профиля Hα спектры Schulte 12 содержат слабые эмиссии на длинах волн $\lambda \approx 7495$ и 7513 Å. Обе детали отождествлены как эмиссии Fe II, они содержатся и в спектрах родственного гипергиганта HD 183143 [16]. Интенсивность второй эмиссии Fe II $\lambda $7513.17 Å в спектре Schulte 12 выше, ее эквивалентная ширина для разных дат наших наблюдений составляет ${{W}_{\lambda }}$ = (0.04–0.08) Å. По 6 нашим спектрам с эмиссией Fe II $\lambda $7513.17 Å, включая спектр с умеренным разрешением от 12.06.2001, получаем среднее значение скорости, соответствующей положению этой эмиссии: ${{V}_{r}}(7513)$ = $ - 19.0 \pm 3.1$ км/с. Среднее значение без учета спектра за 12.06.2001, ${{V}_{r}}(7513)$ = $ - 21.7 \pm 1.3$ км/с, мало отличается от предыдущего, но имеет существенно меньшую ошибку. Областью формирования этой эмиссии, вероятно, является газовая околозвездная среда, поэтому в качестве системной скорости для Schulte 12 может быть принято значение ${{V}_{{{\text{sys}}}}}$ = = $ - 21.7 \pm 1.3$ км/с. Это значение скорости не совпадает со средним значением ${{V}_{{{\text{sys}}}}} \approx - 10.3$ км/с для членов Cyg OB2 в работе [3], но на гистограмме скоростей для ассоциации попадает в нормальную область значений ${{V}_{{{\text{sys}}}}}$. Отметим, что чисто эмиссионный профиль линии Mg II $\lambda $ 10952 Å центрируется вблизи ${{V}_{r}} = - 25$ км/с в спектрах Schulte 12, приведенных на фрагменте рис. 5 в работе [6]. Эти авторы использовали среднее положение двух эмиссий, Fe II $\lambda $ 7513 и Mg II $\lambda $ 10952 Å для оценки параметров предполагаемой двойной системы с периодом около 108 дней.

Рисунок 1 демонстрирует существенные вариации формы и интенсивности лишь в верхней части профиля Hα. Нижняя часть профиля Hα с крыльями шириной свыше 400 км/с имеет вид симметричного и стабильного пьедестала. Более детально вариации профиля Hα в спектрах Schulte 12 для различных дат наблюдений иллюстрирует рис. 2. Положение вертикальной штриховой линии на всех фрагментах этого рисунка соответствует скорости ${{V}_{r}}(7513) = - 21.7$ км/с, принятой в качестве системной.

Рис. 2.

Переменность профиля Hα в спектрах Schulte 12. Положение вертикальной линии соответствует скорости ${{V}_{r}}(7513) = - 21.7$ км/с, принятой в качестве системной.

3.2. Картина лучевых скоростей

Результаты наших измерений гелиоцентрической лучевой скорости ${{V}_{r}}$ по линиям разного типа в спектрах Schulte 12 суммированы в табл. 1. Коротковолновая часть спектров непригодна для измерений из-за экстремального поглощения, поэтому в основном мы проводили измерения деталей спектров в области длин волн $\lambda \geqslant 5000$ Å. Кроме того, в расчет средних значений ${{V}_{r}}$ не привлекались линии He I и Si II из-за значительной асимметрии и переменности их профилей. Эти особенности линий He I хорошо видны на примере линии He I $\lambda $ 5876 Å на рис. 3, где показаны профили для нескольких дат наблюдений. Положение абсорбционного ядра линии меняется в интервале значений: от +30 до –38 км/с. На рис. 4 представлен фрагмент двух спектров, содержащий абсорбции Si II $\lambda $ 6347 и 6371 Å для двух дат наблюдений. Здесь хорошо видна переменность формы профиля линий Si II и положения их ядер, а также вытянутость коротковолнового крыла их профилей из-за воздействия ветра. В то же время, как и следовало ожидать, межзвездные полосы на этом рисунке стационарны: не меняется ни их форма, ни положение.

Рис. 3.

