Астрономический журнал, 2023, T. 100, № 12, стр. 1245-1258

1. ВВЕДЕНИЕ

Данная статья посвящена детальному изучению оптического спектра голубого сверхгиганта P Cyg (Sp B1–2 Ia–0ep). История поведения блеска звезды P Cyg в XVII–XVIII вв. после внезапного роста ее блеска на 3 звездные величины, зарегистрированного в начале 1600 гг., изложена в обширной публикации де Гроут [1]. Зафиксированный эпизод активного состояния в течение нескольких лет позволил впоследствии классифицировать P Cyg в качестве ближайшей к солнечной системе LBV-звезды. Понятие “Luminous Blue Variable” (и краткий термин LBV) было введено в 1984 г. [2]. Фотометрический мониторинг P Cyg в последующие 400 лет показывает, что в основном звезда пребывает в спокойном (спящем) состоянии.

Более подробно история фотометрического поведения первой исторически известной и ближайшей к нам LBV-звезды P Cyg, а также суммирование первых результатов спектроскопии этой звезды изложены Хэмфрис и Дэвидсоном [3], Изрельяном и де Гроотом [4]. Спектроскопия P Cyg стартовала спустя почти три столетия после гигантской вспышки 1600 г. Уже в 1895 г. Кэмпбелл [5] в своем обзоре, посвященном звездам, спектры которых содержат и яркие, и темные линии водорода, предлагает выделить в отдельный тип звезды, спектры которых содержат интенсивные эмиссии, сдвинутые в коротковолновую область абсорбции. Пулковский астроном А. Белопольский [6], получив в 1899 г. с призменным спектрографом спектры P Cyg в диапазоне длин от H$\gamma $ до H$\beta $ и отождествив ряд деталей, не обнаружил значимых изменений между спектрами, полученными в промежутке времени от 21 сентября до 1 октября 1899 г. Но уже в начале XX в. была отмечена переменность спектра P Cyg [7]. Позже Адамс и Меррилл [8] выявили вариации интенсивности и структуры абсорбций в спектре звезды.

Высокий темп потери массы и эруптивные события, обусловленные высоким отношением светимости звезд к их массе, приводят к формированию газовых туманностей в околозвездной среде массивных звезд. Вследствие этих процессов поверхность ряда подобных звезд скрыта, поэтому их наблюдаемые особенности (прежде всего – характер профилей специфических спектральных деталей и их переменность) в основном отражают проявление нестабильных процессов в оболочках. Авторы статьи [9] подчеркивают, что для звезд этого типа параметры не имеют отношения к звездной фотосфере и относятся к области ветра. Зачастую причудливый на первый взгляд спектр этих звезд является комплексным, формирующимся в околозвездной среде, и может вовсе не содержать деталей звездной атмосферы. Именно к этому типу спектров относится и спектр известной звезды P Cyg, для которой база данных SIMBAD среди основополагающих сведений содержит указание о наличии комплексной эмиссионной туманности, окружающей звезду.

Изучив выборку спектров P Cyg, полученных в 1942–1964 гг. на нескольких телескопах, де Гроут [1] получил данные о профилях линий и лучевых скоростях по основным спектральным деталям (H I, He I, C II, N II, Si II, S II, Fe II, Fe III и других ионов). Изучив переменность их коротковолновых абсорбционных компонентов, автор сделал вывод об их формировании в расширяющейся околозвездной среде. В этой же работе сделана оценка высокого темпа потери массы $2 \times {{10}^{{ - 4}}}{{M}_{ \odot }}$/год и указана пульсация как причина переменности блеска звезды. Наджаро и др. в более поздней работе [10], выполнив моделирование данных оптической и ИК спектроскопии, определили набор основных параметров P Cyg, рассчитали теоретические профили линий H I, He I, и значительно понизили темп потери вещества до $3 \times {{10}^{{ - 5}}}{{M}_{ \odot }}$/год.

