Астрономический журнал, 2022, T. 99, № 5, стр. 428-440

1. ВВЕДЕНИЕ

Результаты миссии телескопа IRAS открыли для астрономов небо в инфракрасных лучах. В частности, на высоких широтах Галактики были выделены ИК-источники, впоследствии отождествленные со звездами высокой светимости, в основном на эволюционной стадии после асимптотической ветви гигантов (post-AGB) [1–4]. После оптического отождествления первых IRAS-источников начался бум в исследовании этих объектов. Результаты первого десятилетия представлены в известном обзоре Квока [5]. Часть post-AGB сверхгигантов доступна спектроскопии с высоким спектральным разрешением, обзоры этих исследований, выполненных на 6‑метровом телескопе, опубликованы Клочковой [6–8].

На стадии post-AGB наблюдаются далеко проэволюционировавшие звезды с исходными массами в интервале $2{\kern 1pt} - {\kern 1pt} 8{\kern 1pt} {{M}_{ \odot }}$. Согласно Блекеру [9], на предшествующей эволюционной стадии AGB эти звезды наблюдаются в виде красных сверхгигантов с эффективной температурой ${{T}_{{{\text{eff}}}}} \approx 3000{\kern 1pt} - {\kern 1pt} 4500$ K. AGB-стадия для звезд указанных выше масс является заключительной фазой с нуклеосинтезом в звездных ядрах. Интерес к AGB-звездам и к их ближайшим потомкам обусловлен, в частности, и тем, что именно в недрах этих звезд, находящихся на кратковременной эволюционной стадии, имеются физические условия для синтеза ядер тяжелых металлов и выноса наработанных продуктов ядерных реакций в звездную атмосферу и далее, в околозвездную и межзвездную среду. Вследствие этих процессов AGB-звезды с исходными массами ниже $3{\kern 1pt} - {\kern 1pt} 4{\kern 1pt} {{M}_{ \odot }}$ являются основными поставщиками (свыше 50%) всех элементов тяжелее железа, синтезированных за счет s-процесса, суть которого состоит в медленной (по сравнению с $\beta $-распадом) нейтронизации ядер. Детали эволюции звезд вблизи AGB и результаты современных расчетов синтеза и выноса элементов приведены в статьях [10–12].

В последние десятилетия среди post-AGB звезд выделена подгруппа горячих сверхгигантов, зачастую с эмиссиями в спектрах, классифицированных как звезды на стадии после AGB, приближающиеся к фазе планетарной туманности. Хорошим примером является высокоширотная горячая звезда SAO 244567 (${{T}_{{{\text{eff}}}}} \geqslant 35\,000$ K), для которой Партасарати и др. [13] за счет сравнения спектров, разделеннных во времени на 50 лет, сделали вывод о ее быстром приближении к фазе молодой планетарной туманности.

Предметом данной статьи является горячий сверхгигант LS III +52°24, ассоциированный с инфракрасным источником IRAS 22023+5249. Эта звезда фигурирует среди звезд с эмиссией в H$\alpha $ в ранних исследованиях, к примеру, в списке объектов в работе [14]. В базе данных SIMBAD для звезды приведен спектральный класс Be. Суарез и др. [15], исследуя обширную выборку звезд с избытками ИК-потока, отнесли IRAS 22023+5249 к объектам на переходе к планетарной туманности. Основные особенности оптического спектра LS III +52°24 к настоящему времени хорошо известны. Саркар и др. [16] по спектру высокого разрешения определили фундаментальные параметры звезды и особенности химического состава ее атмосферы. Получив большое значение лучевой скорости по абсорбциооным линиям, ${{V}_{ \odot }} = - 148.31 \pm 0.60$ км/с, эти авторы пришли к заключению о том, что LS III +52°24 – это звезда типа O-rich post-AGB. Архипова и др. [17] обнаружили быструю (от ночи к ночи) переменность блеска в полосах $UBV$ с амплитудой переменности $\Delta V{{ = 0.35}^{m}}$. Эти авторы обнаружили корреляцию между блеском звезды и интенсивностью линий HI, HeI, [NII], [SII] и др., а также отметили усиление за 20 лет эквивалентных ширин небулярных эмиссий [NII] и [SII].