Переменность профиля линии He I 5876 Å в спектрах Schulte 12 для дат: 13.04.2003 (черная тонкая линия), 08.12.2006 (синяя), 19.11.2010 (сиреневая), 11.08.2017 (фиолетовая), 09.12.2019 (красная), 26.10.2021 (черная жирная линия), 11.06.2022 (темно-зеленая).

Рис. 4.

Фрагмент спектров, содержащий абсорбции Si II и DIBs, в спектрах Schulte 12, полученных в 2019 г. (красная линия) и 2021 г. (черная линия).

Рис. 5.

Многокомпонентный профиль линии Na I 5889 Å в спектрах Schulte 12, полученных в 2019 г. (красная линия) и в 2021 г. (черная). Положение короткой вертикали соответствует скорости ${{V}_{r}} = - 9.5$ км/с для межзвездной линии K I 7699 Å.

Столбец 3 в табл. 1 содержит среднее значение ${{V}_{r}}$(abs) для каждой даты по всем отождествленным симметричным абсорбциям в соответствующем спектре. В столбце 4 приведены средние значения ${{V}_{r}}$ по выборке самых надежных абсорбций без видимых особенностей профилей (N II, C II, Si III, Al III), которые в данном тексте мы назовем “main” (см. табл. 2). Средние значения ${{V}_{r}}$ в столбцах 3 и 4 табл. 1 значительно меняются от даты к дате. Средние из столбца 3 меняются с амплитудой $\Delta {{V}_{r}}({\text{abs}}) = 7.8$ км/с относительно среднего по всем датам ${{V}_{r}}({\text{abs}})$ = $ - 15.5 \pm 2.6$ км/с. На основе измерений положений “main” линий, перечисленных в столбце 4, среднее по датам значение ${{V}_{r}}({\text{main}})$ = $ - 15.6 \pm 2.6$ км/с мало отличается от средней скорости ${{V}_{r}}$(abs) по всем симметричным абсорбциям, но имеет несколько бóльшую амплитуду переменности скорости, $\Delta {{V}_{r}} = 8.1$ км/с. Таким образом, переменность лучевой скорости в спектре Schulte 12 с амплитудой около 8 км/с не вызывает сомнения.

Таблица 2.

Список абсорбций “main” в спектрах Sc-hul-te 12, использованных для значений ${{V}_{r}}$ в столбце 4 табл. 1

$\lambda $, Å Элемент $\lambda $, Å Элемент
4793.65 N II(20) 5133.12 C II(16)
4803.29 N II(20) 5139.17 C II(16)
4895.11 N II(1) 5142.34 S II(1)
4994.36 N II(24.64) 5143.49 C II(16)
5001.14 N II(19) 5145.16 C II(16)
5001.48 N II(19) 5151.09 C II(16)
5002.70 N II(4) 5512.70 O I(25)
5010.62 N II(4) 5526.25 S II(11)
5025.66 N II(19) 5535.35 C II(10)
5040.72 N II(19) 5573.47 Fe III(68)
5041.03 Si II(5) 5639.97 S II(14)
5045.10 N II(4) 5640.33 S II(11)
5047.29 S II(15) 5645.67 S II(6)
5055.96 Si II(5) 5666.63 N II(3)
5056.31 Si II(5) 5676.02 N II(3)
5063.46 Fe III(5) 5679.56 N II(3)
5073.90 Fe III(5) 5686.21 N II(3)
5086.72 Fe III(5) 5696.60 Al III(2)
5093.56 Fe II 5710.77 N II(3)
5097.27 Fe II 5722.73 Al III(2)
5100.74 Fe II(35) 5730.65 N II(3)
5103.34 S II(7) 5739.73 Si III(4)
5121.82 C II(12) 5747.30 N II(9)
5125.20 C II 6482.05 N II(8)
5127.35 Fe III(5) 6578.05 C II(2)
    6582.88 C II(2)

Примечание. В скобках указано число спектральных деталей на указанной длине волны, использованных при усреднении.