Главные особенности оптического спектра P Cyg были выявлены в 1980-е годы по фотографическим спектрам: мощные эмиссии H I, He I с абсорбционными структурированными компонентами [11]. Спектральный атлас [11] создан на базе фотографических спектров с невысоким отношением сигнала к шуму (S/N). Широко цитируется и спектральный атлас [12, 13], основанный на эшелле-спектрах в широком интервале длин волн, зарегистрированных с помощью CCD-матрицы. Значимость этой работы обеспечена детальным отождествлением спектра P Cyg в широком диапазоне длин волн, около 500 нм. Анализ данных с умеренным разрешением (R = 12 000) позволил авторам работы [13] выявить переменность интенсивности эмиссий до 30% и лучевой скорости (30–50 км/с) на временной шкале в несколько месяцев. Важно отметить, что Шталь и др. не обнаружили четкой корреляции в поведении спектральных и фотометрических особенностей. Эти авторы не обнаружили и расщепления абсорбций, найденной ранее [14]. Отметим, что атлас [12] базируется на данных, которые для повышения S/N получены усреднением спектров, полученных в различные даты 1989–1991 гг. со спектрографами в нескольких обсерваториях. Для звезды с переменным спектром в ходе процедуры усреднения теряются некоторые сведения о поведении профилей линий и лучевых скоростей.

В настоящее время P Cyg – полноправный прототип горячих нестабильных звезд предельно высокой светимости (LBV). Показательно положение этой звезды на диаграмме Герцшпрунга–Рассела вблизи предела светимости в полосе нестабильности LBV-звезд (см., напр., информативный рисунок в обзоре [15], рис. 3). Основные параметры звезды приведены в работе [16] и сопоставлены с параметрами родственных LBV‑звезд и LBV-кандидатов в статье [17], табл. 1). Среди родственных LBV-звезд P Cyg стоит особняком благодаря двум факторам. Во-первых, наряду с $\eta $ Car, она принадлежит к двум звездам в нашей Галактике, для которых в прошлом были зафиксированы значительные изменения блеска. Во-вторых, P Cyg имеет оптический спектр, насыщенный интенсивными переменными эмиссионно-абсорбционными профилями H I, He I, N II, S II, Fe II и других ионов, что свидетельствует об истечении звездного вещества за счет переменного ветра. Эта особенность профилей послужила выделению широко известного теперь спектрального феномена – профиль типа P Cyg (или обратного P Cyg). Насыщенность спектра P Cyg эмиссиями различной природы требует для его изучения детальной спектроскопии. Отметим, что еще в ранней работе де Гроут [1] были введены в практику спектроскопии термины “профиль типа P Cygni” и звезды типа P Cyg. Позже Ламерс [18] расширил круг объектов с особенностями профилей типа P Cyg и ввел понятие “астрофизический феномен профилей типа P Cyg”. Совокупность наблюдаемых фотометрических и спектральных особенностей P Cyg представлена в статье [19]. Основой данной работы послужили уже упомянутые нами обширные наблюдения де Гроут [1]. Важным результатом работы [19] является вывод об отсутствии определенного периода изменений параметров: многолетние данные слабой фотометрической переменности указывают на возможный интервал значений периода от 0.5 дней до 18 лет.

К настоящему времени опубликовано несколько работ на основе спектров P Cyg, полученных в различные моменты времени, еще меньше спектральных данных высокого разрешения. Очевидна значимость работы [9], основанной на выборке спектров высокого разрешения (R = = 80 000) и высокого отношения сигнала к шуму, S/N, полученных в ночи 28.05–04.06.1999. Де Ягер и Израельян пришли к выводу о том, что есть два периода переменности: согласующийся с фотометрическим, равным 17.3^d, и длительный порядка 100^d. Очевидно, что наблюдения в течение недели недостаточны для изучения спектральной переменности. Как отметили де Ягер и Израельян [9], поиск переменности параметров такой звезды – очень хитрая задача (tricky task).

Именно отсутствие спектральных данных необходимого качества и объема послужило для нас стимулом к началу долговременной спектроскопии P Cyg для обеспечения поиска переменности профилей спектральных деталей и картины лучевых скоростей на основе однородных высококачественных спектральных данных. Эта задача потребует многократных и, возможно, многолетних наблюдений с высоким спектральным разрешением в широком интервале длин волн. В данной статье мы представляем результаты первого этапа работы, проведенной с целью уточнения отождествления деталей спектра, измерения лучевых скоростей и выявления переменности спектра на основе наблюдений P Cyg в 2021–2022 гг. В разделе 2 данной статьи кратко описаны методы наблюдений и анализа данных. В разделе 3 приведены полученные результаты, в разделах 4 и 5 приводим обсуждение наших результатов и их сопоставление с опубликованными ранее, и основные выводы.