В данной статье мы представляем результаты анализа оптических спектров LS III +52°24, полученных на 6-м телескопе БТА в 2010–2021 гг. Основная цель нашей работы – поиск переменности профилей спектральных деталей и поведение картины лучевых скоростей со временем. В разделе 2 кратко описаны методы наблюдений и анализа данных. В разделе 3 приведены результаты в сопоставлении с опубликованными ранее, и в разделе 4 обсуждаются полученные результаты и даны основные выводы.

2. НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЙ МАТЕРИАЛ И ЕГО ОБРАБОТКА

Спектры LS III +52°24 получены с эшельным спектрографом НЭС [18], стационарно расположенным в фокусе Нэсмита 6-метрового телескопа БТА. Моменты наблюдений звезды указаны в табл. 1. Эшельный спектрограф НЭС оснащен крупноформатной ПЗС-матрицей форматом $4608 \times 2048$ элементов с размером элемента $0.0135 \times 0.0135$ мм, шум считывания 1.8 e^–. Зарегистрированный спектральный диапазон составляет $\Delta \lambda = 470{\kern 1pt} - {\kern 1pt} 778$ нм. Для уменьшения световых потерь без потери спектрального разрешения спектрограф НЭС снабжен резателем изображения на три среза. Каждый спектральный порядок на двумерном изображении спектра повторяется трижды со смещением поперек дисперсии эшелле-решетки. Спектральное разрешение составляет $\lambda {\text{/}}\Delta \lambda \geqslant 60\,000$, отношение сигнала к уровню шумов вдоль эшельного порядка в спектрах LS III +52°24 меняется от 40 до 60.

Экстракция одномерных данных из двумерных эшелле-спектров выполнена с помощью модифицированного (с учетом особенностей эшелле-кадров используемого спектрографа) контекста ECHELLE комплекса программ MIDAS. Детали процедуры описаны Юшкиным и Клочковой [19]. Удаление следов космических частиц проводилось медианным усреднением двух спектров, полученных последовательно один за другим. Калибровка по длинам волн осуществлялась по спектрам Th–Ar лампы с полым катодом. Вся дальнейшая обработка, включающая фотометрические и позиционные измерения, выполнена с помощью современной версии программы DECH20t, разработанной Г. Галазутдиновым. Систематические ошибки измерения гелиоцентричеких скоростей ${{V}_{ \odot }}$, оцененные по резким межзвездным компонентам NaI и теллурическим линиям, не превышают 0.25 км/с (по одной линии), случайные ошибки для неглубоких абсорбций $ \approx \,0.5$ км/с – среднее значение на одну линию. Для усредненных величин ${{V}_{ \odot }}$ в табл. 1 ошибки 0.06–0.3 км/с в зависимости от числа измеренных линий. Отождествление деталей в спектре LS III +52°24 мы проводили, используя данные Клочковой и др. [20] из спектрального атласа для горячей post-AGB звезды, ассоциированной с ИК-источником IRAS 01005 + 7910. Кроме того, мы привлекли результаты отождествления деталей в спектрах родственных объектов из работ Саркара и др. [21, 16 ]. Для уточнения отдельных сведений для спектральных линий мы также использовали данные из базы VALD [22, 23].

3. ПОЛУЧЕННЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ

3.1. Переменность оптического спектра LS III +52°24 и картины лучевых скоростей

Основные особенности оптического спектра горячих post-AGB звезд в настоящее время достаточно хорошо известны. Сошлемся на результаты спектроскопии высокого разрешения, опубликованные Гарсио-Ларио и др. [24], Клочковой и др. [20], Саркаром и др. [21, 16 ], Мелло и др. [25], Иконниковой и др. [26]. Оптический спектр LS III +52°24 – это композиция спектра горячего сверхгиганта и богатого эмиссиями спектра околозвездной туманности. В спектрах содержатся эмиссии трех типов: эмиссионный компонент комплексных линий нейтрального водорода и гелия, многочисленные симметричные разрешенные (OI, SiIII, AlIII, CII, FeI, FeII, FeIII) и запрещенные эмиссии низкого возбуждения ([NII], [OI], [SII]). Появление запрещенных эмиссий [NII], [SII] указывает на приближение к фазе планетарной туманности. Профили каждого из этих типов линий представлены на рис. 1$ - $4.

