Оптическая спектроскопия звезд экстремально высокой светимости в Галактике тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК СПЕЦИАЛЬНАЯ АСТРОФИЗИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ

На правах рукописи УДК 524.312: 520.84

ЧЕНЦОВ Евгений Леонидович

ОПТИЧЕСКАЯ СПЕКТРОСКОПИЯ ЗВЕЗД ЭКСТРЕМАЛЬНО ВЫСОКОЙ СВЕТИМОСТИ

В ГАЛАКТИКЕ

(01.03.02 - астрофизика, радиоастрономия)

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени доктора физико - математических наук

Нижний Архыз - 2004

Работа выполнена в Специальной Астрофизической Обсерватории Российской Академии Наук

Научный консультант: доктор физико-математических наук

В. Г. Клочкова

Официальные оппоненты: доктор физико-математических наук, профессор

Ю. Н. Ефремов,

Государственный астрономический институт им. Штернберга, МГУ

доктор физико-математических наук М.А. Погодин,

Главная Астрономическая Обсерватория РАН

доктор физико-математических наук, профессор В. В. Леушин,

Специальная Астрофизическая Обсерватория Российской Академии Наук

Ведущая организация:

Институт Астрономии Российской Академии Наук

Защита состоится

^А^ППДг в

У

часов на заседании

Диссертационного совета Д 002.203.01 при Специальной Астрофизической Обсерватории РАН по адресу: 369167, КЧР, Зеленчукский район, пос. Нижний Архыз.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке САО РАН. Автореферат разослан " " -^¿Л^иСА^ 2004 г.

Ученый секретарь Диссертационного совета кандидат физ.- мат. наук

МАЙОРОВА Е.К.

Общая характеристика работы

Представляемая диссертация посвящена горячим сверхгигантам и гипергигантам Галактики. В ней подведены итоги их многолетних исследований, проводившихся в САО РАН с помощью ее 6-метрового и 1-метрового телескопов. Наиболее активно исследования велись и основные результаты были получены в последние 10 лет, когда звездная спектроскопия претерпевала методическую перестройку. Имеется в виду завершение столетней эпохи фотографии и переход от спектрографов с обычными профилированными решетками к эшелле-спектрометрам скрещенной дисперсии с матрицами ПЗС. Основной спектральный материал получен с помощью всех модификаций приборов, последовательно реализованных в Лаборатории астроспектроскопии САО, - от первого спектрометра высокого разрешения "Рысь" (Панчук и др., 1993) до наиболее совершенного спектрометра НЭС [1].

Отсюда специфика работы, ее наблюдательно-методический характер. Ограничиваясь самой общей интерпретацией полученных данных, автор считал своими первостепенными задачами обеспечение их достоверности и тщательное выявление и детальное описание как новых эффектов, так и новых возможностей наблюдательных средств.

Объекты и актуальность их исследования

Объекты данного исследования - сверх- и гипергиганты ранних спектральных классов. Это наиболее массивные звезды, уже прошедшие в своей эволюции стадию горения водорода в ядре и потерявшие существенную долю исходной массы. Особенно велика эта доля у тех из них, которые прошли также и стадию красного сверхгиганта, RSG. Post-RSG объекты встречаются среди звезд с исходными массами, не превышающими некоторого предела - по разным расчетам от 20 до 409JI© [2-4]. Среди них особое внимание привлекают голубые переменные высокой светимости, LBV [5]. Изменения их блеска, цвета и спектра вызваны нерегулярными выбросами ве-

1 РОС НАЦИОНАЛЬНАЯ I

БИБЛИОТЕКА I

• ОЭ МОtf*KtCrJ\

4.5 4» 0 log Sett

Рис. 1: Верхняя часть диаграммы ГР и положения на ней звезд из табл. 1: большие заполненные кружки - гипергиганты, малые - сверхгиганты. Штриховая линия - ГП нулевого возраста, на ней отмечены исходные массы. Жирная изломанная линия - предел Хамфрис-Дэвидсона. Заштрихованные участки - полосы нестабильности LBV, открытые кружки на них, соединенные горизонтальными прямыми, - LBV разных светимостей в фазах минимума и максимума визуального блеска, сверху вниз: AG Саг, S Dor, HD160529

щества, делающими ветер медленным и оптически плотным в континууме. При постоянстве болометрической светимости амплитуда изменения визуального блеска обычно составляет от 0.5 до 2-х звездных величин. Амплитуда растет со светимостью: в максимуме блеска LBV концентрируются на диаграмме ГР в вертикальной полосе с эффективной температурой Т^ « 7000 ч- 9000 К, а в минимуме блеска - в наклонной полосе нестабильности между Тея г» 12000 и 30000 К (рис. 1).

Строго говоря, практически все звезды верхнего левого угла диаграммы ГР в той или иной степени переменны. Горячие сверхгиганты испытывают циклические изменения блеска и цвета пульсацион-

Таблица 1: Основные объекты

Звезда Бр 1о8Тей Мьо! ЯЛ/ЯЛ0 ЬВУ

1 2 3 4 5 6

Гипергиганты, класс светимости 1а-0

Cyg ОВ2-12 В5 4.12 -10.3 60 1

1Ю168625 В5.5 4.10 -9.2 35 +

1Ю183143 В7 4.08 -8.7 25 —

НБ168607 В9.5 4.00 -9-0 30 ?

Н0160529 А2: 3.94: -8.8: 25: +

6 Сав А А2.5 3.91 -8.6- 22 —

тС+10420 АЗ: 3.85: -9.5: 40: ?

Сверхгиганты 1а

РОп В8 4.06 -7.8 17

НБ 21291 В9 4.03 -7.3 15

НО 21389 АО 3.98 -7.3 15

АБ314 АО 3.98 -7.9 17

НБ12953 А1 3.96 -8.1 18

А2 3.95 -7.8 17

и Сер АЗ 3.90 -7.2 15

ной природы: при поярчании звезда синеет (т.н. а Cyg-переменносгь). У гипергигантов наряду с а Cyg-перемешюстью обычно прослеживается и слабая ЬБУ-переменность [6,7]. Последнюю отличают большие продолжительности циклов и амплитуды изменений блеска, а также обратная корреляция изменений блеска и цвета: при поярча-нии звезда краснеет.

Традиционно ранние сверх- и гипергиганты разделяют на голубые (более горячие, поздних подклассов О и ранних подклассов В) и белые (В5-А5). Основное внимание в наших исследованиях уделено последним как менее изученным. Отметим, однако, что в свете вышесказанного граница между подгруппами легко переходима для наиболее ярких объектов, и некоторые из них могут временно оказываться среди белых гипергигантов, будучи на самом деле более горячими.

Положения основных наших объектов на диаграмме ГР показаны на рис. 1, а в табл. 1 приведены некоторые данные о них: спектральный класс 8р, Тей., болометрическая светимость МЬо1, исходная масса

Ш1/Ш1о, принадлежность к LBV. Сверхгиганты - редкие объекты, гипергиганты - крайне редкие. На миллион звезд солнечной массы образуется около 10 звезд с массой в 20 раз большей и только одна с массой в 100 раз большей солнечной [4]. Если в нижней части табл. 1 содержатся объекты, которые можно считать представителями довольно обширной группы белых сверхгигантов окрестностей Солнца, то в верхней ее части перечислены все известные в настоящее время белые гипергиганты Галактики, доступные спектроскопии высокого разрешения с помощью 6-метрового телескопа С АО. Как видно из рис. 1, последние располагаются вблизи эмпирического предела светимости Хамфрис-Дэвидсона [2]. Предел ХД для logTeff > 4.0 в свою очередь близок к модифицированному эддингтонову пределу, учитывающему не только рассеяние на свободных электронах, но и реальное поглощение во множестве формирующихся в ветре линий.

Интерес к ярчайшим горячим звездам остается весьма высоким. Ежегодно проводится по 2-3 крупных международных совещания, появляются десятки публикаций, рассматривающих их в астрофизическом, эволюционном, звездиоастрономическом аспектах. Особенно заметно увеличение за последние годы количества и повышение качества наблюдательных и теоретических работ, посвященных звездному ветру и его взаимодействию с околозвездной средой.

Конечно, сверх- и гипергиганты интересны и просто как всякое сочетание редкого и экстремального. Но их значимость не только в их малочисленности. Мы имеем дело со звездами на пределе возможности существования объектов как равновесных образований, что делает их хорошими лабораториями для изучения физики и динамики звездных атмосфер и ветров. В их протяженных и хорошо структурированных атмосферах такие феномены, как турбу-ленция, градиенты поля скоростей выражены гораздо сильнее, чем у обычных горячих звезд меньшей массы. Рост темпа потери вещества со светимостью у белых гипергигантов обеспечивается увеличением плотности ветра, а не его скорости. Последняя даже убывает со светимостью, и в предельных случаях звезда оказывается окруженной почти неподвижной (относительно нее) газово-пылевой оболочкой. Рассеяние света на околозвездной пыли иногда позволяет как бы

"приблизиться" к звезде и рассмотреть ее ближайшее окружение с разных сторон, - в самое последнее время такие уникальные наблюдения были выполнены с помощью HST для IRC+10420 [8] и т/Саг [9].

Сверх- и гипергигантам принадлежит ведущая роль в обеспечении галактического метаболизма. Они поставляют в межзвездную среду тяжелые элементы и механическую энергию, влияют на звездообразование в тесных звездных комплексах, их излучение ионизует межзвездый газ и нагревает межзвездную пыль. Наличие пылевого инфракрасного избытка служит одним из критериев принадлежности гипергиганта к LBV.

Гипергиганты, будучи ярчайшими звездами в содержащих их галактиках, естественно привлекают внимание и как индикаторы расстояний до этих галактик. Около 30 лет назад Сэндидж и Тамман [10], критически рассмотрев с этой точки зрения звезды разных спектральных классов, рекомендовали пользоваться М-сверхгигантами. Голубые и белые гипергиганты, и особенно LBV, были признаны неудобными для оценки расстояний из-за большого разброса их абсолютных величин. Однако позднее были предложены и продолжают совершенствоваться методы определения индивидуальных абсолютных величии ОВА-сверх- и гипергигантов [11, 12]. Они сочетают новейшие достижения в моделировании звездных атмосфер и ветров и в распространении спектроскопии высокого разрешения на все более слабые и все более далекие звезды. Применимость методики показана для галактик, удаленных по крайней мере на 10 Мпк.

Сверхгиганты ранних спектральных классов остаются излюбленными объектами и в исследованиях строения и кинематики Галактики: их высокая светимость позволяет охватить однородными измерениями кинематических расстояний и спектральных параллаксов окрестности Солнца радиусом в несколько кпк. Они составляют подавляющее большинство объектов на расстояниях больших 1 кпк в классической работе Мюнча [13] по межзвездным линиям и в новейших обзорах межзвездных линий и полос [14]. Гипергиганты и LBV из-за их малочисленности и пекулярности спектров реже ис-

пользуются как реперы расстояний, но как удаленные источники непрерывного спектра при изучении межзвездных деталей не менее пригодны, чем сверхгиганты. Появление каталога Hipparcos [15] резко увеличило количество измеренных параллаксов, но точность их измерения на расстояниях, превышающих 0.5 кпк, остается недостаточной, необходимо ее повышение по крайней мере на порядок величины. Это наглядно демонстрирует, например, работа [16] по ближним ассоциациям. Иное дело лучевая скорость, - точность ее измерения не зависит от расстояния и ограничена лишь проницающей силой комбинации телескоп-спектрограф, которая в последние годы непрерывно нарастает за счет введения в строй новых ПЗС-эшелле спектрометров на больших телескопах.

Наконец, должна быть отмечена специфика нынешнего этапа изучения наших объектов. Бросается в глаза их особая "отзывчивость" на прогресс в технике спектроскопии. За увеличением рабочего интервала длин волн, спектрального разрешения, отношения сигнал-шум следует не просто более детальное описание известных эффектов, более точные оценки стандартных параметров, но открытие как новых непредвиденных эффектов у хорошо изученных объектов, так и самих объектов с новыми необычными свойствами.

Таким образом, из вышесказанного очевидны актуальность, важность и перспективность исследования горячих звезд наивысшей светимости средствами спектроскопии высокого разрешения.

Цели работы

Как сказано выше, исследование совпало по времени с методической перестройкой звездной спектроскопии, тремя основами которой явились эшелле-спектрометр, матрица ПЗС и полная компьютеризация обработки спектров. Поэтому прежде всего было необходимо оптимизировать вновь создаваемую в САО спектральпую аппаратуру высокого разрешения и программы обработки для детального описания спектров горячих звезд высокой светимости.

Следующая задача - получение качественного спектрального ма-

териала и тщательная его обработка. Результаты обработки должны быть сопоставимы с модельными расчетами звездных спектров и обеспечивать их коррекцию. Последовательность задач логическая, но не технологическая: исследование спектрометров, выявление и компенсация их погрешностей, модификация компьютерных программ проводились без отрыва от исследования звезд. По существу рутинная обработка вновь получаемых спектров всегда имела и исследовательскую составляющую.

Основные задачи, связанные с кинематикой атмосфер и ветров сверхгигантов, были поставлены еще в фотографическую эпоху их исследования. Это:

- уточнение соотношения нестационарного расширения и пульсаций и

- прослеживание его изменения со светимостью (при переходе от сверхгигантов к гипергигантам);

- поиск в наземных спектрах ветровых деталей, несущих информацию, поставляемую заатмосферной спектроскопией;

- спектроскопический мониторинг на временной шкале от дней до нескольких лет.