Авторы недавней работы [8] изучили переменность ${{V}_{r}}$ для нескольких LBV и LBV-кандидатов, включая Schulte 12. Используя спектры высокого разрешения, полученные со спектрографом HERMES, и метод кросс-корреляции на базе избранных линий, они получили высокую долю двойственности, ≈62%, среди этих объектов. Для Schulte 12, используя несколько линий N II, линии He I $\lambda $1 5876 и Si II $\lambda $6347, они получили полное изменение скорости $\Delta {{V}_{{r\max }}} = 24.2$ км/с за 3658 дней, что близко и к нашим данным из табл. 1.

3.3. Околозвездные и межзвездные детали

Schulte 12 издавна известна как одна из наиболее покрасневших звезд. Еще в 1954 г., базируясь на фотоэлектрических наблюдениях, Морган и др. [19] отметили, что значение показателя цвета, $(B - V) = + {{3.01}^{m}}$, у Schulte 12 самое большое среди горячих звезд и приводит к величине межзвездного поглощения от 9 до 10m. Авторы недавних публикаций [5, 10], моделируя спектрофотометрические данные для Schulte 12, определили столь же высокое полное поглощение, ${{A}_{{\text{v}}}} \approx {{10}^{m}}$.

Schulte 12 также известна как звезда, оптический спектр которой содержит множество межзвездных полос (DIBs), надежно отождествленных в статье [11]. Подчеркнем, что DIBs доминируют среди иных абсорбций в спектре звезды. Две такие полосы содержит фрагмент на рис. 4, включающий и две абсорбции Si II $\lambda $6347 и 6374 Å. В столбце 5 табл. 1 мы приводим информацию о средних лучевых скоростях ${{V}_{r}}$(DIBs) для каждого из имеющихся у нас спектров. Среднее по всем датам наблюдений значение скорости ${{V}_{r}}({\text{DIBs}})$ = = $ - 10.0 \pm 0.2$ км/с хорошо согласуется с аналогичной величиной, измеренной в спектрах 12 других членов ассоциации Cyg OB2 [7].

Многокомпонентный профиль линии Na I $\lambda $5889 Å в спектрах Schulte 12 в 2019 и 2021 г. показан на рис. 5. Короткая вертикальная линия на этом рисунке указывает положение межзвездной линии K I $\lambda $ 7699 Å, ее усредненное по пяти нашим спектрам положение, ${{V}_{r}}({\text{K}}{\kern 1pt} {\text{I}})$ = $ - 9.5 \pm 0.2$ км/с, хорошо согласуется с усредненным значением скорости ${{V}_{r}}({\text{DIBs}})$ = $ - 10.0 \pm 0.2$ км/с. Самая коротковолновая абсорбция “1” профиля Na I D-линий, положение которой (${{V}_{r}}$ = $ - 32.0 \pm 0.4$ км/с) не меняется от даты к дате наблюдений, вероятно, формируется в околозвездной оболочке. Околозвездное происхождение этой детали подтверждается и малой шириной ее профиля, около 10 км/с. Абсорбция с близким положением, ${{V}_{r}} \approx - 30$ км/с, зафиксирована и в спектрах других B-звезд в составе Cyg OB2 [7]. Учитывая принятое значение системной скорости ${{V}_{{{\text{sys}}}}} = - 21.7$ ± ± 1.3 км/с, можем оценить скорость расширения оболочки: ${{V}_{{{\text{exp}}}}} \approx 10$ км/с. Следующий столь же узкий компонент “2” на профилях D-линий дублета NaI, ${{V}_{r}} \approx - 16$ км/с, может также иметь околозвездное происхождение, однако, это пока остается на уровне предположения. Компонент “3” возникает в межзвездной среде, где формируются множество DIBs и линия K I.

Ранее Ченцов и др. [7] по спектрам БТА + НЭС изучили поглощение для 13 горячих звезд в составе Cyg OB2, включая и Schulte 12. Используя межзвездные компоненты D-линий Na I и межзвездную полосу DIB $\lambda $5797, эти авторы подтвердили экстремально высокое покраснение для Schulte 12 и предположили вклад околозвездной среды, что хорошо иллюстрирует рис. 16 в их публикации [7]. Марьева и др. [10], исследовав поведение поглощения в ассоциации Cyg OB2, нашли рост покраснения в направлении на Schulte 12. Эти авторы также пришли к выводу о том, что значительная доля избытка цвета обусловлена вкладом околозвездной среды.