Рис. 1.

Профиль H$\alpha $ в координатах “Лучевая скорость – относительная интенсивность” в спектрах LS III +52°24, полученных 27.09.2010 (красная линия), 07.12.2019 (зеленая линия), 29.08.2020 (синяя линия), 26.10.2020 (черная линия). Здесь и далее положение штриховой вертикали совпадает с принятым значением системной скорости ${{V}_{{{\text{sys}}}}} = $ ‒149.6 км/с.

Все запрещенные эмиссии [NII] спектре имеют наиболее простой симметричный профиль – это узкая гауссиана полушириной около ≈10 км/с. Профили запрещенных эмиссий кислорода сложнее. Как следует из рис. 4, склоны профиля эмиссии [OI] 6300 Å почти вертикальны и отстоят примерно на $ \pm 20$ км/с от центра профиля. Полуширина профиля этой же эмиссии, но теллурической природы, многократно ниже ≈3 км/с. Представленные на рис. 4 профили эмиссии [OI] 6300 Å для 3 моментов наблюдений позволяют отметить наличие переменности этой линии, что может отражать сложную структуру газовой оболочки звезды.

В табл. 1 приведены результаты измерений гелиоцентрической лучевой скорости ${{V}_{ \odot }}$ в спектрах LS III +52°24 по положениям выборок линий различного типа: абсорбции, симметричные запрещенные и разрешенные эмиссии, эмиссионные и абсорбционные компоненты H$\alpha $ и линий HeI. В скобках указано число использованных при усреднении деталей. Как следует из данных таблицы, скорость по выборке симметричных эмиссий, формирующихся в газовой оболочке сверхгиганта, не изменяется для всех дат наблюдений. Постоянство этой величины позволяет принять ее среднее значение в качестве системной скорости LS III +52°24: ${{V}_{{{\text{sys}}}}} = - 149.6$ км/с.

Многократные наблюдения на большом временном промежутке привели нас к обнаружению переменности положений чистых абсорбций ионов. Как следует из данных во 2-м столбце таблицы, усредненная скорость по выборке абсорбций ионов OII, NII меняется в интервале значений от ${{V}_{ \odot }} = - 127.2$ до $ - 178.3$ км/с, что является проявлением нестабильности в глубоких слоях атмосферы звезды. Эта переменность может быть обусловлена наличием пульсаций в протяженной атмосфере сверхгиганта или же присутствием компаньона в системе.

Переменность интенсивности линий H$\alpha $ и HeI была обнаружена ранее Архиповой и др. [17] по спектрам с низким разрешением. Наши наблюдения позволяют детализировать этот результат. Представленный на рис. 1 профиль линии H$\alpha $ в координатах “Относительная интенсивность” – “Лучевая скорость” для всех моментов наблюдений содержит мощную эмиссию. Подчеркнем, что LS III +52°24 – это рекордсмен по мощности эмиссии в H$\alpha $: как следует из рис. 1, интенсивность эмиссии H$\alpha $ по отношению к локальному континууму достигает значений $I{\text{/}}{{I}_{{{\text{cont}}}}} \geqslant 70{\kern 1pt} - {\kern 1pt} 78$. Положение этой эмиссии не изменяется со временем и совпадает с принятым нами значением системной скорости ${{V}_{{{\text{sys}}}}} = - 149.6$ км/с. Переменность интенсивности эмиссии в H$\alpha $ свидетельствует о переменности мощности звездного ветра и неоднородности газовой оболочки звезды.