2. ЭШЕЛЛЕ-СПЕКТРОСКОПИЯ НА БТА

Используемые в данной работе спектры получены нами с эшелле-спектрографом НЭС [20], стационарно расположенном в фокусе Нэсмита 6-м телескопа БТА. Даты наблюдений звезды приведены в табл. 1. Спектрограф оснащен матрицей ПЗС с числом элементов $4608 \times 2048$, размер элемента $0.0135 \times 0.0135$ мм; шум считывания $1.8{{e}^{ - }}$. Мониторинг P Cyg проводится в диапазоне длин волн $\Delta \lambda = 470{\kern 1pt} - {\kern 1pt} 778$ нм. Для уменьшения потерь потока на входной щели спектрограф НЭС снабжен резателем изображения звезды. С использованием резателя каждый спектральный порядок повторяется трижды. Спектральное разрешение НЭС $R = \lambda {\text{/}}\Delta \lambda \geqslant 60\,000$. В спектрах P Cyg отношение уровня сигнала к шуму, S/N, изменяется на несколько порядков, от уровня континуума до вершин сильнейших эмиссий. В континууме вблизи 5000 Å отношение ${\text{S/N}} = 300{\kern 1pt} - {\kern 1pt} 360$ для разных дат наблюдений. Экстракция одномерных спектров из двумерных эшелле-кадров выполнена с использованием модифицированного с учетом геометрии эшелле-кадра контекста E-CHELLE пакета MIDAS. Все детали процедуры описаны Юшкиным и Клочковой [21]. 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 DECH [22]. 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. Для усредненных значений скорости в табл. 1 ошибки среднего зависят от типа и количества измеренных линий.

Отождествление деталей в спектрах P Cyg мы выполнили, используя списки линий из статей, основанных на спектроскопии на БТА + НЭС родственных горячих звезд высокой светимости, включая и звезды с феноменом B[e] [23–26]. Кроме того, для отождествления ряда спектральных деталей мы дополнительно применили сведения из базы данных VALD (см. [27] и ссылки в этой публикации).

3. РЕЗУЛЬТАТЫ

3.1. Основные особенности спектра

Рисунки 1, 2 и 3 с фрагментами спектра P Cyg, полученного в 2021 г., характеризуют оптический спектр P Cyg как совокупность разнообразных эмиссий. Прежде всего – это линии нейтрального водорода и гелия с интенсивными профилями классического типа P Cyg. Все рисунки в тексте созданы на основе спектров P Cyg, полученных со спектрографом НЭС. На рис. 4 относительная интенсивность эмиссии H$\alpha $ составляет $I{\text{/}}{{I}_{{{\text{cont}}}}} \approx 14$ в 2021 г. и достигает значения $I{\text{/}}{{I}_{{{\text{cont}}}}} \geqslant 18$ в спектре 2022 г. Профили линий H I и He I в спектрах в различаюшиеся даты, приведенные на рис. 4 и 5, указывают на переменность интенсивности пиковых значений эмиссионной и абсорбционных компонентов. Как следует из табл. 1, положение эмиссионных компонентов линий H I и He I отличается и заметно изменяется со временем. Многократно выше различие положений абсорбционных компонентов: среднеквадратичное уклонение превышает 10 км/с для имеющихся дат. Очевидно, что доминирующий вклад в высокую дисперсию скоростей для ветровых абсорбций вносят не ошибки измерений, а реальная переменность этой скорости и наличие структуры у этих компонентов. Количественное исследование этой переменности будет выполнено в дальнейшем, по мере накопления необходимой коллекции спектров звезды. Из данных предпоследней строки табл. 1 следует постоянство положений эмиссий профилей типа P Cyg у других элементов (около трех десятков эмиссий ионов N II, C II, Si II, Al III, [Fe II]). Как следует из рис. 2, 3 и 6, пиковые эмиссии этого ряда линий также значительно превышают уровень континуума. Именно давление излучения, вызванного массой этих эмиссий в Бальмеровском и Лаймановском континууме, является причиной эффективного звездного ветра [18].

Рис. 1.

Фрагмент спектра P Cyg.

Рис. 2.

Фрагмент спектра P Cyg с набором интенсивных линий N II, имеющих профили типа P Cyg.

Рис. 3.

Фрагмент спектра P Cyg, содержащий, помимо эмиссий, несколько межзвездных полос DIBs.

Рис. 4.

Переменность профиля H$\alpha $ (левая панель) и H$\beta $ (правая панель) в спектрах P Cyg 26.10.2021 (черная линия) и 09.09.2022 (красная и синяя линии соответственно). На этом и последующих рисунках с профилями линий положение штриховой вертикальной прямой соответствует принятому значению системной скорости ${{V}_{{{\text{s}}ys}}} = - 34 \pm 1.4$ км/с. Здесь и на последующих рисунках с профилями линий по оси абсцисс указана гелиоцентрическая лучевая скорость ${{V}_{r}}$ в км/с.