Имея качественный спектральный материал, мы оценили избыток цвета Schulte 12, соответствующего эквивалентным ширинам DIBs, для которых опубликованы калибровки ${{W}_{\lambda }}$ в зависимости от $E(B - V)$. В табл. 3 мы приводим ${{W}_{\lambda }}$ избранных DIBs и соответствующие избытки цвета $E(B - V)$, используя калибровки авторов [20] и [21]. Из-за слишком высокого межзвездного поглощения в направлении на Schulte 12, мы, к сожалению, не смогли получить количественные оценки, применив широко известные калибровки [20], поскольку эквивалентные ширины DIBs в спектре Schulte 12 выходят далеко за предел калибровок в этой работе. Согласно калибровкам [21], средний избыток цвета $E(B - V)$ = $1.74 \pm {{0.03}^{m}}$, применяя стандартное отношение поглощения к избытку цвета, R = 3.1, получаем межзвездное поглощение для Schulte 12: ${{A}_{{\text{v}}}}({\text{DIBs}}) \approx {{5.6}^{m}}$. Отсюда следует, что около половины экстремального поглощения Schulte 12 обусловлено существованием мощной околозвездной оболочки.

Таблица 3.

Эквивалентные ширины ${{W}_{\lambda }}$ DIBs, усредненные по спектрам Schulte 12

$\lambda $, Å ${{W}_{\lambda }}$, мÅ $E(B - V)$ mag
5780.48 829 1.8; >1.4
5797.06 269 1.7; >1.4
6195.98 109 1.8; >1.4
6269.75 199   >1.4
6379.32 159 1.7; 1.4
6445.20 58   >1.4
6613.62 366 1.7; >1.4
6660.71 56   1.4

Примечание. В столбце 3 жирным шрифтом выделены значения избытка цвета $E(B - V)$ по калибровкам [21], обычным шрифтом – по калибровкам [20].

Принимая современное значение расстояния до Schulte 12, $d = 1.598_{{ - 0.13}}^{{ + 0.16}}$ кпк из каталога [22] на основе данных Gaia EDR3, значение эффективной температуры ${{T}_{{{\text{eff}}}}} = 13.7$ кK [5] и полное поглощение ${{A}_{{\text{v}}}} \approx {{10}^{m}}$ из работы [10], мы оценили абсолютную величину этой звезды: ${{{\text{M}}}_{{\text{v}}}} \approx - 9.2 \pm {{0.15}^{m}}$ и ее светимость $\lg (L{\text{/}}{{L}_{ \odot }}) \approx 5.5$. Отметим, что неопределенность в значении абсолютной величины Schulte 12 может внести и неточность параллакса, обусловленная наличием мощной околозвездной оболочки, которая создает эффект псевдофотосферы, увеличивая видимый угловой диаметр звезды и искажая ее параллакс. Этот эффект известен для звезд высокой светимости с протяженными оболочками, для Schulte 12 он был отмечен в статьях [6, 23].

4. ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ И ВЫВОДЫ

Известно, что отличительным признаком LBV-звезд, наряду с экстремально высокой светимостью, служит их значительная фотометрическая и спектральная переменность. Главным критерием, который обеспечивает надежное выделение LBV-звезды среди иных массивных проэволюционировавших звезд, является фиксация кардинального изменения ее блеска и цвета. Отличной иллюстрацией специфического поведения блеска LBV-звезд может служить обзор [24], рис. 11, где показана кривая блеска для $\eta $ Car за период ее наблюдений между 1600 и 2000 г.