Преимущества ПЗС-эшелле спектроскопии применительно к сверхгигантам проявились не в привлечении новых, более слабых объектов, а в расширении спектрального диапазона и охвате измерениями большего числа слабых линий.

Напротив, в случае гипергигантов важнее была возможность расширить группу исследуемых объектов. Уже одиночные спектры часто обнаруживают их сходство с LBV, в частности, наличие в профилях сильных линий дискретных абсорбционных компонентов (DAC), но, как и для сверхгигантов, решающую роль играет мониторинг. Необходимо, в частности, было выяснить:

- обладают ли гипергиганты специфической LBV-переменностыо

и

- насколько для них типичен феномен перемещения DAC по широким ветровым абсорбциям.

Не менее очевидна также актуальность поиска новых галактических гипергигантов и LBV: их так мало, но они так выразительны,

что каждый новый объект может оказаться ключевым в понимании их природы.

С другой стороны, недавно, уже в ходе выполнения наблюдательной программы, выяснилось, что спектральные особенности гипергигантов могут имитироваться пекулярными звездами более низкой светимости, прежде всего звездами на стадии post-AGB. Следовательно, необходимо искать новые, уникальные спектроскопические особенности гипергигантов и маломассивных сверхгигантов, а также надежные способы определения расстояний до них.

Основные цели работы заключались в следующем:

• Разработка методики использования спектров, получаемых на БТА и 1-м телескопе САО, и участие в адаптации программ обработки спектров.

• Получение спектрального материала, пригодного для проверки и коррекции новейших концепций эволюции массивных звезд, сопоставления с моделями атмосфер и звездного ветра, выявления новых интересных эффектов и объектов.

• Исследование движений в звездных атмосферах, в частности, соотношения нестационарного расширения и пульсаций.

• Поиск в наземных спектрах ветровых деталей, несущих информацию, обычно поставляемую заатмосферной спектроскопией.

• Спектроскопический мониторинг на временной шкале от дней до лет.

• Поиск новых галактических гипергигантов и LBV.

Основные результаты и их достоверность

В ходе выполнения работы получены следующие основные результаты и выводы:

• Разработана и внедрена методика анализа ПЗС-эшелле спектров, позволяющая получать скорости по отдельным деталям сложных профилей с погрешностями на уровне 0.1-1 км/с.

• Создана и апробирована система эффективных длин волн для ранних сверх- и гипергигантов.

• За последние 10 лет получено и обработано около 200 ПЗС-спектров с разрешением от R= 15000 до R=70000 для 20 объектов. Материал архивирован в виде спектральных атласов.

• Для исследованных сверх- и гипергигантов найдены лучевые скорости их центров масс (по визуальным спутникам, принадлежности к звездным группировкам, инфракрасным эмиссиям в спектрах), которые были введены в качестве нуль-пунктов в системы лучевых скоростей, измеренных по различным спектральным деталям.

• Получены прямые спектроскопические свидетельства пульсаций сверхгигантов, а также одновременного присутствия в их атмосферах восходящих и нисходящих потоков газа.

• Обнаружены дискретные абсорбции ветровой природы в оптических спектрах сверх- и гипергигантов. Выявлена несферичность и нестационарность ветров и упрощение их геометрии и кинематики с ростом светимости.

• Обнаружены продолжительные (до 200 дней) перемещения дискретных депрессий на широких ветровых абсорбциях в спектрах 6Cas (A3Ia-0), HD168607 (B9Ia-0), HD183143 (В7Ь-0), свидетельствующие о регулярных выбросах оболочек или сгустков вещества. Этот эффект, известный у Р Cyg и других голубых гипергигантов, оказывается типичным также и для белых гипергигантов.

• Список 6 ярких белых гипергигантов, доступных для наблюдений на БТА, пополнен 2 новыми объектами: HD183143 и IRC +10420. К единственной LBV северного неба, Р Cyg, добавлены два новых объекта: HD168607 и HD168625.

• Исследованы спектры нескольких звезд умеренных масс и све-тимостей (post-AGB, B[e] и др.), трудно отличимые от спектров

гипергигантов. Обращено внимание на остроту проблемы спектроскопической "мимикрии" для объектов Галактики и приведены примеры ее разрешения.

Положения, выносимые на защиту

1. Создание и внедрение в астрофизическую практику системы эффективных длин волн для ранних сверх- и гипергигаптов.

2. Результаты спектральных наблюдений. Создание спектральных атласов для сверхгигантов, гипергигантов и кандидатов в LBV.

3. Разработка методики и результаты определения системной лучевой скорости для сверх- и гипергигантов.

4. Получение прямых спектроскопических свидетельств пульсаций сверхгигантов, а также присутствия в их атмосферах восходящих и нисходящих потоков газа.

5. Обнаружение несферичности и нестационарности ветров сверх-и гипергигантов, вывод об упрощении их пространственно-кинематических характеристик с ростом светимости.

6. Вывод о существовании у белых гипергигантов регулярных выбросов оболочек или сгустков вещества.

7. Доказательства принадлежности HD 183143 и IRC +10420 к типу белых гипергигантов.

8. Доказательства принадлежности HD168607 и HD168625 к типу LBV.

9. Результаты исследования проблемы спектральной "мимикрии" сверхгигантов типа post-AGB, B[e].

Научная новизна и практическая ценность работы

В работе сформулирована и решена задача - исследование нестационарности звезд предельно высокой светимости, LBV и гипергигантов, методами оптической спектроскопии.

С 1976 г. на 6-м и с 1993 г. на 1-м телескопах САО систематически выполнялась программа спектроскопии высокого спектрального разрешения ранних сверх- и гипергигантов. Сама задача исследования кинематики звездного ветра средствами наземной спектроскопии была новой на момент ее постановки. Новыми также являются:

• весь наблюдательный материал

• спектральные атласы, система эффективных длин волн, внесе-пие нульпунктов в системы лучевых скоростей

• обнаружение прямых свидетельств пульсаций, неоднородности и расширения атмосфер

• представление о "порывистом" ветре гипергигантов. Вывод о том, что перемещение дискретных абсорбционных компонентов по широким ветровым абсорбциям является следствием регулярных выбросов оболочек или сгустков вещества

• выявление нестабильности и несферичности ветров сверхгигантов для избранных звезд предельно высокой светимости. Вывод об "упрощении" геометрии и кинематики ветра с ростом светимости

• обнаружение новых гипергигантов и LBV

• исследование явления спектральной "мимикрии" и предложенная комплексная методика ее распознавания.

Структура диссертации

Диссертация состоит из 6 глав, Заключения, списка цитируемой литературы и Приложения. Ее объем - 293 страницы, включая 66 рисунков и 11 таблиц.

В первой главе сформулированы цели работы, ее новизна, практическая ценность, результаты, выносимые на защиту. Оговорен личный вклад автора, описаны апробация работы и структура диссертации.

Во второй главе кратко описаны методы наблюдений и обработки спектрального материала. В работе использовано более 400 спектрограмм, полученных на фотопластинках, и около 200 ПЗС-спектров с разрешением от Я. = 15000 до 70000. Первые получены и обработаны по традиционной, устоявшейся методике, вторые - одновременно с быстрым совершенствованием конструкций спектрометров и программ обработки двумерных спектров. Поэтому в данной главе рассмотрены выгоды и издержки перехода на новую наблюдательную технику с учетом методических требований, диктуемых спецификой спектроскопии ранних звезд высокой светимости.

Важнейшими особенностями исследуемых звезд являются протяженность, неоднородность и нестационарность их атмосфер и ветров. При решении таких задач, как описание поля скоростей в атмосфере и ветре или оценка темпа потери звездой вещества, на первый план выдвигаются данные о лучевых скоростях, дифференциальных сдвигах и аномалиях профилей линий. То есть извлекаемая из спектров информация должна быть комплексной, позиционно-фотометрической. Исследование нестационарных горячих сверх- и гипергигантов постоянно связано с выявлением слабых спектральных деталей или малых временных изменений формы профиля линии. Еще 15 лет назад такие задачи могли считаться "предельными" уже для звезды 6-й величины.

Методический прогресс в звездной спектроскопии, основанный на замене фотопластинки матрицей ПЗС, проявился прежде всего в резком увеличении чувствительности, разрешения и динамического диапазона, что облегчило выявление инструментальных сдвигов линий с помощью теллурических абсорбции. Описаны процедуры их коррекциии, приведены реальные точности измерений лучевых скоростей по ПЗС-эшельным спектрам. Для звезд со спокойными атмосферами и резкими линиями в спектрах ошибка измерения скорости снижена до нескольких десятков м/с, для основных объектов

программы по одной линии или ее компоненту скорости обычно измерялись с ошибками от 0.5 до 2 км/с.

Первичная обработка ПЗС-изображений эшельных спектров, использованных в диссертации, проводилась в контексте ECHELLE системы MIDAS. Сотрудниками Лаборатории астроспектроскопии САО разработана последовательность процедур, оптимизирующих обработку двумерных эшелле-спектров высокого разрешения, в том числе и спектров, полученных с применением резателя изображений

[1, 17].

Дальнейшая обработка выполнялась с помощью специализированной программы DECH, разработанной Галазутдиновым [18] при участии сотрудников Лаборатории астроспектроскопии САО, в том числе и автора диссертации. В этой программе, в частности, реализован компьютерный вариант осциллоскопического компаратора: положения спектральных деталей находятся совмещением прямого и зеркального изображений профиля линии.

Особое внимание уделено построению системы стандартных длин воли. Всего в интервале 3800-10000 АА апробировано и уточнено около 200 значений стандартных (в том числе эффективных) длин волн звездных линий, пригодных для работы со спектрами высокого разрешения белых сверх- и гипергигантов.

Следующая фундаментальная проблема - проблема системной скорости объекта. Для всех исследованных звезд лучевые скорости, найденные по различпым атмосферным и ветровым линиям (или их деталям), в большей или меньшей степени отличаются друг от друга. Кроме того, значения лучевой скорости изменяются со временем. Интерпретация полученных данных требует введения в каждый набор скоростей нульпункта - скорости центра массы звезды или т.н. системной скорости, Vsys. Практиковались следующие косвенные способы ее оценки:

- использование принадлежности объекта к звездной группировке или наличия у него визуального спутника,

- выявление в межзвездных абсорбциях околозвездных компонентов,

- использование стационарных оболочечных эмиссий в спектре

объекта,

- использование длинных рядов измерений Уг по фотосферным абсорбциям.

Важным элементом исследования была количественная спектральная классификация. Некоторые из изученных объектов классифицированы впервые, для других спектральные классы и абсолютные величины уточнены. Процедура классификации модифицирована в связи с использованием спектров высокого разрешения и более длинповолновой, чем обычно, области спектра.

Изготовление спектрального атласа - хороший способ архивизации наблюдательного материала в обобщенном виде. Потребность в атласах возрастает с расширением наблюдательных возможностей. В настоящее время она весьма высока. Методический прогресс сказывается непосредственно - увеличение спектрального диапазона, разрешения, отношения сигнал/шум позволяет повысить качество атласов, и косвенно - становятся доступными новые, необычные объекты. Обе эти тенденции отражены в атласах, представленных в Приложении к диссертации.

Третья глава посвящена исследованию полей скоростей в атмосферах горячих сверхгигантов, здесь описаны основные подходы и результаты исследований, основанных на многолетнем спектральном мониторинге.

В первом разделе приведены результаты спектроскопии 6-ти "убегающих" 0-звезд. В их числе были две известные спектрально-двойные: ИБ12323 и оптический компаньон рентгеновского источника Су^-1. Ни для одной из остальных 4-х звезд не выявлено искомых строго периодических колебаний лучевых скоростей. Напротив, более высокая точность измерений позволила признать ложпой двойственность, найденную у некоторых объектов. В то же время показано, что переменность лучевой скорости, по крайней мере для сверхгигантов, реальна, она интерпретируется как отражение пульсаций подфотосферных слоев звезды. Основное внимание переключено на вариации дифференциальных сдвигов линий, которые могут помочь в обнаружении маломассивных спутников "убегающих" 0-звезд. При значительном эксцентриситете орбиты спутник может

стимулировать своим гравитационным возмущением регулярно повторяющееся увеличение сдвигов линий и появление их асимметрии.

Показано, что средствами наземной спектроскопии можно исследовать движения в основании ветра, куда заходят области формирования наиболее сильных линий. Для a Cam, превосходящей по светимости другие объекты программы, кинематическая ситуация прослеживается по крайней мере до уровня, где скорость расширения достигает 0.3 от предельной.

Во 2-м разделе обсуждаются основные результаты спектроскопии трех сверхгигантов В9-А0: HD 21291, HD 21389 и HD 223960. Эти объекты выделяются среди белых сверхгигантов более определенным сходством с пульсирующими переменными. Представленные в первом приближении как сферически-симметричные, поля скоростей в их атмосферах описаны с помощью "кинематических разрезов" - зависимостей лучевых скоростей для отдельных линий от оптических глубин их формирования. Радиальные градиенты скорости изменяются как с глубиной в атмосфере, так и со временем. Атмосферы охвачены квазипериодическими колебательными движениями относительно центров масс звезд. Самые верхние слои колеблются независимо от глубоких и промежуточных слоев, которые движутся более или менее синхронно. В основании ветра пульсации сменяются нестационарным расширением. Гармонический анализ рядов наблюдений показал, что квазипериоды колебаний для HD 21291 и HD 21389 близки. При этом и период и амплитуда колебаний основных слоев атмосферы HD 21389 оказались весьма устойчивыми. Они оставались неизменными по крайней мере 30 лет, со времени наблюдений Абта [19].