Рис. 5.

Профиль двух линий He I спектрах P Cyg, полученных в 2021 (черная линия) и в 2022 г. (красная и синяя линии соответственно). Слева линия He I 4713 Å, справа – He I 7065 Å.

Рис. 6.

Переменность профиля одной из наиболее интенсивных линий N II 5666 Å в спектрах P Cyg, полученных 26.10.2021 (черная линия) и 09.09.2022 (синяя линия).

В самых ранних работах по спектроскопии P Cyg было отмечено наличие отдельных ветровых компонентов у абсорбций H I и He I, обусловленных рекуррентными сбросами вещества. Эти так называемые DACs (Diffuse Absorbtional Components) в ранних статьях Марковой именовалсь “splitting” [28]. Маркова отмечала наличие этого эффекта у линий H I и He I и ожидала расщепления даже у эмиссий Fe III. Интересно, что в атласе [13] отмечено полное отсутствие этого эффекта, по-видимому, из-за низкого спектрального разрешения. Наши наблюдательные данные позволяют надежно фиксировать до трех отдельных ветровых компонентов в интервале лучевых скоростей ${{V}_{r}} = - (140{\kern 1pt} - {\kern 1pt} 250)$ км/с лишь на профилях H$\alpha $ и H$\beta $, представленных на рис. 4. Эффект расщепления особенно отчетливо виден на профилях H$\beta $, где перепад интенсивности между пиковыми значениями эмиссии и ветровых абсорбций многократно меньше, чем у профилей H$\alpha $.

Подчеркнем отсутствие расщепления профилей у линий других элементов в спектрах P Cyg, что иллюстрирует, в чаcтности, рис. 2, где представлен фрагмент спектра P Cyg, содержащий набор интенсивных и неблендированных линий N II с профилями типа P Cyg, а также рис. 6 с переменным профилем одной из этих линий, N II 5666 Å, в спектрах разных дат наших наблюдений. В спектре P Cyg также отсутствуют типичные для туманностей запрещенные эмиссии [O I] 5577, 6300, 6363 Å, [O III] 4959 и 5007 Å. Нет и эмиссии He II 4686 Å, чье отсутствие в спектре P Cyg подчеркнул еще О. Струве [29], отождествивший в оптическом диапазоне множество линий N II, O II, Si III, S II, Fe II. В наших спектрах мы не нашли и запрещенные эмиссии [Ca II] 7291 и 7324 Å, которые в спектрах избранных звезд высокой светимости свидетельствуют о наличии околозвездного диска. Отличными примерами являются спектры звезд предельно высокой светимости MWC 314 [30] или гипергиганта V1302 Aql [24].

Мощные эмиссии H I и He I в спектре P Cyg сочетаются с множеством слабых эмиссий N II, C II, Si II, Si III, Fe II, Fe III и т. д., имеющих ветровой абсорбционный компонент. Эти разрешенные эмиссии на 30% совпадают с линиями из списка в работе [31]. Рисунок 2 хорошо представляет особенности этой выборки линий: интенсивность этих оболочечных эмиссий редко превышает 15–20% над уровнем локального континуума. В табл. 1 приведены средние скорости по положениям эмиссионных ${{V}_{r}}$(P Cyg other em) и абсорбционных ${{V}_{r}}$(P Cyg other abs) компонентов этих линий. Абсорбционный компонент этих линий сдвинут на расстояние менее $ - 100$ км/с. Особенности этого типа хорошо иллюстрирует рис. 6, где приведен профиль типичной для этой выборки и достаточно интенсивной линии N II 5666 Å.

Еще ниже интенсивность запрещенных эмиссий, среди которых наиболее заметна линия запрешенного азота [N II] 5755 Å (см. рис. 7). Эта эмиссия является важнейшим маркером, присутствие которой в спектре позволяет априори относить звезду высокой светимости к малочисленному семейству LBV-звезд. Запрещенная эмиссия [N II] 6583 Å, близкая по своей природе к эмиссии [N II] 5755 Å, отсутствует в спектре P Cyg или блендирована эмиссией C II 6582.9 Å.

Рис. 7.