Как следует из данных ASAS-SN [25], за время наблюдений в последние 1200 ночей Schulte 12 не испытывала значительных изменений блеска относительно среднего значения $V = {{11.6}^{m}}$. Более ранние фотометрические сведения за последнее десятилетие XX века, с переменностью того же уровня, приведены в статье [5]. Строгая периодичность на долговременных рядах фотометрических данных для Schulte 12 пока не выявлена. Наблюдаемая иррегулярная нестабильность блеска Schulte 12 на уровне 0.1m подобна микропеременности у LBV-звезд [26], и может быть объяснена проявлением нестабильности ветра. Отсутствие эрупций, свойственных LBV, может указывать на пребывание Schulte 12 в “спящем” состоянии. Такой неактивный период в жизни LBV может быть долгим, например, гигантская эрупция у LBV-кандидата P Cyg состоялась около 1600 г. Наличие мощной околозвездной оболочки Schulte 12 свидетельствует о том, что и эта звезда уже проходила эпизоды с большой потерей вещества.

Используя измерения эквивалентных ширин DIBs в наших спектрах Schulte 12 и калибровки [21], мы оценили средний избыток цвета: $E(B - V)$ = $1.74 \pm {{0.03}^{m}}$. Применяя стандартное отношение поглощения к избытку цвета, R = 3.1, получили межзвездное поглощение для Schulte 12: ${{A}_{{\text{v}}}}({\text{DIBs}}) \approx {{5.6}^{m}}$. Таким образом, приходим к выводу о том, что около половины экстремального поглощения Schulte 12 обусловлено существованием мощной околозвездной оболочки.

Важнейшим физическим параметром для LBV-кандидата является значение абсолютной светимости. Проблема чрезвычайно высокой светимости Schulte 12 рассмотрена многими авторами. Прежде всего отметим уже упомянутую работу [5], авторы которой провели моделирование фотометрических (от UV до радиодиапазона) и спектральных данных для Schulte 12 и получили экстремальные значения ее параметров: абсолютная звездная величина ${{{\text{M}}}_{{\text{v}}}} \approx - {{9.85}^{m}}$, светимость $\lg (L{\text{/}}{{L}_{ \odot }}) = 6.28$ и масса $M{\text{/}}{{M}_{ \odot }} \approx 110$. В итоге авторы [5] пришли к выводу о невозможности в рамках имеющихся представлений фиксировать эволюционный статус для столь массивного и холодного гипергиганта.

В сводке физических параметров для выборки LBV и LBV-кандидатов авторы [8] приводят для Schulte 12 два значения светимости: первое значение $\lg (L{\text{/}}{{L}_{ \odot }})$ = 6.1–6.3 на основе параллакса Gaia EDR3, и второе, на основе данных Gaia DR2 согласно Смиту и др. [27], существенно ниже: в интервале 5.7–5.9. Наша оценка светимости, полученная на основе расстояния из каталога [22] на основе Gaia EDR3, современных значений эффективной температуры ${{T}_{{{\text{eff}}}}} = 13.7$ кK [5] и полного поглощения ${{A}_{{\text{v}}}} \approx {{10}^{m}}$ [10] еще ниже: $\lg (L{\text{/}}{{L}_{ \odot }}) \approx 5.5$. Итак, совокупность параметров Schulte 12 приводит к ее нормальному положению на диаграмме Герцшпрунга–Рассела. Для иллюстрации этого важнейшего вывода можно использовать, например, диаграмму для массивных проэволюционировавших звезд в обзоре [28]).

Одним из наших новых результатов является фиксация скорости расширения околозвездной газовой среды. Самая коротковолновая абсорбция профиля Na I D-линий, положение которой ${{V}_{r}} = - 32.0 \pm 0.4$ км/с не меняется от даты к дате наблюдений, вероятно, формируется в околозвездной оболочке. Учитывая принятое значение системной скорости ${{V}_{{{\text{sys}}}}} = - 21.7 \pm 1.3$ км/с, можем оценить значение скорости расширения оболочки: ${{V}_{{{\text{exp}}}}} \approx 10$ км/с. Можно предположить, что следующий, стабильный компонент, ${{V}_{r}} \approx $ ≈ ‒16 км/с, также формируется в околозвездной среде Schulte 12.