Далее представлены результаты анализа долговременных, почти 30-летних, наблюдений сверхгиганта ¡3 Ориона - ключевого объекта в исследованиях полей скоростей в атмосферах белых сверхгигантов. Для него наиболее надежно определена скорость центра массы звезды, что позволило разрешить дилемму, возникшую еще в фотографическую эпоху: что мы наблюдаем, - нестационарное расширение атмосферы по всей доступной наблюдениям глубине или расширение верхних слоев в сочетании с колебаниями нижних относительно

стационарного состояния? Получено прямое свидетельство реализации второго варианта. Первоначально, на основе фотографического спектрального материала, был сделан вывод о нестационарном, но радиально симметричном расширении атмосферы /3 Ориона с возрастающей наружу скоростью. Но появившаяся возможность фиксации формы профилей и ее изменений со временем привела к отказу от представления о температурной однородности поверхности звезды и о сферически-симметричном ветре. Чтобы объяснить наблюдаемую асимметрию линий, пульсационные движения в слоях их формирования дополнены системой восходящих и нисходящих потоков.

Наиболее интересное из вновь обнаруженных явлений - внезапные появления и эволюция высокоскоростных абсорбционных составляющих профилей На и Н/?. Этот феномен, кроме /?Ori, известен еще у двух подобных сверхгигантов: HD 96919 (В91а) [20] и HD 21389 (АО 1а) [21]. В результате осевого вращения звезды время от времени перед се диском на луче зрения оказывается колонка уплотненного вещества с большим градиентом скорости того или иного знака (Israelian et al., 1997).

В четвертой главе исследованы спектры белых гипергигантов. Наблюдениями охвачены все звезды, для которых в САО возможна спектроскопия высокого разрешения, причем к известным добавлено два новых объекта: HD182143 (В71а-0) и IRC+10420 (A3: 1а-0).

Для 6Cas (A2.5Ia-0), которой посвящен 1-й раздел главы, Vsys найдена по ее визуальному спутнику и принадлежности к ассоциации CasOB5. Спутник, в 10 раз более слабый по сравнению с главным компонентом пары и отстоящий от него всего на оказался односпектровой спектрально-двойной 09.8 Ib. Спектры того же качества, что и для самой б Cas, были получены для 21 звезды в районе ассоциации, из них членами ассоциации были признаны 16.

Рост лучевой скорости с остаточной интенсивностью абсорбции, Vr(r), для линий Fell (по аналогии с бальмеровским его можно назвать "железным прогрессом") свидетельствуют о расширении наружных слоев атмосферы 6 Cas. Профили абсорбции асимметричны: синее крыло вытянуто и углублено дополнительными депрессиями

- тем сильнее, чем линия глубже. Эти локальные депрессии, отстоящие от ядер линий на десятки км/с, еще яснее видны в профилях H/3 и На. Установлено, что они перемещаются от фотосферной части профиля к его синей границе. Отдельные абсорбционные компоненты прослежены до 200 дней, за это время скорость расширения достигает 180 км/с. Этот феномен, первоначально открытый у Р Cyg, по-видимому, типичен для ранних гипергигантов. Он описан у звезд О и ранних подклассов В [22] и у звезды A0Ia-0 HD 92207 [23]. 6 Cas пока остается самым холодным гипергигантом, у которого он обнаружен. Что касается пробела в области поздних подклассов В, то перспективными для его заполнения представляются рассматриваемые ниже HD183143, HD168607 и HD168625.

Во 2-м разделе главы в центре внимания медленные мощные ветры HD183143 (В71а-0) и CygOB2-№12 (B5Ia-0). Первый из объектов, HD183143, впервые причислен к гипергигантам на основе:

- большой интенсивности эмиссии На и абсорбции 017773 А;

- специфического сочетания больших дифференциальных сдвигов линий и их асимметрии (как и у 6 Cas, лучевая скорость, определенная по крыльям линий, меньше, чем скорость, определенная по их ядрам);

- высокого уровня фотометрической и спектральной переменности (большие амплитуды изменений лучевых скоростей и спектрального класса),

а также в соответствии со светимостью, найденной через кинематическое расстояние: d > 1.5 кпк, Mv < — 8?0. Оценка расстояния сделана по лучевым скоростям самой звезды и облаков межзвездно -го газа на луче зрения.

Прямой Р Cyg-профиль На с широкими томсоновскими крыльями переменен. В сезоне 1997 г. за 3 месяца минимум абсорбционного компонента сместился по оси Vr на —110 км/с, - возможно, наблюдался тот же эффект, который более подробно прослежен у 6 Cas. Для профиля На у HD183143 характерно частое появление наряду с синесмещенными почти несмещенных и даже красносмещенных абсорбционных компонентов. Подобная смена прямого Р Cyg-профиля инверсным и даже совмещение их деталей в одной линии отмечены у

LBV в фазах максимального визуального блеска, т.е. именно тогда, когда их спектры становятся похожими на спектры белых гипергигантов [24, 25].

Для Cyg OB2-№ 12 спектры высокого разрешения получены впервые. По ним проведено детальное отождествление линий, с использованием нестандартных критериев, базирующихся на линиях красной области спектра, выполнена количественная спектральная классификация (в 2001-03 г. г. спектральный класс В4.9 ±0.4), измерены лучевые скорости. Звезда принадлежит к уникальной ассоциации CygOB2, возможного молодого шарового скопления Галактики. К сожалению для других его членов лучевые скорости, на которые можно было бы опереться при оценке Vsys, пока не известны. Vsys для CygOB2-№ 12 найдена по близким звездам и областям НИ, крас-носмещенным компонентам межзвездных линий Nal и KI, а также по стационарной оболочечной эмиссии Fell в спектре самой звезды.

Основные черты профиля На, отражающие особенности ветра CygOB2-№12:

- протяженные томсоновские крылья,

- мощная почти симметричная эмиссия

- со срезанной вершиной и

- слабой переменной депрессией на коротковолновом склоне (она прослеживается до скорости расширения 150 км/с, этого же предела достигают синие крылья сильных асимметричных абсорбции).

Инверсии интенсивности в верхней части профиля свидетельствуют о неоднородности ветра: кроме быстрой сферически-симметричной фракции в нем присутствует вещество, неподвижное относительно звезды или даже падающее на нее. Возможно, медленная фракция ветра вносит вклад и в профили наиболее сильных абсорбции.

Объект IRC +10420 - это обозначение из первого инфракрасного обзора неба употребляется чаще других - стоит особняком среди остальных гипергигантов. Сочетание имеющихся наблюдательных данных уникально и противоречиво: с одной стороны, большие удаленность и светимость, инфракрасный избыток, непосредственно наблюдаемая пылевая оболочка и быстрая эволюция спектра от

F81 к А2 Ia-O, сближающие объект с выдающейся LBV Галактики т] Саг; с другой, у многих линий в спектре вместо привычных ветровых - инверсные Р Cyg-профили, говорящие об аккреции. Были даже попытки трактовки объекта как маломассивной звезды в стадии протопланетарной туманности.

Для IRC+10420 с 1992 по 2000 г.г. получено 7 ПЗС-спектров с разрешением R= 15000 и 20000. За это время визуальная и ближне-инфракрасная части спектра существенно не изменились, в них содержатся: абсорбции, характерные для сверхгиганта А, сильные двухпиковые эмиссии На, Н/3 и инфракрасного триплета Call, одиночные запрещенные и разрешенные эмиссии ионов группы железа и эмиссионно-абсорбционные линии с инверсными Р Cyg-профилями. По спектрам 1995-96 г. г. спектральный класс оценен как А5, по последним спектрам - как А2, т.е. с учетом первой оценки (F8 [26]) температура звезды повысилась за четверть века на 3000 К.

Лучевые скорости, полученные по разным линиям и их компонентам, варьируются так же сильно, как профили линий. Средние значения Vr для чистых эмиссий и абсорбции, а также для нижних частей эмиссионных профилей На и Н/3, близки к Vsys, найденной . по радио- и ИК-линиям молекул в оболочке IRC+10420. Узкие ре-абсорбции в профилях водородных линий и сильнейшие абсорбции FeII(42) со слабыми эмиссионными компонентами уже показывают небольшую скорость сжатия, а измеренная по абсорбционным компонентам инверсных Р Cyg-профилей она достигает 40 км/с. В то же время ширины эмиссий дают скорость расширения в ветре около 50 км/с.

Большую помощь в истолковапии необычного спектра IRC +10420 оказали прямые снимки окружающей звезду пылевой оболочки и спектры отдельных ее участков, недавно полученные с помощью HST, и основанная на них "дождевая" модель ветра [8]. Ветер медленный, сферически-симметричный и плотный, в основании он непрозрачен в континууме и образует псевдофотосферу. К ней и относятся наши оценки спектрального класса - наблюдается не эволюционное перемещение звезды по диаграмме ГР, а лишь потепление и просветление псевдофотосферы. Над ней сосуществуют соб-

ственно ветер, расширяющийся со скоростью до 50 км/с, и падающее вниз в виде "капель" вещество, выброшенное звездой на стадии красного сверхгиганта, но полностью не потерянное ею. В этих "каплях дождя" водород нейтрален, а металлы ионизованы, и именно в них формируются депрессии двухпиковых эмиссий и абсорбционные компоненты инверсных Р Cyg-профилей.

В заключение этой главы отмечено, что концепция стабильного и сферически симметричного ветра, справедливо отвергнутая для сверхгигантов, для белых гипергигантов кажется приемлемой как первое приближение, хотя и с большими оговорками. Имеется в виду главная, фоновая составляющая ветра, порождающая широкие абсорбционные "корыта" (trough) P Cyg-профилей На в спектре 6Cas, деформируемые движущимися углублениями, и почти симметричные колоколообразные профили На у CygOB2-№l2; a у IRC +10420 зарегистрированная непосредственно. Из сопоставления профилей На в спектрах сверхгиганта /3Ori и гипергигантов HD183143 и IRC+10420 видно упрощение геометрии и кинематики ветра с ростом светимости. Предельная скорость истечения, зафиксированная по абсорбции На, и темп потери массы (по литературным данным) соотносятся следующим образом:

• б Cas: 200 км/с и 0.7 х 1О"6ЗЭТ0/год [27],

• Cyg ОВ2-№ 12: 150км/с и 4 х 1О"5®10/год [28],

• IRC+10420: 50 км/с и 5 х М^ЯЛ^/год [29].

Пятая глава в основном посвящена HD168607 и HD168625. Как и объекты предыдущей главы, они относятся к белым гипергигантам, но вместе с тем имеют отчетливые признаки LBV. Интерес к ним усиливает принадлежность к одной звездной группировке (ассоциации Ser OB1) и близость на небе: HD168607 и HD168625 отстоят друг от друга всего на 1 угловую мипуту.

В первом разделе главы представлены новые наблюдательные факты, говорящие о пространственной близости HD168607 и HD168625. Основные из них следующие:

- отчетливые спектроскопические проявления очень высокой светимости у обеих звезд,

- одинаковое межзвездное покраснение,

- совпадение лучевых скоростей центров масс звезд,

- совпадение профилей межзвездных линий и DIB и найденных по ним лучевых скоростей.

Новые спектроскопические данные также указывают на связь этих гипергигантов с комплексом М17 и повышают вероятность того, что они образуют физическую пару.

Затем обосновывается причисление HD168607 к LBV низкой светимости. Фотометрические аргументы вполне убедительны: колебания блеска с амплитудой вызваны в основном вариациями непрозрачности ветра, которые проявляются и в изменениях цвета, характерных для LBV-переменности [7, 30]. Теперь свидетельства изменения температуры в основании ветра получены также в результате 10-летнего спектроскопического мониторинга HD168607, который частично перекрывается имеющейся кривой блеска. При поярчании звезды всего на связанном с уплотнением ветра, сильные абсорбции Hel и Sill реагируют на него с одной стороны вытягиванием и углублением синих крыльев, а с другой - таким изменением центральных глубин, которые свидетельствуют об охлаждении основания ветра. Кроме того, обращает на себя внимание подобие спектров и характера их вариаций у HD168607 и эталонных LBV низкой светимости, в частности у HRCar вблизи максимума блеска [31, 32]. Только что отмеченная реакция на изменение температуры у них одинакова. Другие важные черты сходства:

- в спектре одновременно присутствуют две группы линий (фото-сферные абсорбции и сильные ветровые линии с Р Cyg-профилями);

- абсорбционные составляющие последних расщеплены на несколько компонентов, которые независимо от интенсивности линии фиксируют в ветре один и тот же набор выделенных скоростей;

- этот набор изменяется со временем при сохранении характерного взаимного сдвига основных компонентов, близкого к 75 км/с.

На сегодняшний день HD168607 - самая малоамплитудная LBV.