Профиль запрещенной линии [N II] 5755 Å в спектрах P Cyg, полученных в 2021 г. (черная линия) и в 2022 г. (красная и синяя линии). Рисунок содержит также переменную запрешенную эмисссию [Fe II] 5746.96 Å. Оранжевой линией нанесен профиль слабой и широкой эмиссии [Fe II] 7155 Å.

3.2. Картина лучевых скоростей

Высокое отношение ${\text{S/N}} > 300$ в наших спектрах P Cyg позволило отождествить дополнительные детали по сравнению с фотографическим спектром в атласе [32]. Осложняющим фактором в детальном отождествлении эмиссионного спектра является низкая интенсивность разрешенных эмиссий ионов металлов, за исключением линий N II. Туманность в системе P Cyg относится к редко наблюдаемому пекулярному типу: Нота и др. [33] указали, что эта слабая сферическая [15] туманность состоит из отдельных сгустков (клампов) вещества с размером , распределенных вдоль оболочки диаметром около . Эта туманность отличается и крайне малой массой ионизованного газа, $0.00092{\kern 1pt} {{M}_{ \odot }}$ [34]. Малый объем газовой оболочки проявляется в совокупности слабых разрешенных и запрещенных эмиссий различной природы. Профили эмиссий, представленных на рис. 4, 5 и 8, демонстрируют большое различие значений интенсивности эмиссионных пиков и абсорбционных компонентов при совпадении интервала значений их лучевых скоростей.

Рис. 8.

Профили избранных линий в спектрах P Cyg, полученных 26.10.2021 г. (левая панель) и 09.09.2022 (правая панель): нижняя часть линии H$\alpha $ – тонкая черная линия, He I 7065 Å – красная линия, [N II] 5755 Å – жирная черная линия, Si II 5640 Å – синяя линия.

Запрещенные эмиссии. Рисунок 7 иллюстрирует постоянство положения запрещенной эмиссии [N II] 5755 Å, что позволяет принять значение лучевой скорости ${{V}_{r}}$(5755) в качестве системной скорости ${{V}_{{{\text{s}}ys}}} = - 34 \pm 1.4$ км/с. Смит и Хартиган [35] определили ${{V}_{{{\text{s}}ys}}}$ = –38 ± 5 км/с (LSR = –20 ± ± 5 км/с), базируясь на выборке запрещенных эмиссий в ИК-спектре P Cyg. Значение системной скорости, LSR $ \simeq - 20$ км/с, соответствует расположению P Cyg в рукаве Персея [36] и согласуется с малой удаленностью звезды согласно современному значению ее параллакса.

Близкое положение (${{V}_{r}} \approx - 38$ км/с) в спектрах P Cyg занимает широкая, $\Delta \lambda \approx 8.5$ Å, эмиссия на длине волны 7155 Å с плоской вершиной и с низкой интенсивностью, около 3% от уровня континуума. Профиль этой запрещенной эмиссии также приведен на рис. 7. В атласе [12] эта деталь отождествлена как запрещенная эмиссия [Fe II] 7155 Å, в атласе спектров MWC 314 и V1302 Aql [37] дана уточненная длина волны эмиссии [Fe II] 7155.14 Å. Отметим, что в спектрах этих двух пекулярных гипергигантов, MWC 314 и V1302 Aql, относительная интенсивность эмиссии [Fe II] 7155 Å существенно выше, чем в спектре P Cyg: $I{\text{/}}{{I}_{{{\text{c}}ont}}} \geqslant 1.2$.

Для всех дат наших наблюдений мы зарегистрировали в спектре P Cyg еще две дополнительные широкие эмиссии с плоскими вершинами. Одна из них на длине волны $\lambda \approx {\kern 1pt} 7377$ Å, ее положение соответствует скорости ${{V}_{r}} = - 36.5$ км/с. В  атласе [37] на этой длине волны также содержится неотождествленная деталь, $I{\text{/}}{{I}_{{{\text{c}}ont}}} \geqslant 1.1$. Ранее эта деталь в спектре P Cyg была отождествлена Шталем и др. [12] как запрещенная линия [Ni II] 7380 Å. Вершина профиля эмиссии на $\lambda {\kern 1pt} 7377$ Å не вполне плоская, в целом профиль подобен профилям запрещенных линий [Fe II] в ИК области спектра P Cyg, приведенным в работе [38]. За счет высокого отношения S/N мы выявили также и слабую, $I{\text{/}}{{I}_{{{\text{c}}ont}}} \approx 1.05$, эмиссию [Fe II] 5261.62 Å, ее положение ${{V}_{r}} = - 31.2$ км/с, ширина $\Delta \lambda = 8$ Å.