Рисунок 2, где представлен нижний фрагмент профиля H$\alpha $, иллюстрирует смещение положения абсорбционного компонента и изменение глубины этой ветровой детали, формирующейся в верхних слоях истекающей атмосферы у основания звездного ветра. Из данных в 4-м столбце табл. 1 интервал переменности положения ветровой абсорбции составляет от ${{V}_{ \odot }} = - 270$ до $ - 290$ км/с. Терминальная скорость достигает величины ${{V}_{ \odot }} = - 300$ км/с. На фрагменте профиля H$\alpha $, показанном на рис. 2, хорошо заметно присутствие переменного дополнительного эмиссионного компонента в длинноволновом крыле профиля H$\alpha $.

Рис. 2.

То же, что и на рис. 1, для нижней части профиля H$\alpha $.

От даты к дате в спектре LS III +52°24 наблюдается и существенная переменность линий нейтрального гелия c профилями типа P Cyg. Для иллюстрации этого явления на рис. 3 сопоставлены профили линии HeI 6678 Å в спектрах за три момента наблюдений. Здесь хорошо видны переменность интенсивности и положения эмиссионного и абсорбционного компонентов. При этом терминальная скорость достигает тех же значений, что на профиле H$\alpha $. Дополнительно, на рис. 5, представлены профили двух линий HeI 6678 и 7065 Å для двух дат наших наблюдений: 17.12.2019 и 29.08.2020. Здесь наиболее интересная и новая деталь – усиление ветровой абсорбции у HeI 6678 Å, в это же время, в августе 2020 г. у линии HeI 7065 Å такого рода ветровая абсорбция впервые сформировалась.

Рис. 3.

То же, что и на рис. 1, для линии He I 6678 Å.

Рис. 4.

Профиль линии [OI] 6300 Å в спектрах LS III +52°24, полученных 27.09.2010 (красная линия), 07.12.2019 (зеленая линия), 29.07.2021 (черная линия). Узкие эмиссии на этом фрагменте – теллурическая линия [OI] 6300 Å.

Рис. 5.

Переменность профилей линий HeI 6678 (синии линии) и HeI 7065 Å (черные линии) в спектрах LS III +52°24, полученных 07.12.2019 (тонкие линии) и 29.08.2020 (жирные линии).

Кроме того, в спектре LS III +52°24 зафиксирована редко встречающаяся особенность – значительная переменность профиля инфракрасного триплета кислорода, OI 7775 Å, что иллюстрирует рис. 6, где сопоставлены профили триплета для двух моментов наблюдений. Эта особенность, наряду с эмиссионными компонентами на профиле D-линий NaI, была вскользь упомянута в статье Мелло и др. [25], посвященной спектроскопии горячих post-AGB звезд. Кроме того, в статье Архиповой и др. [17, табл. 8] для триплета кислорода указаны два значения суммарной эквивалентной ширины эмиссии OI 7775 Å, что также свидетельствует о переменности профиля триплета.

Рис. 6.

Профиль триплета OI 7775 Å в спектрах LS III +52°24, полученных 29.08.2020 (синяя линия) и 26.10.2020 (черная линия).

Отметим также, что запрещенные эмиссии [SII] 6717 и 6731 Å систематически, примерно на $ - 20$ км/с, сдвинуты в коротковолновую область относительно других запрещенных эмиссий. Эта особенность, обусловленная стратификацией газовой оболочки, сохраняется в наших спектрах от даты к дате. Ранее она была уже отмечена Саркаром и др. [16] и для спектра за 2001 г.

3.2. Расстояние до звезды и ее светимость

Параллакс LS III +52°24 из каталога Gaia EDR3, измеренный с высокой точностью, $\pi = $ $ = 0.17313 \pm 0.018$ mas, приводит к большой величине расстояния до звезды: $d = 5.84 \pm 0.6$ кпк. В базе данных SIMBAD приведен параллакс из Gaia DR2, имеющий слишком низкую точность, $\pi = 0.0804 \pm 0.0524$ mas. В работе [27] приведены уточненный на основе моделирования данных Gaia DR3 параллакс $\pi = 0.19$ mas и соответствующее ему расстояние $d = 5.34$ кпк.