HD168625 причислена к LBV исключительно благодаря окружа-

ющей ее газовопылевой оболочке, оставшейся от предшествующей фазы эруптивной активности. Сегодня ни фотометрия, ни спектроскопия не выявляют у самой звезды признаков LBV, ее переменность не превышает среднего уровня переменности белого гипергиганта. При описании особенностей спектра HD168625 основное внимание уделено эмиссионно-абсорбционному профилю На. Как и в случае HD183143, недостаточно регулярные наблюдения позволяют пока только заподозрить "феномен Р Cyg" - перемещение дискретных углублений по синему крылу На - и выделить обе эти звезды как перспективные объекты для изучения этого феномена.

HD160529 (А2 Ia-О) привлечена также как эталонная LBV, температура и светимость которой сближаются иногда с таковыми для HD168607, - в противоположность HR Саг - не в максимуме, а в минимуме блеска. С HD168607 ее сближает также отсутствие ИК-избытка и околозвездной туманности. По двум ПЗС-спектрам высокого разрешения (особенно ценен один из них, полученный вблизи минимума блеска) описаны профили и пайдены лучевые скорости для линий обеих групп, - псевдофотосферных абсорбции и ветровых линий с Р Cyg-профилями. Сходство в деталях профилей и зависимостей Vr(r) еще раз подтверждают отнесение HD168607 к LBV и обогащают наши представления о геометрии и кинематике ветра малоамплитудных LBV.

Завершают главу 5 результаты спектроскопического мониторинга AS 314 (A0.5I), звезды с пылевым ИК-избытком и спектром, очень похожим на спектр HD168607. Природа и эволюционный статус этого объекта нуждаются в уточнении. Полученные данные противоречивы. Судя по многочисленным Р Cyg-профилям Fell, ветер у AS 314 медленнее, а светимость, оцененная по триплету 017773 А, выше, чем у HD168607. Но штарковские крылья R5 слишком широки для гипергиганта. Кроме того, звезду можно считать гипергигантом только при ее удалении не менее, чем на 10 кпк (Miroshnichenko et al., 2000a), но малое межзвездное поглощение, слабость DIB, профили межзвездных линий и найденная по ним лучевая скорость соответствуют гораздо меньшему расстоянию. С положением звезды в Галактике не согласуется лучевая скорость самой звезды. Наконец,

обращает на себя внимание и сходство спектров AS 314 и LS3591, звезды в стадии post-AGB [33]. Не исключено, что мы имеем дело со спектроскопической "мимикрией" под гипергигант звезды меньших массы и светимости.

В шестой главе рассмотрено несколько дополнительных примеров спектроскопической "мимикрии". Они получены в ходе выполнения программ исследования Ве-звезд с теплой пылью, уникальной симбиотической звезды MWC560 и post-AGB-звезд, проводившихся в САО с той же аппаратурой и методикой обработки спектров, которые использованы при исследовании сверх- и гипергигантов.

Проблема состоит в том, что спектры звезд, различающихся по массе и стадии эволюции, оказываются похожими, а иногда и трудно различимыми. При известной неопределенности в оценках расстояний в Галактике за гипергигант может быть принят - по его спектру - объект более низкой светимости с мощным ветром. Это касается именно гипергигантов с их пекулярными и разнообразными спектрами - сверхгиганты населения I вполне уверенно идентифицируются по их однотипным спектрам. Определение эволюционного статуса звезды заставляет находить и сопоставлять разнообразные параметры: положение в Галактике, светимость, распределение энергии в спектре, особенности химического состава, картину лучевых скоростей в атмосфере.

В[е]-звезды AS 78 и MWC657, спектроскопия и фотометрия которых осуществлена большим коллективом наблюдателей на нескольких обсерваториях (Miroshnichenko et al., 2000b), при светимости в 100 раз меньшей, чем у голубых гипергигантов, не уступают им в темпе потери массы. Предполагается, что мощный ветер инициирован наличием у обеих звезд спутников. Так же, как у гипергигантов, в их спектрах эмиссионные и эмиссионно-абсорбционные линии HI, Fell и др. сочетаются с абсорбциями Hel. Но у AS78, например, На, имеющая типичный для гипергиганта Р Cyg-профиль, интенсивнее и шире, чем у самого прототипа, Р Cygni, его абсорбционный компонент простирается до —500 км/с. Абсорбционные части Р Cyg-профилей Fell расщеплены, как у HD168607, но их компоненты раздвинуты на 150 км/с. Еще одна В[е]-звезда MWC314 по светимости

приближается к гипергигантам (Miroshnichenko et al., 1998), в спектре, описанном Chentsov et al. (1999), доминируют эмиссии низкого возбуждения, а абсорбции N11, АНИ и др., позволяют уверенно оценить спектральный класс (ВЗ). Но скорость, оцепенная по синим краям Р Cyg-абсорбций Hel, достигает —800 км/с. Абсорбции смещены относительно эмиссий на 40 км/с, что также указывает на двойственность. У этих звезд спектроскопические проявления ветра сходны с таковыми у гипергигантов, но есть и отличие: скорость ветра аномально велика.

Спектроскопический мониторинг MWC 560 в 1991-95 г. г. запечатлел тончайшую имитацию изменения спектра LBV при переходе от максимума к минимуму блеска. Если бы не знаменитые абсорбции, сформированные в направленной по лучу зрения струе газа и сдвинутые в синюю сторону на несколько тысяч км/с, спектр MWC 560 1993-95 г. г. (V ~ 10™5) вполне мог бы быть принят за спектр LBV в фазе минимума: континуум, соответствующий по цвету позднему подклассу В, и узкие эмиссии низкого возбуждения (Chentsov et al.,1997). Весной 1991г. (V « Э^б) высокоскоростные абсорбции исчезли - струи подавлены уплотнившейся псевдофотосферой, - в спектре доминировали абсорбции, соответствующие спектральному классу А5 и расщепленные на несколько компонентов. Их профили очень напоминали таковые в спектрах HD168607 и HD160529. Но, как и в случаях В [е]-звезд, градиент скорости слишком велик для белого гипергиганта, около 400 км/с.

Из одиночных звезд наиболее близки к гипергигантам и LBV -не только по спектрам, но и по эволюционному возрасту, строению и кинематике оболочек - протопланетарные туманности (post-AGB-звезды). Высокоширотный маломассивный сверхгигант UUHer (Klochkova et al., 1997) по вариациям лучевой скорости (около 15 км/с) и профилю На со слабыми эмиссиями на обоих крыльях может быть сопоставлен с белыми сверхгигантами типа HD 21389. Более интересна биполярная протопланетарная туманность, отождествленная с уникальной переменной V510 Pup (Клочкова и Чен-цов, 2004). Светимость звезды едва достигает уровня светимости сверхгиганта, но звезда при этом обладает ветром, параметры ко-

торого, - скорость, плотность, темп потери вещества - не уступают таковым для гипергигантов, и, естественно, имеет спектр, подобный спектрам таких гипергигантов, как HD168607 и HD160529. Профили На, Н/З, а также многочисленных линий иопов металлов, — эмиссионно-абсорбционные типа Р Cyg. В отличие от рассмотренных случаев двойных систем, скорости расширения умеренные, -фиксируемые по ядрам абсорбции, они не превышают 40 км/с, а по вытянутым синим крыльям наиболее сильных линий, Nal, Fell, - 200 км/с. Основная особенность спектра V510 Pup, позволяющая отличить его от спектров указанных гипергигантов, - аномально сильные абсорбции YII и других элементов s-процесса и околозвездные полосы Сг системы Свана.

В Заключении подведены итоги диссертации и намечены пути дальнейшего исследования звезд предельно высокой светимости. Основой исследований останется долговременная спектроскопия высокого спектрального разрешения, дополненная спектрополя-риметрией и распространенная на соседние с основными объектами звезды. Для членов ассоциаций, в которые входят Cyg OB2-№ 12 и HD168607, такие наблюдения будут проведены в ближайшее время.

С появлением ПЗС-матриц, чувствительных в синей области спектра, становятся доступными слабые абсорбции в этой области длин волн. Они особенно ценны при исследовании объектов, у которых для наблюдений доступны только ветер и псевдофотосфера.

Рост спектрального разрешения и отношения сигнал/шум позволит, с одной стороны, работать с более слабыми линиями и деталями их профилей, а с другой - получать спектры как гипергигантов, так и post-AGB звезд в соседних галактиках. Их сопоставление могло бы сыграть решающую роль в разрешении проблемы "спектроскопической мимикрии".

В Приложении приведены спектральные атласы для нескольких типов звезд высокой светимости (LBV, белые сверхгиганты, гипергиганты, симбиотическая звезда).

Апробация работы

В ходе выполнения работы постановка задач и полученные результаты многократно обсуждались:

• на научных семинарах: САО РАН, ГАИШ, ИНАСАН, Крымской астрофиз. обс. (Украина), Абастуманской обс. (Грузия), Ин-та астрофизики и физики атмосферы (Эстония), обс. Рожен и секции астрономии АН (Болгария), обс. Потсдама и Зоннебер-га (Германия).

• и международных конференциях: симпозиум MAC № 167 "Переменные звезды и звездная эволюция" (Москва, 1974); 3-я Европейская астрономическая конф. "Звезды и галактики в наблюдательном аспекте" (Тбилиси, 1975); рабочее совещание подкомиссии 7 "Астрономические инструменты" многостороннего сотрудничества соцстран (обс. Рожен, Болгария, 1979); совещание "Звездные скопления и эволюция звезд" (Свердловск, 1986); совещание "Звезды типа Вольфа-Райе и родственные им объекты" (Эльва, Эстония, 1986); международная конференция памяти Л. Лууда (Тыравере, Эстония, 1989); рабочая школа "Атмосферы звезд раннего типа" (Киль, Германия, 1991); международное совещание по проблеме "Физика и эволюция звезд. Звездный магнетизм" (Нижний Архыз, 1991); коллоквиум MAC №139 "Новое о звездных пульсациях и пульсирующих переменных звездах" (Ванкувер, 1992); совещание рабочей группы "Звездные атмосферы" (Киев, 1994); международная конференция "Астрофизические исследования" (Одесса, 1996); коллоквиум MAC №169 "Переменные и несферичные ветры горячих звезд высокой светимости" (Хайдельберг, Германия, 1998. Автор представлял Россию в оргкомитете коллоквиума); Ежегодные собрания Американского Астрономического Общества, 2001, 2002г.г. Коллоквиум MAC № 187 "Exotic stars - as a challeges to evolution", Флорида, США, 2002 г.

Результаты работы отражены в 56 публикациях общим объемом 630 страниц, 49 из публикаций написаны совместно с другими авто-

рами.

Список основных публикаций по теме диссертации:

1. Ченцов Е.Л., СнежкоЛ.И. Расширение атмосферы как причина дифференциальных сдвигов в спектре /3 Оп. 1970, Сообщ. Спец. Астрофиз. Обсерв., №2, с. 3-59.

2. Снежко Л.И., Ченцов Е.Л. Применение моделей звездных атмосфер для определения эффективных длин волн триплетов Не1 в звездных спектрах. 1973, Астрофиз. Исслед. (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв.), 5, с. 94-99.

3. Ченцов Е.Л. Новое свидетельство расширения атмосферы сверхгиганта ¡3 Оп., 1976, Астрофиз. Исслед. (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв.), 8, с. 128-131.

4. Ченцов Е.Л. Каталог параметров и признаков нестационарности для сверхгигантов О, В и А с V < б^О. Сообщ. Спец. Астрофиз. Обсерв., 1978, №21, с. 5-78.

5. Ченцов Е.Л. НБ168607 - кандидат в объекты типа 8 Бог. 1980, Письма Астрон. ж., 6, с. 360-363.

6. Ааб О.Э., Бычкова Л.В., Копылов И.М., Кумайгородская Р.Н., Чепцов Е.Л. Спектроскопическое исследование оптической компоненты Лебедя Х-1. 1981, Письма Астрон. ж, 7, с. 417-421.

7. Ааб О.Э., Бычкова Л.В., Копылов И.М., Кумайгородская Р.Н., Ченцов Е.Л. Спектр оптического компонента Лебедя Х-1. 1982, Астрофиз. Исслед. (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв.), 16, с. 3-11.

8. Барсукова Е.А., Лебедева И.А., Чаргейшвили К.Б., Ченцов Е.Л. Атлас спектров ранних сверхгигантов. 1982, Астрофиз. Исслед. (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв.), 16, с. 34-48.

9. Зверева Е.Б., Зейналов С.К., Ченцов Е.Л. О систематических движениях вещества в атмосферах сверхгигантов НБ 21291 и НБ 21389. 1984, Астрофиз. Исслед. (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв.), 18, с. 29-36.

10. Соколов В.В., Ченцов Е.Л. Атмосфера сверхгиганта 6Cas. III. Дифференциальные сдвиги линий и аномалии профилей как проявления расширения атмосферы и потери ею вещества. 1984, Астрофиз. Исслед. (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв.), 18, с. 8-28.

11. Плачинда СИ., Ченцов Е.Л. Пульсации сверхгиганта 7Cyg с восьмидневным периодом изменения магнитного поля. 1985, Изв. Крымск. Астрофиз. Обсерв., 72, с. 120-124.

12. Зейналов С.Л., Мусаев ФА, Ченцов Е.Л. Атмосфера сверхгиганта a Cam. I. О профиле На. 1985, Астрофиз. Исслед. (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв.), 21, с. 3-7.