Подчеркнем, что форма профиля эмиссий [Fe II] 7155 и [Ni II] 7377 Å существенно отличается от профиля [N II] 5755 Å и напоминает нам многочисленные “прямоугольные” профили эмиссий линий в спектре CI Cam (см., напр., статью [39]). Выделенное положение 4 перечисленных запрещенных эмиссий позволяют нам говорить о стратификации околозвездной среды, обусловленной наличием структуры низкой плотности, выделенной и кинематически, и по физическим условиям.

Мы отождествили в спектрах P Cyg всего 8 запрещенных эмиссий, среднее значение скорости (и ошибка среднего), соответствующее их положению в спектрах для наших ночей, указано в 3‑й строке табл. 1. Из этих данных следует, что запрещенные эмиссии в среднем формируются выше уровня ${{V}_{{{\text{s}}ys}}}$. Механизмы возбуждения запрещенных эмиссий (флуоресцентное возбуждение за счет УФ излучения самой звезды и ударные столкновения) в туманностях, в том числе и в околозвездной среде P Cyg, рассмотрены в работах [35, 40].

Фотосферные абсорбции. Важной задачей в исследовании подобных спектров звезд высокой светимости, заполненных оболочечными эмиссиями, являются поиск и отождествление абсорбций, формирующихся в атмосфере (или в псевдофотосфере) звезды. В спектре P Cyg мы отождествили лишь небольшой набор неблендированных абсорбций нескольких ионов: рис. 1 содержит две абсорбции Si III 4819.71 и 4828.95 Å из этой выборки. Все найденные абсорбции, перечисленные в табл. 2, очень слабы, их глубины менее 4–5% от уровня локального континуума. Кроме того, некоторые линии (они отмечены в списке двоеточием) могут быть блендами. От бленд свободна линия O II 6721.388 Å, ее глубина $ \approx {\kern 1pt} 0.025$, при этом соответствующая ее положению скорость близка к значениям по другим абсорбциям в списке. В целом данные табл. 1 и 2 указывают на постоянное значение скорости по выявленным фотосферным абсорбциям. Среднее значение скорости, ${{V}_{r}}({\text{a}}bs) = - 73.8$ км/с, сдвинутое относительно ${{V}_{{{\text{s}}ys}}}$ на $ \approx - 40$ км/с, указывает на то, что эти абсорбции формируются в области псевдофотосферы. Стабильность ${{V}_{r}}({\text{a}}bs)$ позволяет сделать предварительный вывод об отсутствии звездного компаньона в системе P Cyg.

Таблица 2.  

Список фотосферных абсорбций, отождествленных в спектрах P Cyg и использованных в расчете среднего значения скорости для каждой даты табл. 1

Абсорбция	${{V}_{r}}$, км/с
	26.10.2021	08.09.2022	09.09.2022
4699.218 O II	–75.66		–68.38
4705.346 O II	–73.27	–82.46	–73.27
4819.712 Si III	–73.31	–66.68	–72.80
4828.951 Si III	–73.42	–70.04	–67.65
4943.005 O II:	–85.20	–82.90	–77.78
5002.703 N II	–67.02	–61.24	–61.50
5010.621 N II:	–84.85	–82.83	–81.95
5032.120 O II	–77.21	–79.81	–80.05
5044.900 C II:	–75.42	–76.20	–75.01
5133.282 C II	–72.61	–68.25	–76.72
5145.165 C II	–77.85	–77.75	–77.32
5452.000 N II:	–70.23	–64.76	–65.51
6721.388 O II	–75.29	–74.93	–70.96

Примечание. Двоеточием помечены линии, которые могут быть блендами (см. текст).

Межзвездные детали. Спектр P Cyg содержит множество абсорбций, формирующихся в межзвездной среде: это компоненты D-линий Na I и межзвездная абсорбция K I 7697 Å, а также диффузные межзвездные полосы (DIBs). Для иллюстрации на рис. 9 представлен профиль линии Na I 5890 Å. Этот многокомпонентный профиль включает: межзвездную линию “1”, смещенные коротковолновые абсорбции “2” и “3”, а также широкую эмиссию “4”. Положение межзвездной абсорбции “1” согласуется с лучевой скоростью по положениям межзвездных полос DIBs (см. нижнюю строку табл. 1). Значение лучевой скорости ${{V}_{r}}({\text{K}}{\kern 1pt} I) = - 11.5$ км/с по измерениям положения межзвездной линии K I 7697 Å, нанесенное на рис. 9 короткой вертикалью, также согласуется со скоростью по межзвездному компоненту ${{V}_{r}}$ (Na I). Слабая абсорбция “2”, почти несмещенная относительно ${{V}_{{{\text{s}}ys}}}$, очевидно, формируется в протяженной газовой оболочке P Cyg.