За счет многократных наблюдений нами зафиксирована переменность эмиссионного профиля Hα, причина которой пока остается неясной. Аналогичные изменения профиля Hα зарегистрированы авторами [5] в спектрах Schulte 12 в 1998, 2000, 2008 г. Для объяснения переменности формы профиля эти авторы предположили, что сложный профиль Hα может быть обусловлен наличием дополнительной небулярной эмиссии, смещенной в коротковолновую область. Однако они подчеркнули, что принятие такого решения в настоящее время представляется преждевременным, поскольку в спектре Schulte 12 отсутствуют ожидаемые линии, прежде всего запрещенные эмиссии [N II], [S II], характерные для спектров туманностей.

Обнаруженная переменность профилей абсорбций He I, Si II обусловлена влиянием ветра. Здесь следует отметить, что эта переменность профилей He I $\lambda $ 5876, Si II $\lambda $ 6347 Å вносит дополнительный вклад в величину переменности скорости Schulte 12, обнаруженную авторами [8].

Важным итогом нашей работы считаем надежное выявление переменности лучевой скорости: по спектрам для 10 дат наблюдений амплитуда ее переменности составляет $\Delta {{V}_{r}} \approx 8$ км/с относительно среднего значения скорости ${{V}_{r}} = - 15.6 \pm 2.6$ км/с, что указывает на наличие компаньона в системе Schulte 12. Доказательство присутствия компаньона у Schulte 12 долгое время является принципиальным моментом в решении проблемы ее экстремально высокой светимости при столь низком значении эффективной температуры. Это нестандартное сочетание параметров приводит к уклонению положения звезды на Г-Р диаграмме от теоретической изохроны для членов ассоциации Cyg OB2 (см. [5], рис. 14). Напомним, что Марьева и др. [10] обнаружили компаньон у Schulte 12 методом спекл-интерферометрии на 6-м телескопе и оценили величину орбитального периода в двойной системе в диапазоне 100–200 лет. Анализируя рентгеновский спектр Schulte 12, авторы [9] также пришли к выводу о присутствии O-компаньона и указали его наличие причиной столкновения ветров в двойной системе и возникновения рентгеновского излучения. Авторы современного обзора [29] сделали более общий вывод, что двойственность масссивной звезды может быть верным указанием на то, что звезда наблюдается на пути к стадии LBV.

Поиск компаньонов является актуальной задачей в понимании природы звезд с экстремальными значениями массы и светимости, что хорошо иллюстрируют недавние спекл-наблюдения звезд в ядре скопления R136 [30]. Эти наблюдения на телескопе Gemini позволили, в частности, разрешить на компоненты R136a1 – самую массивную из известных звезд. Результаты авторов [30] в полтора-два раза понизили оценки массы звезд в ядре R136.

Для подтверждения наших результатов и для оценки параметров двойной системы необходимо длительное продолжение спектрального мониторинга Schulte 12 с высоким спектральным разрешением и высоким отношением сигнала к шуму, который обеспечит необходимый ряд однородных кинематических данных. Новые спектральные наблюдения послужат основой для моделирования профилей характерных деталей в спектре Schulte 12 и изучения поведения их параметров со временем.

Список литературы

  1. D. H. Schulte, Astrophys. J. 128, 41 (1958).

  2. P. Massey and A. B. Thompson, Astron. J. 101, 1408 (1991).

  3. D. C. Kiminki, H. A. Kobulnicky, K. Kinemuchi, J. S. Irwin, et al., Astrophys. J. 664, 1102 (2007).

  4. R. M. Humphreys, Astrophys. J. Suppl. 38, 309 (1978).

  5. J. S. Clark, F. Najarro, I. Negueruela, B. W. Ritchie, M. A. Urbaneja, and I. D. Howarth, Astron. and Astrophys. 541, id. A145 (2012).

  6. Y. Nazé, G. Rauw, S. Czesla, L. Mahy, and F. Campos, Astron. and Astrophys. 627, id. A99 (2019).

  7. Е. Л. Ченцов, В. Г. Клочкова, В. Е. Панчук, М. В. Юш-кин, Д. С. Насонов, Астрон. журн. 90, 576 (2013).