13. Добричев В.М., Ченцов Е.Л., Шхагошева З.У. Система стандартных длин волн для белых сверхгигантов. 1986, Астрофиз. Исслед. (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв.), 22, с. 59-63.

14. Зейналов С.К., Мусаев ФА, Ченцов Е.Л. К вопросу о спектральной двойственности 68 Лебедя. 1987, Письма Астрон.ж, 13, с. 223-227.

15. Киселев А.А., Кияева О.В., Ченцов Е.Л. Применение метода параметров видимого движения (ПВД) к определению орбит визуально-двойных звезд по короткой дуге. 1987, Соврем, астрометрия (по материалам 23-й астрометрич. конф.). Ленинград, с. 100-104.

16. Ченцов Е.Л. Наблюдательные свойства звездного ветра. 1988, Сообщ. Тартуской астрофиз. обс, №89, с. 188-181.

17. Ааб О.Э., Соколов В.В., Ченцов Е.Л. Спектроскопические исследования "убегающих" ОВ звезд. 1988, Сообщ. Тартуской астрофиз. обс, №89, с. 195-199.

18. Мусаев ФА, Ченцов Е.Л. К проблеме поиска двойственности "убегающих" 0-звезд. Дифференциальные сдвиги линий в спектре HD188209. 1988, Письма Астрон, ж., 14, с. 530-536.

19. Мусаев Ф.А., Ченцов Е.Л., HD12323 - тесная двойная в дорент-геновской стадии? 1989, Письма Астрон. ж., 15, с. 833-836.

20. Рзаев А.Х., Зейналов С.К., Ченцов Е.Л. Исследование иеста-ционарности атмосферы звезды HD 21291. 1989, Кинематика и физика неб. тел, 5, с. 75-79.

21. Ааб О.Э., Ченцов Е.Л. Исследование массивных "убегающих" двойных ОВ-звезд. I. HD188209. 1989, Астрофиз. Исслед. (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв.), 28, с. 44-58.

22. Ченцов Е.Л., Лууд Л.С. Интересная пара горячих звезд высокой светимости: HD168607 и HD168625.1989, Астрофизика, 31, с. 5-16.

23. Барсукова Е.А., Ченцов Е.Л. Атмосфера сверхгиганта 6 Cas. IV. Спектр и лучевые скорости визуального спутника. 1990, Астрофиз. Исслед. (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв.), 29, с. 101-105.

24. Рзаев А.Х., Ченцов Е.Л. Сравнительные характеристики кудэ-спектрографа 2-м телескопа ШАО и Основного звездного спектрографа БТА. 1991, Астрофиз. Исслед. (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв.), 31, с. 134-143.

25. Рзаев А.Х., Ченцов Е.Л. О методике измерения и редукции лучевых скоростей. 1991, Цирк. Шемахинской астрофиз. обс, №88, с. 3-9.

26. Рзаев А.Х., Ченцов Е.Л., Зейналов С.Л. Исследование нестационарности атмосфер сверхгигантов HD 21291 и HD 21389. 1991, Сообщ. Спец. Астрофиз. Обсерв., вып. 67, с. 5-14.

27. Рзаев А.Х., Ченцов Е.Л., Зейналов С.К. Спектроскопическое исследование квазипериодических движений типа пульсаций в атмосферах ранних сверхгигантов. I. HD 21389. Изменение лучевых скоростей со временем. 1991, Астрофиз. Исслед. (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв.), 34, с. 84-101.

28. Rzaev A.Kh., Chentsov E.L. High dispersion spectroscopy of white supergiants HD 21389 and HD 21291. Stellar magnetism. St. Petersburg, 1992, p. 246-251.

29. Chentsov E.L. The spectroscopy of unusual high luminosity stars: HD 168607 and 6 Cas. The atmospheres of early-type stars. Lecture notes in physics, Kiel, 1992, №401, p. 128-130.

30. Rzaev A.Kh., Chentsov E.L. Pulsation of the supergiant stars HD 21389 (АО la) and HD 21291 (B9Ia). "New perspectives on stellar pulsation and pulsating variable stars", IAU Coll. №139, Vancouver, 1992, p. 31-32.

31. Панчук В.Е., Клочкова В.Г., Галазутдинов ГА, Рядченко В.П., Ченцов Е.Л. Эшелле-спектрометр с матрицей ПЗС для 6-м телескопа. 1993, Письма Астрон. ж., 19, с. 1061-1069.

32. Bartaya RA, Chargeishvili K.B., Chentsov E.L., Shkhagosheva Z.U. Hypergiant 6 Cas and association CasOB5. 1994, Bull. Spec. Astrophys. Obs., 38, p. 103-118.

33. Романенко Л.Г., Ченцов Е.Л. Определение относительных лучевых скоростей компонент визуально-двойных звезд по наблюдениям на 6-м телескопе (БТА). 1994, Астрон. ж., 71, с. 278-281.

34. Chentsov E.L. Unstable wind of 6 Cassiopeae. 1995, Astrophys. Space Sci., 232, p. 217-232.

35. Chentsov E.L., Musaev FA, Galazutdinov G.A. Spectral atlas of the white hypergiant 6 Cas. 1996, Bull. Spec. Astrophys. Obs., 39, p. 101-123.

36. Ченцов Е.Л., Мусаев Ф.А Спектр высокого разрешения белого гипергиганта HD168607. 1996, Письма Астрон. ж., 22, с. 660663.

37. Klochkova V.G., Panchuk V.E., Chentsov E.L. Is the UU Her a post-AGB star? 1997, Astron. Astrophys., 329, p. 789-796.

38. Chentsov E.L., Klochkova V.G., Mal'kova GA Spectral atlas of the symbiotic star MWC 560 for the region between H/3 and Ha. 1997, Bull. Spec. Astrophys. Obs., 43, p. 18-29.

39. Israelian G., Chentsov E., Musaev F. The inhomogeneous circum-stellar envelope of Rigel (/?Orionis A). 1997, Mon. Not. R. Astron. Soc, 290, p. 521-532.

40. Klochkova V.G., Chentsov E.L., Panchuk V.E. Optical spectrum of the IR-source IRC+10420 in 1992-1996. 1997, Mon. Not. R. Astron. Soc, 292, p. 19-26.

41. Miroshnichenko A.S., Fremat Y., Houziaux L., Andrillat Y., Chentsov E.L., Klochkova V.G. High-resolution spectroscopy of the galactic candidate LBV MWC 314.1998, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 131, p. 469-478.

42. Chentsov E.L., Klochkova V.G., Tavolganskaya N.S. Spectral atlas of two supergiants: MWC 314 and IRC+10420. 1999, Bull. Spec. Astrophys. Obs., 48, p. 25-40.

43. Chentsov E.L. On the variable winds of BA-supergiants. "Variable and non-spherical winds in luminous hot stars". IAU Coll. № 169, (B. Wolf, O. Stahl, A.W. Fullerton, eds.), Springer. 1999, p.206-213.

44. Miroshnichenko A.S., Chentsov E.L., Klochkova V.G. High-resolution spectroscopy of stellar winds in recently recognized LBV candidates. "Variable and non-spherical winds in luminous hot stars", IAU Coll. №169, (B. Wolf, O. Stahl, A.W. Fullerton, eds.), Springer. 1999, p. 272-274.

45. Miroshnichenko A.S., Chentsov E.L., Klochkova V.G. AS 314: A dusty A-type hypergiant. 2000a, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 144, p. 379-389.

46. Miroshnichenko A.S, Chentsov E.L., Klochkova V.G., Kuratov K.S., Sheikina T.A., Mukanov D.B., Bjorkman K.S., Gray R.O.,

Rudy R.J., Lynch D.K., Mazuk S., Puetter R., Garcio-Lario P., Perea J.V., Bergner Yu.K. Spectroscopy and photometry of the emission-line B-type stars AS 78 and MWC657. 2000b, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 147, p. 5-24.

47. Miroshnichenko A.S., Bjorkman K.S., Chentsov E.L., Klochkova V.G., Gray R.O., Garcia-Lario P., Perea Calderon J.V. The Pre-main-sequence star IPPersei. 2001, Astron. Astrophys., 377, p. 854-867.

48. Ченцов Е.Л., Ермаков СВ., Клочкова В.Г., Панчук В.Е., Бьерк-ман К., Мирошпиченко А.С. Атлас спектров гипергигантов и сверхгигантов В6-А2 в диапазоне от 4800 до 6700 А. 2001, Препринт Спец. Астрофиз. Обсерв., №161, 36с.

49. Miroshnichenko A.S., Bjorkman K.S., Chentsov E.L., Klochkova V.G., Ezhkova O.V., Gray R.O., Garcia-Lario P., Perea Calderon J.V., Rudy R.J., Linch D.K., Mazuk S.f Venturini C.C., Puetter R. The luminous B[e] binary AS 381. 2002, Astron. Astrophys., 383, p. 171-181.

50. Miroshnichenko A.S., Bjorkman K.S., Chentsov E.L., Klochkova V.G., Manset N., Garcia-Lario P., Perea Calderon J.V., Rudy R.J., Linch D.K., Wilson J.C., Gandet T.L. V669Cep: A new binary system with a B[e] star. 2002, Astron. Astrophys., 388, p. 563-572.

51. Клочкова В.Г., Юшкин М.В., Ченцов Е.Л., Панчук В.Е. Эволюционные изменения в оптическом спектре пекулярного сверхгиганта IRC+10420. 2002, Астрон. ж., 79, с. 158-171.

52. Miroshnichenko A.S., Bjorkman K.S., Klochkova V.G., Chentsov E.L. Be binares with warm dust and exotic high-luminosity A-F emission- line stars. "Exotic stars as challenges to evolution", ASP Conf.Ser. (Ch.A. Tout, W. van Hamme eds.). 2002, p. 303-308.

53. Chentsov EX., Ermakov S.V., Klochkova V.G., Panchuk V.E., Bjorkman K.S., Miroshnichenko A.S. An atlas of spectra of B6-A2

hypergiants and supergiants from 4800 to 6700 A. 2003, Astron. Astrophys., 397, p. 1035-1042.

54. Клочкова В.Г., Чеицов Е.Л., Таволжанская Н.С., Проскуро-ва Г.А. Спектральный атлас трех В-звезд высокой светимости.

2003, Препринт Спец. Астрофиз. Обсерв., №183. 39 с.

55. Чепцов Е.Л., 2004. Спектроскопия гипергиганта HD183143.

2004, Препринт Спец. Астрофиз. Обсерв., №197. 11с.

56. Ченцов Е.Л., 2004, Результаты спектрального мониторинга белых гипергигантов HD168607 и HD168625. Препринт Спец. Астрофиз. Обсерв., № 196. 12с.

57. Клочкова В.Г., Ченцов Е.Л. Кинематика оболочки post-AGB звезды V510Pup - ядра будущей планетарной туманности. 2004, Астрон. ж., 81, с. 333-347

Личный вклад автора

Все перечисленные выше публикации относятся ко времени работы автора в САО РАН. Основными направлениями его работы в обсерватории, отраженными в диссертации, были:

- с 1968 г. по настоящее время - изучение физических условий, в основном полей скоростей, в атмосферах и ветрах горячих звезд высокой светимости методами спектроскопии умеренного и высокого разрешения (многолетнее наблюдение за несколькими типичными или выдающимися объектами) и,

- с 1976 г. - исследование спектральной аппаратуры 6-м телескопа САО и выработка методики точного измерения параметров спектральных линий, в основном лучевых скоростей.

В соответствии с этим в совместных работах автору принадлежат:

- публикации 1, 2, 6-10, 12-14, 17-28, 30, 32: постановка задачи, получение и обработка всего или части наблюдательного материала, участие в интерпретации,

- публикации 35, 36, 38, 39, 42, 48, 53, 54, 56: постановка задачи, обработка наблюдательного материала, обсуждение результатов,

- публикации 37, 40, 41, 44-47, 49-52, 57: обработка наблюдательного материала, обобщение данных, спектральная классификация, оценки расстояний и светимостей, участие в интерпретации,

- публикации 11, 15, 33: получение и обработка наблюдательного материала, обсуждение результатов,

- публикация 31: исследование позиционных характеристик спектрометра.

Благодарности

Автор благодарен сотрудникам Лаборатории астроспектроскопии САО РАН СВ. Ермакову, В.Г. Клочковой, В.Е. Панчуку и М.В. Юш-кину за получение спектров на эшелле-спектрографах б-м телескопа, выполнение обработки спектров в среде MIDAS, за участие в обсуждении полученных результатов и в их публикациях, а также Таволжанской Н.С. - за обработку текстов статей и данной диссертации в

Автор признателен сотрудникам САО Л.И. Снежко, В.В. Соколову, Е.А.Барсуковой и З.У.Шхагошевой, Ф.А.Мусаеву и Г.А.Галазут-динову за методическую помощь и выполнение наблюдений на ОЗСП БТА, 1-м телескопе САО РАН и на телескопе обсерватории Терскол.

Автор выражает глубокую благодарность всем соавторам своих публикаций.

Работа выполнена при поддержке грантов Российского фонда фундаментальных исследование (проекты №99-02-18339 и 02-0216085), федеральной программы "Астрономия", программы фундаментальных исследований Отделения физических наук РАН "Протяженные объекты во Вселенной" (подпроект "Спектроскопия протяженных оболочек звезд на поздних стадиях эволюции") и гранта CRDF RP1-2264.