Рис. 9.

Многокомпонентный профиль D-линии Na I 5890 Å в спектрах P Cyg в 2021 и 2022 г. (красная и синяя линии соответственно).

Наиболее интересные компоненты профиля – это смещенная в длинноволновую область эмиссия “4” и широкая абсорбция “3”, диапазон скоростей которой от $ - 85$ до $ - 230$ км/с позволяет рассматривать в целом пару деталей “3–4” как комплексный профиль типа P Cyg линии Na I 5890 Å. Наличие профиля типа P Cyg у D-линий Na I в спектре этой звезды было выявлено ранее [28]. Однако, имея более качественные спектры, мы идентифицировали области формирования всех компонентов “1–4”.

Подобная аномалия профилей D-линий Na I была зафиксирована ранее [41] в спектрах F‑сверхгиганта V2324 Cyg/IRAS 20572+4919 с неясным эволюционным статусом. Линия H$\alpha $ в спектре этой звезды имеет переменный во времени профиль типа P Cyg. Обе D-линии Na I имеют профили типа P Cyg и содержат глубокую межзвездную абсорбцию (см. [41], рис. 2). Причем в спектрах V2324 Cyg, галактические координаты которой близки к таковым у P Cyg, положение межзвездных абсорбций Na I и полос DIBs, ${{V}_{r}} = - (12{\kern 1pt} - {\kern 1pt} 13)$ км/с, согласуется с положением этих межзвездных деталей в спектрах P Cyg. Отметим также, что в спектре V2324 Cyg обе D-линии Na I имеют далеко сдвинутую (на $\Delta {{V}_{r}} = - (140{\kern 1pt} - {\kern 1pt} 225)$ км/с для разных моментов наблюдений этой звезды) ветровую абсорбцию. Очевидно, что столь быстрый ветер несовместим с принадлежностью V2324 Cyg к маломассивным post-AGB сверхгигантам.

Измерив эквивалентные ширины DIBs, перечисленных в табл. 3, и применив калибровочные зависимости ${{W}_{\lambda }}$ от $E(B - V)$ из статьи [42], мы получили по 10 межзвездным полосам средний избыток цвета $E(B - V) = 0.34 \pm {{0.03}^{m}}$. Используя стандартное отношение R = 3.2, приходим к оценке межзвездного поглощения ${{A}_{v}}{{ = 1.09}^{m}}$.

Таблица 3.  

Эквивалентные ширины DIBs и соответствующий избыток цвета с использованием калибровок [42]

$\lambda $, Å	${{W}_{\lambda }}$, mÅ	$E(B - V)$
4963.850	6	0.25
5780.632	179	0.42
5797.274	58	0.3
5849.869	10	0.2
6196.063	22	0.3
6203.192	60	0.5
6269.884	24	0.3
6284.198	364	0.4
6613.766	44	0.25
6660..815	19	0.4

4. ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ

P Cyg является уникальной LBV-звездой, поскольку ее гигантская вспышка 1600 г., создавшая раздутую (inflated) оболочку, является редким историческим событием. Кроме того, будучи близкой к Солнцу, звезда дает возможность проведения детальных высококачественных наблюдений в различных диапазонах длин волн, что является важным для понимания физики и эволюции массивных звезд.

Наряду с уже перечисленными в тексте особенностями оптического спектра P Cyg, следует подчеркнуть его насыщенность деталями азота: это множество линий иона N II с профилями типа P Cyg, несколько фотосферных абсорбций N II, а также запрещенная эмиссия [N II] (см. рис. 6 и 7). Эта особенность спектра массивной далеко проэволюционировавшей звезды естественно объясняется наработкой азота на предшествующих фазах эволюции массивной звезды и последующим выносом свеженаработанных химических элементов в околозвездную среду. Избыточное содержание азота обнаружено, в частности, в атмосфере далеко проэволюционировавшей массивной звезды V1302 Aql/IRC + 10420. Как показали Клочкова и др. [43], эквивалентные ширины ${{W}_{\lambda }}$ абсорбций N II в спектре V1302 Aql многократно выше ${{W}_{\lambda }}$ этих же линий в спектре сверхгиганта HD 13476 с близкими параметрами. Подобная насыщенность оптического спектра линиями N II наблюдается и в случае LBV-кандидата Schulte 12 в ассоциации Cyg OB2 [26].