Значительная удаленность звезды подтверждается и наличием в структуре профиля D-линий дублета NaI межзвездных компонентов, не принадлежащих Местному рукаву. Многокомпонентный профиль линии дублета NaI 5889 Å для двух моментов наблюдений показан на рис. 7. Здесь цифрами отмечены компоненты, формирующиеся в разных слоях околозвездной и межзвездной среды. Короткими вертикальными линиями на этом рисунке указаны положения двух межзвездных компонентов линии KI 7696 Å. Абсорбционные компоненты “3–7” в интервале скоростей от ${{V}_{ \odot }} = - 10.4$ до $ - 56.1$ км/с имеют межзвездное происхождение. Эмиссия “2” формируется в околозвездной газовой среде, ее положение ${{V}_{ \odot }} \approx - 150.2$ км/с согласуется с системной скоростью. Абсорбционные компоненты профилей линий дублета NaI ${{V}_{ \odot }} = - 10$ до $ - 72$ км/с бы-ли зарегистрированы ранее Клочковой и др. [28] в спектре центральной звезды родственного объекта IRAS 01005+7910, расположенного выше галактической плоскости (его широта $b = + 16.6^\circ $).

Рис. 7.

Многокомпонентный профиль линии NaI 5889 Å в спектрах LS III +52°24, полученных 29.08.2020 (черная линия) и 26.10.2020 (красная линия). Две вертикальные черты соответствуют скоростям межзвездных компонентов линии KI 7696 Å.

Коротковолновая абсорбция “1”, положение которой, ${{V}_{ \odot }} = - 170$ км/с, не меняется от даты к дате наблюдений, вероятно, возникает в околозвездной оболочке, расширяющейся со скоростью около ${{V}_{{{\text{exp}}}}} = - 20$ км/с. Эта оценка скорости расширения оболочки не противоречит значениям этого параметра из статьи Саркара и др. [16], который оценил скорость расширения исходя из ширин запрещенных линий [NII], [SII]. Скорость расширения по профилям запрещенных линий [OI] 6300 и 6363 Å существенно превышает этот параметр, что мы видим и на основе наших наблюдений. Приведенный на рис. 4 профиль линии [OI] 6300 Å по ширине профиля шире и, возможно, структурирован.

Заметим, что межзвездный компонент ${{V}_{ \odot }} \approx $ $ \approx - 12$ км/с, формирующийся в Местном рукаве Галактики, был обнаружен ранее Клочковой и др. [29] и в спектре post-AGB звезды V448 Lac (= IRAS 22223+4327). Эта звезда имеет близкие к LS III +52°24 галактические координаты, но бóльшее значение параллакса, $\pi = 0.2375 \pm 0.0670$ mas, который соответствует расстоянию около 4.2 кпк, что согласуется с оценкой удаленности на основе системной скорости V448 Lac по данным радионаблюдений.

Средняя скорость по отождествленным в имеющихся спектрах LS III +52°24 диффузным межзвездным полосам (DIBs), ${{V}_{ \odot }}{\text{(DIBs)}} = - 16.0 \pm $ $ \pm \;0.2$ км/с, согласуется со скоростью по межзвездным компонентам NaI и KI. Для оценки межзвездного поглощения мы использовали эквивалентные ширины ${{W}_{\lambda }}$ доступных в наших спектрах DIBs и соотношения между избытком цвета, $E(B - V)$, и ${{W}_{\lambda }}$ согласно калибровкам Коса и Цвиттера [30]. В табл. 2 приведены усредненные по нашим спектрам значения ${{W}_{\lambda }}$, а в последнем столбце соответствующие избытки цвета. Для двух линий, отсутствующих в публикации Коса и Цвиттера [30], выделенные курсивом значения $E(B - V)$ мы получили с использованием калибровочных зависимостей Луна и др. [31]. Среднее по восьми DIBs значение $E(B - V{{) = 0.33}^{m}}$. Эта оценка покраснения хорошо согласуется с картиной межзвездного покраснения из работы Грина и др. [32] вблизи плоскости Галактики в направлении рукава Scutum$ - $Crux.

Таблица 2.  