Цитируемая литература

1. Панчук В.Е., Юшкин М.В., Найденов И.Д.. Препринт Спец. Астрофиз. Обсерв., 2003, № 179

2. Humphreys R.M., Davidson K.D., 1979, Astrophys. J., 232, 409

3. Humphreys R.M., Davidson K., 1994, Publ. Astr. Soc. Pacific, 106, 1025

4. Massey P., 2003, Annu. Rev. Astron. Astrophys., 41,15

5. van Genderen A.M., 2001, Astron. Astrophys., 366, 508

6. van Genderen A.M., 1991, ESO Workshop on Rapid Variability of OB stars (ed. Baade D.), Garching, 117

7. van Genderen A.M., van den Bosh F.C., Dessing F., Fehmers G.C., van Grunsven J., van der Heiden R., Janssens A.M., Kalter R., van der Meer R.L.J., van Ojik R., Smit J.M., Zijderveld M.J., 1992, Astron. Astrophys., 264, 88.

8. Humphreys R.M., Davidson K., Smith N., 2002, Astron. J., 124,1026

9. Smith S., Davidson-K., Gull Th.R., Ishibashi K., 2002, "A Massive Stars Odissey", IAU Symp., No 212 (eds van der Hucht K.A., Herrero A., Esteban C.), ASPConf.Ser.,№236

10. Sandage A., Tamman G.A., 1974, Astrophys. J., 191, 603

11. Kudritzki R.P., Puls J., 2000, Annu. Rev. Astron. Astrophys., 38, 613

12. Kudritzki R.P., Bresolin F., Przybilla N., 2003, Astrophys. J., 582, 83

13. Munch G., 1957, Astrophys. J., 125, 42

14. Galazutdinov G.A., Galazutdinova O.A., 2004, Astron. Astrophys., submitted

15. ESA, The Hipparcos and Tycho Catalogues, SP-1200,1997

16. de Zeeuw P.T., Hoogerwere R., de Bruijne J.H.J., 1999, Astron. J., 117, 354

17. Юшкин М.В. "Оптическая спектроскопия звезд высокой светимости с инфракрасными избытками", диссертация к.ф.-м.н., Нижний Архыз, 2002.

18. Галазутдинов ГА, 1992, Препринт Спец. Астрофиз. Обсерв., №92

19. Abt H.A., 1957, Astrophys. J., 126,138

20. Kaufer A., Stahl O., Wolf В., Gang Th., Gummersbach C.A., Jankovics L, Kovacs J., Mandel H., Peitz J., Rivinius Th., Szeifert Th., 1996, 314, 599

21. Morrison N.D., 1998, частное сообщение.

22. Rivinius Th., Stahl O., Wolf B., Kaufer A., Gang Th., Gummersbach C.A., Jankovics I., Kovacs J., Mandel H., Peitz J., Szeifert Th., Lamers H.J.G.L.M., 1997, Astron. Astrophys., 318, 819

23. Kaufer A., Stahl O., Wolf B., Gang Th., Gummersbach CA., Kovacs J., Mandel H., Szeifert Th., 1996, Astron. Astrophys., 305, 887

24. Wolf B., Stahl O., 1990, Astron. Astrophys., 99, 351

25. Stahl O., Gang Th., Sterken C., Kaufer A., Rivinius Th., Szeifert Th., Wolf

B., 2003, Astron. Astrophys., 400, 279.

26. Humphreys R.M., Strecker D.W., Murdock T.L., Low F.J, 1973, Astrophys. J., 179, L49

27. Kudritzki R.P., Puls J., Lennon D.J., Venn K.A., Reetr J., Najarro F., McCarthy J.K., and Herrero A., 1999, Astron. Astrophys., 350, 970

28. White R.L., Becker R.H., 1983, Astrophys. J., 272, 19

29. Humphreys R.M., Smith N., Davidson K., Jones T.J., Gehrz R.D., Mason

C.G., Hayward T.L., Houck J.R., Krauter J., 1997, Astron. J., 114, 2778

30. Sterken C, Arentoft T., Duerbeck H.W., Brogt E., 1999, Astron. Astrophys., 349, 532

31. Szeifert Th., Kaufer A., Crowther P., Stahl O., Sterken C, 2002, A Massive Star Odissey. IAU Symp. 212 (eds. van der Hucht k.A., Herrero A., Esteban C.), ASP Conf. Ser., 38, 243

32. Machado M.A.D., de Araujo F.X., Pereira CB., Fernandes M.B., 2002, Astron. Astrophys., 387, 151

33. Venn K.A., Smart S.J., Lennon D.J., Dufton P.L., 1998, Astron. Astrophys., 334, 987

Бесплатно

* 6 95 *

ЧЕНЦОВ Евгений Леонидович

Оптическая спектроскопия звезд экстремально высокой светимости в Галактике

Зак-№ 152с Уч. изд. л. - 2.1 Тираж 100 Специальная астрофизическая обсерватория РАН

1 Введение

1.1 Общая характеристика работы.

1.2 Объекты и актуальность их исследования.

1.3 Цели работы.

1.4 Основные результаты и их достоверность

1.5 Положения, выносимые на защиту

1.6 Научная новизна и практическая ценность работы.

1.7 Структура диссертации.

1.8 Апробация работы.

1.9 Личный вклад автора.

2 Спектральный материал, его получение, обработка и архивизация

2.1 Фотографические и ПЗС-эшелле спектрографы.

2.2 Прецизионность и стабильность спектрографа.

2.3 Методы и процедуры обработки спектров

2.4 Отождествление линий и стандартные длины волн.

2.5 Проблема системной скорости.

2.6 Спектральная классификация.

2.7 Архивизация, спектральные атласы.

3 Горячие сверхгиганты: пульсации в атмосферах и их расширение

3.1 "Убегающие" 0-звезды

3.1.1 68 Cyg.

3.1.2 HD

3.1.3 а Саш.

3.1.4 HD 218915.

3.1.5 HD

3.1.6 CygX-1.

3.2 Пульсирующие белые сверхгиганты и кинематические разрезы их атмосфер

3.3 /3 Ориона - ключевой объект в исследованиях полей скоростей в атмосферах белых сверхгигантов.

3.3.1 Альтернатива: пульсации - нестационарное расширение.

3.3.2 Отказ от сферической симметрии фотосферы и ветра.

4 Ветры белых гипергигантов

4.1 Порывистый ветер б Cassiopeiae.

4.2 Затухающие ветры HD 183143 и CygOB2-№ 12.

4.2.1 HD

4.2.2 Cyg OB2-JV® 12.

4.3 Ветер с дождем. IRC+

5 LBV среди белых гипергигантов

5.1 О пространственной близости гипергигантов

HD 168607 и HD

5.2 HD168607 - LBV низкой светимости.

5.3 HD

5.4 HD

5.5 AS 314.

6 Спектроскопическое исследование маломассивных сверхгигантов

6.1 Проблема "спектроскопической мимикрии".

6.2 Проблема статуса маломассивных сверхгигантов.

6.3 Спектроскопия пекулярного высокоширотного сверхгиганта UU Her.

6.4 Спектроскопия сверхгиганта V510 Pup.

1.1 Общая характеристика работы Представляемая диссертация посвяш,ена горячим сверхгигантам и гипергигантам Галактики. В ней подведены итоги их многолетних исследований, проводившихся в ОАО РАН с помощью ее 6-метрового и 1-метрового телескопов. Однако наиболее активно исследования велись и основные результаты были получены в последние 10 лет. Дело в том, что звездная спектроскопия претерпела в эти годы методическую перестройку, и наиболее зрелые ее плоды появились только в самое последнее время. Речь идет о завершении столетней эпохи фотографии и переходе от спектрографов с обычными профилированными решетками и одномерных спектрограмм к эшелле-спектрометрам скрещенной дисперсии с матрицами ПЗС и двумерным изображениям спектров. В нашей работе использованы и фотографические спектры, но основной спектральный материал получен с помощью всех модификаций приборов, последовательно реализованных в Лаборатории астроспектроскопии ОАО, - от первого спектрометра высокого разрешения "Рысь" (Панчук и др., 1993) до наиболее совершенного спектрометра НЭС (Панчук и др., 2003).Отсюда специфика работы, ее наблюдательно-методический характер.Ограничиваясь самой общей интерпретацией полученных данных, автор считал своими первостепенными задачами обеспечение их достоверности и тщательное выявление и детальное описание как новых эффектов, так и новых возможностей наблюдательных средств.Введение 5*0 log fmtS Рис. 1.1: Верхняя часть диаграммы ГР по Wolf (1989) и положения на ней звезд из табл. 1.1: большие заполненные кружки - гипергиганты, малые - сверхгиганты. Штриховая линия - ГП нулевого возраста, на ней отмечены исходные массы. Жирная изломанная линия - предел Хамфрис-Дэвидсона. Заштрихованные участки - полосы нестабильности LBV, открытые кружки на них, соединенные горизонтальными прямыми, LEV разных светимостей в фазах минимума и максимума визуального блеска, сверху вниз: AG Саг, SDor, HD160529.

Заключение

Главный итог многолетнего спектроскопического исследования горячих сверх- и гипергигантов Галактики, результаты которого кратко изложены в диссертации, состоит в том, что по-настоящему оно только начинается. Недавнее появление ПЗС-эшелле спектрометров высокого разрешения перевело его на качественно новый уровень. Это бросается в глаза при сопоставлении первых разделов 3-й главы, базирующихся на фотографическом наблюдательном материале, и тех фрагментов 4-й и 5-й глав, в которых описываются спектры, полученные с помощью новейших модификаций приборов, введенных в строй несколько лет назад. Принципиально новые возможности, связанные с выявлением тонкой структуры ветровых и межзвездных профилей, дает, например, повышение разрешения с R = 40000 до 70000.

В этом смысле диссертацию можно рассматривать как введение в современную спектроскопию объектов левого верхнего угла диаграммы ГР.

Только к концу исследования обнаружились некоторые феномены, общие для больших групп объектов, такие, например, как:

- регулярно появляющиеся в профилях На белых сверхгигантов аномально глубокие и широкие высокоскоростные абсорбции (напоминающие ослабленный вариант струйных абсорбций МWC 560),

- дискретные депрессии, перемещающиеся по широким ветровым аб-сорбциям Р Cyg-профилей ("феномен Р Cyg") у белых гипергигантов,

- специфическая асимметрия профилей сильных абсорбций в спектрах сверхгигантов и гипергигантов,

- заметное изменение формы профилей абсорбций в спектрах LBV низкой светимости при незначительных изменениях их блеска и

- характерное расщепление на узкие компоненты абсорбционных частей их ветровых профилей и др.

Основой будущих исследований звезд предельно высокой светимости представляется долговременная спектроскопия высокого разрешения, дополненная спектрополяриметрией в широком дипазоне длин волн и получением хотя бы их изображений с миллисекундным угловым разрешением. Заатмосферная спектроскопия околозвездных газово-пылевых туманностей, позволяющая как бы приблизиться к звезде и осмотреть ее с разных сторон, пока выполнена лишь в немногих уникальных случаях, но, очевидно, вскоре и она охватит широкий круг подходящих объектов.

Если в исследованиях слабых звезд даже теперь не обойтись без больших телескопов, то для сравнительно ярких объектов спектральный мониторинг, нереальный на крупных телескопах, успешно переносится на телескопы умеренного размера. Это уже показал опыт нескольких обсерваторий, в том числе и CAO. Для гипергигантов и особенно LBV крайне желательно его фотометрическое сопровождение.

Сопутствующее росту спектрального разрешения резкое повышение отношения сигнал/шум позволило работать с более слабыми линиями и деталями профилей. В предельных случаях, когда наблюдениям доступны только ветер и псевдофотосфера, особую ценность приобретают слабые абсорбции синей области спектра, несущие информацию о наиболее глубоких слоях псевдофотосферы. С появлением синечувствительных ПЗС-матриц эта информация становится доступной.

Для уточнения расстояний, а следовательно, и светимостей наших и подобных им объектов можно привлечь соседние с ними звезды, особенно если эти объекты входят в ассоциации, как, например CygOB2-№12 или HD168607. Наблюдательная задача сложна и трудоемка - для звезд сравнения нужны спектры того же качества, что и для основного объекта, -но сегодня она легче реализуема, чем в фотографическую эпоху.

ПЗС-спектроскопия на крупных телескопах если не сегодня, то в скором будущем позволит получать спектры не только гипергигантов, но и post-AGB-звезд соседних галактик. Их сопоставление было бы прямым путем к разрешению проблемы "спектроскопической мимикрии".

Объем диссертации не позволил, естественно, достаточно полно представить собранную в ходе работы библиотеку спектров, в приложение вошла лишь небольшая ее часть. Как отмечено в разд. 2.7, она могла бы дать полезный иллюстративный материал для обновленного варианта звездно-спектроскопической энциклопедии П. Меррила.

Работа выполнена при поддержке грантов РФФИ (проекты 99-02-18339 и 02-02-16085), федеральной программы "Астрономия", программы по программе фундаментальных исследований Отделения физических наук РАН "Протяженные объекты во Вселенной" (подпроект "Спектроскопия протяженных оболочек звезд на поздней стадии эволюции") и гранта CRDF RP1-2264.