Ряд выявленных особенностей спектра P Cyg позволяет сравнивать ее со звездой MWC 314, которая за счет предельно высокой светимости считалась кандидатом в LBV [30]. Однако последующее изучение ее спектров высокого разрешения выявило переменность лучевой скорости и профилей эмиссий [44], что позволило Фраске и др классифицировать MWC 314 как двойную систему, включающую сверхгигант с B[e] феноменом. Результаты этой работы подтверждают особую значимость спектроскопии высокого разрешения в решении задачи эволюционного статуса далеко проэволюционировавших массивных звезд. Тем более, что решение этой задачи усложняется спектральной мимикрией сверхгигантов. Этот феномен подробно рассмотрен Клочковой и Ченцовым [45].

Набор спектральных деталей различной природы в спектре P Cyg обеспечивает значительное разнообразие наблюдаемых профилей. Это разнообразие иллюстрируют уже представленные в тексте рисунки, в частности рис. 6 и 7, а также рис. 8, где сопоставлены профили избранных линий в спектрах P Cyg, полученных 26.10.2021 г. (левая панель) и 09.09.2022 (правая панель): нижняя часть линии H$\alpha $ – тонкая черная линия, He I 7065 Å – красная линия, [N II] 5755 Å – жирная черная, Si II 5640 Å – синяя линия.

Очевидно, что высокая светимость вблизи предела Хэмфрис-Дэвидсона (см. данные в обзоре [15]), специфическое поведение фотометрических параметров P Cyg на временнóм промежутке наблюдений свыше 400 лет (см. [18], рис. 4) в сочетании с богатством эмиссий различной природы в ее оптическом спектре, включая запрещенные и разрешенные линии, служат бесспорным основанием для классификации P Cyg в качестве LBV-звезды, пребывающей в нашу эпоху в спящем состоянии.

5. ВЫВОДЫ

Как следует из публикаций, перечисленных во Введении, трудно ожидать выявления спектральной переменности спектра P Cyg, имея лишь наблюдательные данные 3 ночей. Однако нам удалось получить ряд новых выводов. К основным результатам нашей работы относим следующие:

1. За счет высокого спектрального разрешения в спектрах P Cyg отождествлено подавляющее большинство спектральных деталей различного типа: фотосферные абсорбции ионов CNO-триады, чистые эмиссии металлов, запрещенные эмиссии (в частности, [N II], [S II], [Ni II]); линии с профилями типа P Cyg с положением ветровых абсорбций в широком интервале лучевых скоростей, $\Delta {{V}_{r}} = - (140{\kern 1pt} - {\kern 1pt} 250)$ км/с.

2. Фиксация системной скорости, ${{V}_{{{\text{s}}ys}}} = $ $ = - 34 \pm 1.4$ км/с, на основе постоянного положения в спектрах звезды 4 запрещенных эмиссий, включая и [N II] 5755 Å.

3. Вывод об отсутствии запрещенных эмиссий: [O I] 5577, 6300, 6363 Å, [O III] 4959 и 5007 Å, а также эмиссии высокого возбуждения He II 4686 Å.

4. Стабильность положения фотосферных абсорбций: среднее значение скорости, ${{V}_{r}}({\text{a}}bs) = $ $ = - 73.8$ км/с, ниже ${{V}_{{{\text{s}}ys}}}$ на $ - 40$ км/с, указывает на то, что эти абсорбции формируются в области псевдофотосферы. Этот результат, указывающий на отсутствие компаньона в системе P Cyg, требует продолжения наблюдений для подтверждения.

5. DACs зафиксированы только на профилях линий H I и He I.

6. Переменность интенсивности пиковых значений эмиссий, отношений B/R и их положений у всех деталей с профилями типа P Cyg.

7. Отождествление областей формирования всех 4 компонентов профилей D-линий Na I.

8. Определение межзвездного поглощения, ${{A}_{v}}{{ = 1.09}^{m}}$, по интенсивностям набора DIBs.

Результаты, полученные нами на первом этапе спектрального мониторинга P Cyg, позволяют утверждать эффективность нашего подхода в решении поставленной задачи поиска и исследования переменности комплексного спектра звезды. Крайне редкая повторяемость гигантских вспышек указывает на необходимость длительного продолжения спектрального мониторинга с высоким спектральным разрешением в обширном интервале длин волн.