Эквивалентные ширины DIBs в спектре LS III +52°24

$\lambda $, Å	${{W}_{\lambda }}$, mÅ	$E(B - V)$, mag
5780.48	334	0.56
5797.06	58	0.29
6195.98	22	0.33
6283.84	496	0.55
6379.32	17	0.15
6613.62	62	0.24
6660.71	19	0.40
7224.03	132	0.53

Примечание. В 3-м столбце указаны соответствующие избытки цвета, полученные с использованием калибровок Коса и Цвиттера [30], курсивом выделены значения согласно калибровкам Луна и др. [31].

Полученная для LS III +52°24 оценка покраснения $E(B - V)$ в два раза ниже этого параметра, $E(B - V{{) = 0.66}^{m}}$ из статьи Архиповой и др. [17]. Столь существенное различие обусловлено различием методов оценки покраснения. В нашем случае оценка сделана на основе измеренных в спектре эквивалентных ширин межзвездных полос, а в работе [17] покраснение определено путем сравнения наблюдаемых цветов $(U - B)$, $(B - V)$ с нормальными цветами стандартных сверхгигантов соответствующего спектрального класса. Таким образом, была получена оценка полного избытка цветов за счет суммарного поглощения в межзвездной среде и в околозвездной оболочке звезды. Столь значительное различие избытка цвета за счет межзвездного и полного поглощения является типичным свойством для post-AGB звезд, пример для выборки родственных post-AGB звезд в статье Гауба и др. [33].

Используя стандартное значение отношения величины полного поглощения к избытку цвета, R = 3.2, и избыток цвета согласно данным Архиповой и др. [17] получаем для LS III +52°24 полное поглощение ${{A}_{{\text{v}}}}{{ = 2.11}^{m}}$. Имея надежное значение расстояния до звезды ($d = 5.8$ кпк) и полное поглощение, а также используя значение эффективной температуры ${{T}_{{{\text{eff}}}}} = 24{\kern 1pt} 000$ K из работы [16] и соответствующую этой температуре болометрическую поправку B.C.$_{{\text{v}}}\; = - {{2.5}^{m}}$, можем оценить болометрическую звездную величину ${{M}_{{{\text{bol}}}}} = - {{5.9}^{m}}$ и светимость звезды $\lg L{\text{/}}{{L}_{ \odot }} = 4.27$. Светимость на основе параллакса из [27] несколько ниже: $\lg L{\text{/}}{{L}_{ \odot }} = 4.18$. С учетом неопределенности эффективной температуры в 1000 К в работе [16], приходим к среднему значению светимости $\lg L{\text{/}}{{L}_{ \odot }} = 4.2 \pm 0.3$.

Данные из статьи Партасарати и др. [34] указывают на то, что полученная нами светимость LS III +52°24 является типичной для post-AGB звезды. Необходимо учитывать, что Партасарати и др. [34] для оценки параметров для выборки post-AGB применили параллаксы звезд из Gaia DR2 и привели только нижнюю границу оценки светимости для LS III +52°24.

Следует отметить, что реальная светимость LS III +52°24 может быть несколько ниже, если учесть, что видимый блеск звезды усилен за счет присутствия в ее спектре мощных эмиссий. Полученная нами светимость $\lg L{\text{/}}{{L}_{ \odot }} = 4.2 \pm 0.3$ служит дополнительным указанием на то, что звезда не принадлежит к сверхгигантам с феноменом B[e], светимость которых существенно выше. По данным [35], для выборки сверхгигантов этого типа в Галактике средняя светимость составляет $\lg L{\text{/}}{{L}_{ \odot }} = 5.1 \pm 0.2$.

4. ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ И ВЫВОДЫ

Обнаруженная переменность абсорбционно-эмиссионных профилей HI и HeI линий в спектре LS III +52°24 свидетельствует о неоднородности и наличии структуры в ее околозвездной газовой среде. Эта неоднородность и отсутствие сферической симметрии зафиксированы также на изображениях IRAS 22023 + 5249 в ближнем ИК‑диапазоне, полученных Гледхиллом и Форде [36] с аппаратурой NIFS 8.2-м телескопа Gemini North. Спектр протяженной газовой оболочки содержит богатый спектр молекулярного водорода, эмиссии HI и HeI имеют профили типа P Cyg. Особенно информативно изображение в полосе Br$\gamma $, где, как подчеркивают авторы, присутствуют мощный центральный эмиссионный пик, дополнительная эллиптическая оболочка, а также яркие пятна и искривленные детали. Столь структурированная околозведная среда может также объяснить появление и переменность дополнительной эмиссии в длинноволновом крыле профиля H$\alpha $ на рис. 2.