Автор благодарен сотрудникам Лаборатории астроспектроскопии CAO РАН C.B. Ермакову, В.Г. Клочковой, В.Е. Панчуку и М.В. Юшкину за получение спектров на эшелле-спектрографах 6-м телескопа, выполнение обработки спектров в среде MIDAS, за участие в обсуждении полученных результатов и в их публикациях, а также Н.С. Таволжанской - за подготовку ТЕХ-файлов ряда статей и данной диссертации.

Автор признателен сотрудникам CAO Л.И. Снежко, В.В. Соколову, Е.А. Барсуковой, З.У. Шхагошевой, Ф.А. Мусаеву и Г.А. Галазутдинову, совместно с которыми выполнен ряд работ и которыми получена часть наблюдательного материала на ОЗСП БТА, а также на 1-м телескопе CAO и 2-м телескопе обсерватории Терскол.

Автор выражает глубокую благодарность всем соавторам совместных публикаций.

1. Ааб О.Э., Ченцов E.JL, 1989, Астрофиз. Исслед. (Изв. Спец. Астро-физ. Обсерв.), 28, 44

2. Ааб О.Э., Бычкова J1.B., Копылов И.М. и др., 1981, Письма Астрон. ж., 7, 417

3. Ааб О.Э., Соколов В.В., Ченцов E.JL, 1988, Сообщ. Тартуской Астрофиз. Обсерв., №89, 195

4. Аббасов Г.И., Зейналов С.К., Ченцов E.JL, 1972, Астрофиз. исслед. (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв.), 4, 81.

5. Алдусева В.Я., Асланов A.A., Колотилов Е.А., Черепащук A.M., 1982, Письма Астрон. ж., 8, 717

6. Асланов A.A., Корнилова JI.H., Черепащук A.M., 1984, Письма Астрон. ж., 10, 666

7. Барсукова Е.А., Ченцов E.JL, 1990, Астрофиз. Исслед. (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв.), 29, 101

8. Барсукова Е.А., Лебедева И.А., Чаргейшвили К.Б., Ченцов Е.Л., 1982, Астрофиз. Исслед. (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв.), 16, 34

9. Бикмаев И.Ф., Панчук В.Е., 1986, Астрофиз. Исслед. (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв.), 23, 118

10. Васильев A.C., Евзеров A.M., Лобачев М.В., Пейсахсон И.В., 1977, Оптико-механическая промышленность, 2, 31

11. Галазутдинов Г.А., 1992, Препринт Спец. Астрофиз. Обсерв., №92

12. Добричев В.М., Ченцов Е.Л., Шхагошева З.У., 1986, Астрофиз. Исслед. (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв.), 22, 59

13. Зверева Е.Б., Зейналов С.К., Ченцов Е.Л., 1984, Астрофиз. Исслед. (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв.), 18, 29

14. Зейналов С.К., Мусаев Ф.А., Ченцов Е.Л., 1985, Астрофиз. Исслед. (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв.), 21, 3

15. Зейналов С.К., Мусаев Ф.А., Ченцов E.JL, 1987, Письма Астрой, ж., 13, 223

16. Киселев A.A., Кияева О.В., Ченцов E.JL, 1987, Соврем, астрометрия (по материалам 23-й астрометр. конф.), Ленинград, с. 100

17. Клочкова В.Г., Ченцов Е.Л., 2004, Астрон. ж., 81, 333

18. Клочкова В.Г., Ермаков C.B., Панчук В.Е. и др., 1999, Препринт Спец. Астрофиз. Обсерв., №137

19. Клочкова В.Г., Щерба Р., Панчук В.Е., 2000а, Письма Астрон. ж., 26, 115

20. Клочкова В.Г., Щерба Р., Панчук В.Е., 2000b, Письма Астрон. ж., 26, 510

21. Клочкова В.Г., Панчук В.Е., Таволжанская Н.С., 2002а, Письма Астрон. ж., 28, 56

22. Клочкова В.Г., Юшкин М.В., Ченцов Е.Л., Панчук В.Е., 2002b, Астрон. ж., 46, 139

23. Клочкова В.Г., Панчук В.Е., Юшкин М.В., 2002с, Препринт Спец. Астрофиз. Обсерв., №168, 1

24. Клочкова В.Г., Ченцов Е.Л., Таволжанская Н.С., Проскурова Г.А., 2003, Препринт Спец. Астрофиз. Обсерв., №183

25. Копылов И.М., 1958, Изв. Крымск. Астрофиз. Обсерв., 20, 156

26. Копылов И.М., 1970, Астрофиз. Исслед. (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв.), 2, 42

27. Копылов И.М., Стешенко Н.В., 1965, Изв. Крымск. Астрофиз. Обсерв., 33, 308

28. Копылов И.М., Рылов B.C., 1979, Новая техника в астрон., Вып. 6, 24

29. Лозинская Т.А., Лютый В.М., 1981, Астрон. Цирк., №1196

30. Лозинская Т.А., Правдикова В.В., Финогенов A.B., 2002, Письма Астрон. ж., 28, 260

31. Меррил П., Линии химических элементов в астрономических спектрах. 1959, М. Физматгиз.

32. Мусаев Ф.А., 1996, Письма Астрон. ж., 22, 795

33. Мусаев Ф.А., Ченцов Е.Л., 1988, Письма Астрон. ж., 14, 530

34. Мусаев Ф.А., Ченцов Е.Л., 1989, Письма Астрон. ж., 15, 833

35. Мусаев Ф.А., Галазутдинов Г.А., Сергеев A.B., Карпов Н.В., Подьячев Ю.В. Кинематика и физика небесных тел, 1999, 15, 3

36. Панчук В.Е., Клочкова В.Г., Галазутдинов Г.А., Рядченко В.П., Ченцов Е.Л., 1993, Письма Астрон. ж., 19, 1061

37. Панчук В.Е., Клочкова В.Г., Найденов И.Д., Витриченко Э.А., Вику-льев H.A., Романенко В.П., 1999, Препринт Спец. Астрофиз. Обсерв., №139

38. Панчук В.Е., Пискунов Н.Е., Клочкова В.Г., Юшкин М.В., Ермаков C.B., 2002, Препринт Спец. Астрофиз. Обсерв., №169

39. Панчук В.Е., Юшкин М.В., Найденов И.Д. Препринт Спец. Астрофиз. Обсерв., 2003, № 179

40. Рзаев А.Х., Ченцов Е.Л., 1991, Астрофиз. Исслед. (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв.), 31, 134

41. Рзаев А.Х., Зейналов С.К., Ченцов Е.Л., 1989, Кинематика и физика неб. тел, 5, 75

42. Рзаев А.Х., Ченцов Е.Л., Зейналов С.К., 1991а, Астрофиз. Исслед. (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв.), 34, 84

43. Рзаев А.Х., Ченцов Е.Л., Зейналов С.К., 19916, Сообщ. Спец. Астрофиз. Обсерв., №67, 5

44. Рзаев А.Х., Панчук В.Е., 2004, Письма Астрон. ж., 31 (в печати).

45. Романенко Л.Г., Ченцов Е.Л., 1994, Астрон. ж., 71, 278

46. Снежко Л.И., Ченцов Е.Л., 1973, Астрофиз. Исслед. (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв.), 5, 94

47. Соколов В.В., Ченцов E.JL, 1984, Астрофиз. Исслед. (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв.), 18, 8

48. Ситник Т.Г., Мельник А.М., Правдикова В.В., 2001, Астрон. ж., 78, 40

49. Стриганов А.Р., Одинцова Г.А., Таблицы спектральных линий атомов и ионов, 1982, М. Энергоиздат.

50. Струве О., Зебергс В., Астрономия XX века. 1968, М. "Мир".

51. Ченцов E.JL, 1976, Астрофиз. Исслед. (Изв. Спец. Астрофиз. Обсерв.), 8, 128

52. Ченцов Е.Л., 1978, Сообщ. Спец. Астрофиз. Обсерв., вып. 21.

53. Ченцов E.JL, 1980, Письма Астрон. ж., 6, 360

54. Ченцов E.JL, 1988, Сообщ. Тартуской астрофиз. обе., №89, с. 188

55. Ченцов E.JL, 2004а, Препринт Спец. Астрофиз. Обсерв., №196. 12 с.

56. Ченцов E.JL, 2004b, Письма Астрон.ж., 30, в печати

57. Ченцов E.JL, 2004с, Препринт Спец. Астрофиз. Обсерв., №197. 11 с.

58. Ченцов E.JL, Снежко Л.И., 1970, Сообщ. Спец. Астрофиз. Обсерв., №2, 3

59. Ченцов E.JL, Лууд Л.С., 1989, Астрофизика, 31, 5

60. Ченцов Е.Л., Мусаев Ф.А., 1996, Письма Астрон. ж., 22, 660

61. Ченцов Е.Л., Горда Е.С., 2004, Письма Астрон. ж., т. 30, в печати

62. Ченцов Е.Л., Ермаков C.B., Клочкова В.Г., Панчук В.Е., Бьеркман К., Мирошниченко A.C., 2001, Препринт Спец. Астрофиз. Обсерв., №161, 36

63. Шайн Г.А., Мельников O.A., Курс астрофизики и звездной астрономии, М. "Наука", 1973

64. Шайн Г.А., Шайн П.Ф., 1949, Изв. Крымск. Астрофиз. Обсерв., 4, 49

65. Юшкин M.B. "Оптическая спектроскопия звезд высокой светимости с инфракрасными избытками", диссертация к.ф.-м.н. Нижний Архыз, 2002.

66. Abt H.A., 1957, Astrophys. J, 126, 138

67. Abt H.A., Biggs E.S, 1972, Bibliography of Stellar Radial Velocities. New York.

68. Adams W.S., MacCormack E, 1935, Astrophys. J, 81, 119

69. Adelman S.J, Yuce K, Engin S, 2000, Inform. Bull. Var. Stars, №4946

70. Andrews P.J, 1968, Mem. Roy. Astron. Soc, 72, 35

71. Bakker E.J, Lamers H.J.G.L.M, Waters L.B.F.M, Waelkens C., Trams N.R, van Winckel H, 1996, Astron. Astrophys, 307, 869

72. Bakker E.J, van Dishoeck E.F, Waters L.B.F.M, Schoenmaker T, 1997, Astron. Astrophys, 323, 469

73. Bartaya R.A. , Chargeishvili K.B, Chentsov E.L, Shkhagosheva Z.U., 1994, Bull. Spec. Astrophys. Obs, 38, 103

74. Batten A.H, 1967, Publ. Dom. Astrophys. Obs. Victoria, 13, 119 Osterbart R, Weigelt G, 1999, Astron. Astrophys.348, 805

75. Bohannan B, Conti P.S., 1976, Astrophys. J, 204, 797

76. Bohannan B, Garmany C.D, 1978, Astrophys. J, 223, 908

77. Bolton C.T, Rogers G.L, 1978, Astrophys. J, 222, 234

78. Brand J, Blitz L., 1993, Astron. Astrophys, 275, 67

79. Chaffee F.H, White R.E, 1982, Astrophys. J. Suppl. Ser, 50, 169

80. Chentsov E.L, 1992, Lecture notes in physics, Kiel, №401, p. 128

81. Chentsov E.L, 1995, Astrophys. Space Sei, 232, 217

82. Chentsov E, 2000. In: "Variable and Non-spherical Stellar Winds in Luminous Hot Stars", IAU Coll. 169 (eds. Wolf B, Stahl О, Fullerton A.W.), Berlin etc.: Springer-Verlag, 206

83. Chentsov E.L., Snezhko L.I., 1971. In: "Colloquium on Supergiant Stars", (Ed. M. Hack), Triest, p.51

84. Chentsov E.L., Musaev F.A., Galazutdinov G.A., 1996, Bull. Spec. Astrophys. Obs., 39, 101

85. Chentsov E.L., Klochkova V.G., Mal'kova G.A., 1997, Bull. Spec. Astrophys. Obs., 43, 18

86. Chentsov E.L., Klochkova V.G., Tavolganskaya N.S., 1999, Bull. Spec. Astrophys. Obs.48, 25

87. Chentsov E.L., Ermakov S.V., Klochkova V.G., Panchuk V.E., Bjorkman K.S., Miroshnichenko A.S., 2003, Astron. Astrophys., 397, 1035

88. Clayton C.F., Ivchenko V.N., Meaburn J., Walsh J.R., 1985, Mon. Not. R. Astron. Soc., 216, 761

89. Comeron F., Pasquali A., Stashev V., et al., 2002, Astron. Astrophys., 389, 874

90. Copeland J.A. and Heard J.F., 1963, Publ. David Dunlap Obs., 2, 317 Astrophys. J.205, 802

91. Dame T.M., Hartmann D., Thaddeus P., 2001, Astrophys. J., 547, 792

92. Denizman L., Hack V., 1988, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 78, 79.

93. The Hipparcos and Tycho Catalogues, 1997, ESA, SP-1200

94. Faraggiana R., Gerbaldi M., van't Veer C., Floquet M., 1988, Astron. Astrophys., 201, 259

95. Ferro A.A., 1984, Publ. Astr. Soc. Pacific, 96, 641

96. Ferro A.A., Mendoza V.E.E., 1993, Astron. J.106, 2516

97. FitzGerald M.P., 1970, Astron. Astrophys., 4, 234

98. Fix J.D., Cobb M.L., 1987, Astrophys. J., 312, 290

99. Fullerton A.W., Gies D.R., Bolton C.T., 1996, Astrophys. J. Suppl. Ser., 103, 475

100. Galazutdinov G.A., Galazutdinova O.A., 2004, Astron. Astrophys., в печати

101. Galazutdinov G.A., Musaev F.A., Krelowski J., Walker G.A.H., 2000, Publ. Astr. Soc. Pacific, 112, 648

102. Galazutdinov G.A., Stachowska W., Musaev F., Monton C., Lo Curto G., Krelowski J., 2002, Astron. Astrophys., 396, 987