  8. L. Mahy, C. Lanthermann, D. Hitsemékers, J. Kluska, et al., Astron. and Astrophys. 657, id. A4 (2022).

  9. L. M. Oskinova, D. P. Huenemoerder, W.-R. Hamann, T. Shenar, A. A. C. Sander, R. Ignace, H. Todt, and R. Hainich, Astrophys. J. 845, id. 39 (2017).

  10. O. V. Maryeva, E. L. Chentsov, V. P. Goranskij, V. V. Dyachenko, S.V. Karpov, E. V. Malogolovets, and D. A. Rastegaev, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 458, 491 (2016).

  11. В. Г. Клочкова, Е. Л. Ченцов, Астрон. журн. 81(12), 1104 (2004).

  12. В. Е. Панчук, В. Г. Клочкова, М. В. Юшкин, Астрон. журн. 94, 808 (2017).

  13. V. E. Panchuk, I. D. Najdenov, V. G. Klochkova, A. B. Ivanchik, S. V. Yermakov, and V. A. Murzin, Bull. Spec. Astrophys. Observ. 44, 127 (1997).

  14. М. В. Юшкин, В. Г. Клочкова, Препринт Спец. Астрофиз. Обсерв. № 206 (2005).

  15. E. L. Chentsov and A. N. Sarkisyan, Astrophys. Bull. 62, 257 (2007).

  16. E. L. Chentsov, S. V. Ermakov, V. G. Klochkova, V. E. Pan-chuk, K. S. Bjorkman, and A. S. Miroshnichenko, Astron. and Astrophys. 397, 1035 (2003).

  17. A. S. Miroshnichenko, Y. Fremat, L. Houziaux, Y. Andrillat, E. L. Chentsov, and V. G. Klochkova, Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. 131, 469 (1998).

  18. A. Frasca, A. S. Miroshnichenko, C. Rossi, M. Friedjung, E. Marilli, G. Muratorio, and I. Busà, Astron. and Astrophys. 585, id. A60 (2016).

  19. W. W. Morgan, H. L. Johnson, and N. G. Roman, Publ. Astron. Soc. Pacific 66, 85 (1954).

  20. J. Kos and T. Zwitter, Astrophys. J. 774, id. 72 (2013).

  21. R. Luna, N. L. J. Cox, M. A. Satorre, D. A. García Hernández, O. Suárez, and P. García Lario, Astron. and Astrophys. 480(1), 133 (2008).

  22. C. A. L. Bailer-Jones, J. Rybizki, M. Fouesneau, M. Dem-leitner, and R. Andrae, Astron. J. 161(3), id. 147 (2021).

  23. E. L. Chentsov, Astrophys. Bull. 76(3), 286 (2021).

  24. A. M. van Genderen, Astron. and Astrophys. 366, 508 (2001).

  25. C. S. Kochanek, B. J. Shappee, K. Z. Stanek, T. W.-S. Ho-loien, et al., Publ. Astron. Soc. Pacific 129(980), 104502 (2017).

  26. H. J. G. L. M. Lamers, M. V. Bastiaanse, C. Aerts, and H. W. W. Spoon, Astron. and Astrophys. 335, 605 (1998).

  27. N. Smith, M. Aghakhanloo, J. W. Murphy, M. R. Drout, K. G. Stassun, and J. H Groh, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 488, 1760 (2019).

  28. M. Kraus and A. F. Torres, in Pulsations Along Stellar evolution, Workshop Series of the Asociacion Argentina de Astronomia 12, 234 (2021).

  29. K. Weis and D. J. Bomans, Galaxies 8(1), 20 (2020).

  30. V. M. Kalari, E. P. Horch, R. Salinas, J. S. Vink, M. Andersen, J. M. Bestenlehner, and M. Rubio, Astrophys. J. 935, id. 162 (2022).

Дополнительные материалы отсутствуют.

Инструменты

следующая статья выпуска предыдущая статья выпуска содержание выпуска

Астрономический журнал

Архивы выпусков Информация о журнале Отправить рукопись в журнал