Неожиданным свойством сверхгиганта LS III +52°24 является его высокая системная скорость, ${{V}_{{{\text{sys}}}}} = - 149.6 \pm 0.7$ км/с. Эта особенность является решающим доводом о принадлежности звезды к старому населению Галактики. Однако эта высокая скорость согласуется с большой удаленностью звезды, $d > 5.3$ кпк, полученной на основании ее достаточно надежного параллакса согласно данным Gaia DR3. Привлекая картографию лучевых скоростей в Галактике [37], можно видеть, что значение системной скорости для LS III +52°24 (галактические координаты $l \approx 100^\circ $, $b \approx - 2^\circ $) и ее большая удаленность хорошо сочетаются с принадлежностью звезды к пространству далее рукава Scutum$ - $Crux.

В семействе горячих post-AGB звезд имеются иные объекты с подобными большими скоростями. К примеру, Иконникова и др. [26] определили значительную гелиоцентрическую скорость ${{V}_{ \odot }} = - 124.2 \pm 0.4$ км/с для горячей post-AGB звезды LS 5112 (= IRAS 18379$ - $1707). Совокупность фундаментальных параметров и спектральных особенностей LS 5112, полученных Иконниковой и др. [26], поволяет рассматривать эту звезду в качестве ближайшего аналога LS III +52°24. Важным результатом этих авторов мы рассматриваем выявленный избыток гелия и CNO-элементов, что прямо указывает на стадию post-AGB и эффективность состоявшегося 3-го вычерпывания. К сожалению, нет возможности сопоставить поведение со временем спектральных особенностей LS 5112 и LS III +52°24, поскольку исследование спектра LS 5112 было проведено Иконниковой и др. [26] по единичному наблюдению. Родственным объектом является и горячая post‑AGB звезда LS II +34°26 = V886 Her (= IRAS 18062+2410), для которой Архипова и др. [38] выявили фотометрическую переменность той же амплитуды, отождествили множество запрещенных эмиссий, а также ветровые компоненты HeI. Ближайшим родственником этой звезды является горячий B-сверхгигант LS II +34°26 (=V1853 Cyg), в спектре которого Архипова и др. [39] отождествили множество оболочечных эмиссий и зафиксировали скорость системы около $ - 49 \pm 5$ км/с.

Как было отмечено во Введении, ранее Саркар и др. [16] детально исследовали оптический спектр высокого разрешения LS III +52°24. Эти авторы впервые определили ее фундаментальные параметры, особенности химического состава ее атмосферы, нашли высокую лучевую скорость по абсорбционным линиям, ${{V}_{ \odot }} = - 148.31 \pm 0.60$ км/с, и зафиксировали статус звезды как O-rich post-AGB. Но и в этой работе было использовано единичное наблюдение. По-видимому, в семействе горячих post-AGB звезд поведение оптического спектра от времени изучено на основе наблюдений с высоким спектральным разрешением к настоящему времени проведено лишь для IRAS 01005+7910 [20, 28], расположенного в Галактике несколько ближе согласно его надежному параллаксу $\pi = 0.2414 \pm 0.0176$ mas из Gaia DR3.

Отметим, что перечисленные особенности оптического спектра LS III +52°24 (мощные эмиссии линий HI, HeI с переменностью в профилях, наличие запрещенных эмиссий ионов легких металлов), а также положение вблизи плоскости Галактики (галактическая широта $b = - 1.96^\circ $) позволяют заподозрить принадлежность этой звезды к семейству сверхгигантов с феноменом B[e], принципиальные признаки спектров которых указаны Ламерсом и др. [40]. Хорошим примером сверхгиганта с феноменом B[e] может служить MWC 17 – удаленная на несколько килопарсек горячая звезда в системе источника IRAS 01441+ 6026 вблизи плоскости Галактики. Как показали Клочкова и Ченцов [41], оптический спектр MWC 17 содержит мощные эмиссии HI, насыщен интенсивными запрещенными и разрешенными эмиссиями металлов, при этом звездные абсорбции отсутствуют вовсе, за исключением межзвездных абсорбций D-линий NaI и DIBs. Однако полная совокупность имеющихся данных для LS III +52°24 (невысокая абсолютная светимость, особенности химического состава согласно данным [16] и высокая лучевая скорость) соответствует статусу горячей post-AGB звезды. Таким образом, спектр сверхгиганта LS III +52°24 служит примером проявления спектральной мимикрии сверхгигантов. Более подробно этот феномен был ранее рассмотрен Клочковой и Ченцовым [42].

Мощная эмиссия H$\alpha $ в спектре LS III +52°24 в 65–77 раз превышает уровень локального континуума. Столь мощная эмиссия в H$\alpha $ – уникальное явление для маломассивных сверхгигантов. Как следует из статей Клочковой и др. [20, 28], Архиповой и др. [38], Иконниковой и др. [26] в спектрах ближайших аналогов – горячих центральных post-AGB звезд в системах ИК-источников IRAS 01005 + 7910, IRAS 18062 + 241 и IRAS 18379–1707 – интенсивность эмиссии в H$\alpha $ на порядок ниже. Даже в спектрах сверхгигантов с B[e] феноменом эмиссия в H$\alpha $ также существенно ниже (см. примеры профилей в спектрах сверхгигантов с феноменом B[e] в публикациях [41, 43]). Столь мощную эмиссиию H$\alpha $ скорее можно видеть в спектрах звезд предельно высокой светимости, например, в спектрах LBV. Однако и в спектре звезды No 12 в ассоциации Cyg OB2 – известного кандидата в LBV – интенсивность H$\alpha $ многократно ниже наблюдаемой в спектре LS III +52°24, светимость которой гораздо ниже. По-видимому, это явление обусловлено значимостью вклада околозвездной газовой среды и имеет отношение к проблеме спектральной мимикрии сверхгигантов [42]. Отсутствие избытка потока в ближнем ИК-диапазоне и высокая системная скорость, ${{V}_{{{\text{sys}}}}} \approx - 150$ км/с, определенная нами, подтверждают вывод Саркара и др. [16] о принадлежности LS III +52°24 к типу маломассивных сверхгигантов на стадии post-AGB, приближающихся к фазе планетарной туманности.

Основными новыми результатами, полученными за счет многократных наблюдений B-сверхгиганта LS III +52°24 (= IRAS 22023 + 5249) с высоким спектральным разрешением в широком интервале длин волн в 2010–2021 гг., мы считаем следующие:

• надежная фиксация системной скорости LS III +52°24 по стационарным эмиссиям в ее спектре: ${{V}_{{{\text{sys}}}}} = - 149.6 \pm 0.7$ км/с;

• вывод о значительной удаленности звезды, $d \approx 5.3$ кпк;

• обнаружение переменности и стратификации скорости в протяженной атмосфере и в газовой оболочке. Положение ветровой абсорбции меняет положение в интервале от ${{V}_{ \odot }} = - 270$ до $ - 290$ км/с. Скорость ветра достигает 150 км/с;

• обнаружение переменности во времени лучевой скорости по положениям фотосферных абсорбций ионов NII, OII в интервале от ${{V}_{ \odot }} = - 127.2$ до $ - 178.3$ км/с, что указывает на присутствие компонента или пульсаций в атмосфере;

• обнаружение переменности профиля ИК-триплета кислорода OI 7775 Å, обусловленной появлением нестабильной эмиссии.

Очевидно, что для выяснения причины и определения параметров обнаруженной переменности лучевой скорости и профилей линий необходим дальнейший спектральный мониторинг LS III +52°24 с высоким спектральным разрешением.