103. Georgelin Y.P., Georgelin Y.M., 1970, Astron. Astrophys.6, 349

104. Gies D.R., Bolton C.T., 1986, Astrophys. J. Suppl. Ser., 61, 419

105. Gray R.O., Garrison R.F., 1989, Astrophys. J., 70, 623

106. Griffin R.F., Griffin R., 1973, Mon. Not. R. Astron. Soc., 162, 243, 255

107. Groth H.G., 1972, Astron. Astrophys., 21, 337

108. Halbwachs J.L., 1983, Astron. Astrophys., 128, 399

109. Herbig G.H., 1975, Astrophys. J., 196, 129

110. Herbig G.H., 1993, Astrophys. J., 407, 142

111. Herbig G.H., 1995, Astron. Astrophys. Rev., 33, 19116. van den Heuvel E.P.J., 1976. Structure and Evolution of Close Binary Systems. Proc. IAU Symp. 73, 263

112. Hobbs L.M., 1969, Astrophys. J., 157, 135

113. Hoffleit D., 1982, The Bright Stars Catalogue. Yale Univ. Obs.

114. Hoffleit D., Saladyga M., Wlasuk P., 1983, Suppl. to the Bright Stars Catalogue. Yale Univ. Obs.

115. Humphreys R.M., 1978, Astrophys. J. Suppl. Ser., 38, 309

116. Humphreys R.M., 1999, In: "Variable and non-spherical stellar winds in luminous hot stars, Proceed. IAU Coll. №169, (Wolf B., Stahl O., Fullerton. eds.) Berlin etc.: Springer-Verlag, p.243

117. Humphreys R.M., 2002, A Massive Stars Odissey. IAU Symp. 212 (eds van der Hucht K.A., Herrero A., Esteban C.), ASP Conf. Ser., 38

118. Humphreys R.M., Davidson K.D., 1979, Astrophys. J., 232, 409

119. Humphreys R.M. and McElroy D.B., 1984, Astrophys. J., 284, 565

120. Humphreys R.M., Davidson K., 1994, Publ. Astr. Soc. Pacific, 106, 1025

121. Humphreys R.M., Strecker D.W., Murdock T.L., Low F.J., 1973, Astrophys. J., 179, 49

122. Humphreys R.M., Smith N., Davidson K., Jones T.J., Gehrz R.D., Mason C.G., Hayward T.L., Houck J.R., Krautter J., 1997, Astron. J., 114, 2778

123. Humphreys R.M., Davidson K., Smith N., 2002, Astron. J., 124, 1026

124. Hutchings J.B., Laskarides P.G., 1973, Publ. Dom. Astrophys. Obs. Victoria, 14, 107

125. Hutsemekers D., van Drom E., 1991, Astron. Astrophys., 248, 141

126. Hutsemekers D., van Drom E., Gösset E., Melnik J., 1994, Astron. Astrophys., 290, 906

127. Irvine C.E., 1986, IAU Circ. №4286

128. Israelian G., Chentsov E., Musaev F., 1997, Mon. Not. R. Astron. Soc., 290, p. 521

129. Israelian G., Herrero A., Musaev F., et al., 2000, Mon. Not. R. Astron. Soc., 316, 407

130. Jones T.J., Humphreys R.M., Gehrz R.D., Lawrence G.F., Zickgraf F.-J., Moseley H., Casey S., Glaccum W.J., Koch C.J., Pina R., Jones B.,Venn K., Stahl O., Starrfield S.G., 1993, Astrophys. J., 411, 323

131. Jenniskens P. and Desert F.X., 1994, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 106, 39

132. Johansson S., 1978, Phys. Scripta, 18, 217

133. Johnson H. and Morgan W.W., 1953, Astrophys. J., 117, 313

134. Kaufer A., Stahl O., Wolf B., Gang Th., Gummersbach C.A., Kovacs J., Mandel H., Szeifert Th., 1996a, Astron. Astrophys., 305, 887

135. Kaufer A., Stahl O., Wolf B., Gang Th., Gummersbach C.A., Jankovics I., Kovacs J., Mandel H., Peitz J., Rivinius Th., Szeifert Th., 1996b, Astron. Astrophys., 314, 599

136. Kaufer A., Stahl O., Wolf B., Fullerton A.W., Gang Th., Gummersbach C.A., Jankovics I., Kovacs J., Mandel H., Peitz J., Rivinius Th., Szeifert Th., 1997, Astron. Astrophys., 320, 273.

137. Klochkova V.G., 1995, Mon. Not. R. Astron. Soc., 272, 710

138. Klochkova V.G., Panchuk V.E. 1996. Bull. Spec. Astrophys. Obs., 41, 5

139. Klochkova V.G., Chentsov E.L., Panchuk V.E., 1997a, Mon. Not. R. Astron. Soc.292, 19

140. Klochkova V.G., Chentsov E.L., Panchuk V.E., 1997b, Astron. Astrophys., 323, 789

141. Klochkova V.G., Szczerba R., Panchuk V.E., Volk K., 1999, Astron. Astrophys., 345, 905

142. Kolev D., Tomov T., 1993, Astron. Astrophys. Suppl, 100, 1

143. Kudritzki R.P., 1997, Prepr. MPA, №1023

144. Kudritzki R.P., Puls J., 2000, Annu. Rev. Astron. Astrophys., 38, 613

145. Kudritzki R.P., Puls J., Lennon D.J., Venn K.A., Reetr J., Najarro F., McCarthy J.K., and Herrero A., 1999, Astron. Astrophys., 350, 970

146. Kudritzki R.P., Bresolin F., Przybilla N., 2003, Astrophys. J., 582, 83

147. Lennon D.J., Dufton P.L., Fitzsimmons A., 1992, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 94, 569

148. Lennon D.J., Dufton P.L., Fitzsimmons A., 1993, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 97, 559

149. Likkel L., 1989, Astrophys. J., 344, 350

150. Likkel L., Forveille Т., Omont A., Morris M., 1991, Astron. Astrophys., 246, 153

151. Lindemann E. and Hauck В., 1973, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 11, 119

152. Lucy L.B., 1976, Astrophys. J., 206, 499

153. Machado M.A.D., de Araujo F.X., Pereira C.B., Fernandes M.B., 2002, Astron. Astrophys., 387, 151

154. Markova N., 2002, Astron. Astrophys., 385, 479

155. Markova N., Kolka I., 1988, Astrophys. Space Sei., 141, 45

156. Massey P., 2003, Annu. Rev. Astron. Astrophys., 41, 15

157. Massey P., Thompson A.B., 1991, Astron. J., 101, 1408

158. McCall B.J., Hinkle K.H., Geballe T.R., et a/., 2002, Astrophys. J., 567, 391

159. Publ. Astr. Soc. Pacific, 105, 881

160. Merrill P.W. and Burwell C.G., 1933, Astrophys. J., 78, 87

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

162. Miroshnichenko A.S., Chentsov E.L., Klochkova V.G., 1999, In: "Variable and non-spherical winds in luminous hot stars", IAU Coll. № 169, (В. Wolf, О. Stahl, A.W. Fullerton eds.), Springer, p. 272

163. Miroshnichenko A.S., Chentsov E.L., Klochkova V.G., 2000, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 144, 379

164. Miroshnichenko A.S., Bjorkman K.S., Chentsov E.L., Klochkova V.G., Gray R.O., Garcia-Lario P., Perea Calderon J.V., 2001, Astron. Astrophys., 377, 854

165. Miroshnichenko A.S., Bjorkman K.S., Chentsov E.L., Klochkova V.G., Ezhkova O.V., Gray R.O., Garcia-Lario P., Perea Calderon J.V., Rudy R.J., Lynch D.K., Mazuk S., Venturini C.C., Puetter R., 2002, Astron. Astrophys., 383, 171

166. Miroshnichenko A.S., Bjorkman K.S., Chentsov E.L., Klochkova V.G., Manset N., Garcia-Lario P., Perea Calderon J.V., Rudy R.J., Lynch D.K., Wilson J.C., Gandet T.L., 2002, Astron. Astrophys., 388, 563

167. Miroshnichenko A.S., Bjorkman K.S., Klochkova V.G., Chentsov E.L., 2002, In: "Exotic stars as challenges to evolution", ASP Conf.Ser. (Ch.A. Tout, W. van Hamme eds.), p. 303

168. Moore J.H., 1924, Lick Obs. Bull., 11, 141

169. Moore J.H., 1936, Lick Obs. Bull., 18, 1

170. Morgan W.W., Keenan Ph.C., Kellman E., 1943, An atlas of stellar spectra with outline of spectral classification. Univ. Chicago Press

171. Morgan W.W., Abt H.A., Tapscott J.W., 1978, Revised MK atlas for stars earlier than the Sun. Yerkes Kitt Peak

172. Morgan W.W., Johnson H.L., Roman N.G., 1954, Publ. Astr. Soc. Pacific, 66, 85

173. Morrison N.D., 1998, частное сообщение

174. Morrison N.D., Gordon K.D., 1995, Bull. AAS, 27, 1212

175. Münch G, 1957, Astrophys. J, 125, 42

176. Neckel T. and Klare G, 1976, Astron. Astrophys, 52, 77

177. Neckel T. and Klare G, 1980, Astron. Astrophys. Suppl. Ser, 42, 251

178. Neugebauer G, Leighton R.B, Two-micron sky survey a preliminary catalog. NASA SP - 3047. Washington, D.C, 1969.

179. Nordsieck K.H, 1974, Publ. Astr. Soc. Pacific, 86, 324

180. Nota A, Pasquali A, Clampin M, Pollacco D, Scuderi S, Livio M, 1996, Astrophys. J, 473, 946

181. Oudmaijer R.D, 1998, Astron. Astrophys. Suppl. Ser, 129, 541

182. Oudmaijer R.D, Geballe T.R, Waters L.B.F.M, Sahu K.C, 1994, Astron. Astrophys, 281, 33

183. Paddock G.F, 1935, Lick Obs. Bull, 17, 99

184. Panchuk V.E, Najdenov I.D., Klochkova V.G, Ermakov S.V., Ivanchik A.V, Murzin V.A, 1998, Bull. Spec. Astrophys. Obs, 44, 127

185. Pasquali A, Nota A, Smith L.J, Akiyama S, Messineo M, Clampin M, 2002, Astron. J, 124, 1625

186. Pierce A.K, Breckinridge J.B, 1973, Contrib. Kitt Peak Obs, №559

187. Reynolds R.J, 1983, Astrophys. J, 268, 698

188. Rivinius Th, Stahl O, Wolf B, Kaufer A, Gaeng Th, Gummersbach C.A, Jankovics I, Kovacs J, Mandel H, Peitz J, Szeifert Th, Lamers H.J.G.L.M, 1997, Astron. Astrophys, 318, 819

189. Robberto M. and Herbst T.M, 1998, Astrophys. J, 498, 400

190. Rosendhal J.D, 1973, Astrophys. J, 186, 909

191. Rzaev A.Kh, Chentsov E.L, 1992, "New perspectives on stellar pulsation and pulsating variable stars", IAU Coll, №139, Vancouver, 1992, p. 31

192. Sandage A, Tamman G.A, 1974, Astrophys. J, 191, 603

193. Sanford R.F., 1942, Astrophys. J., 95, 421

194. Sanford R.F., 1947, Astrophys. J., 105, 222

195. Sasselov D.D., 1984, Astrophys. Space Sei., 102, 161

196. Schulte D.H., 1958, Astrophys. J., 128, 41

197. Schulz A., Lenzen R, 1983, Astron. Astrophys., 121, 158

198. Selvelli P.L., Crivellari L., Stalio R., 1977, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 27, 1

199. Sharpless S., 1957 Publ. Astr. Soc. Pacific, 69, 69

200. Slijkhuis S., Hu J.Y. and De Jong T., 1991, Astron. Astrophys., 248, 547

201. Smith N., 2002, Mon. Not. R. Astron. Soc., 336, L22

202. Smith S., Davidson K., Gull Th.R., Ishibashi K., 2002, "A Massive Stars Odissey", IAU Symp., № 212 (eds van der Hucht K.A., Herrero A., Esteban C.), ASP Conf. Ser, №236.

203. Stahl O, Wolf B, de Groot M, Leitherer C, 1985, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 61, 237

204. Stahl O, Aab O, Smolinski J, Wolf B, 1991, Astron. Astrophys, 252, 693

205. Stahl O, Gaeng T, Sterken C, Kaufer A, Rivinius T, Szeifert T, Wolf B, 2003, Astron. Astrophys, 400, 279

206. Sterken C, Gösset E, Juettner A, Stahl O, Wolf B, Axer M, 1991, Astron. Astrophys, 247, 383

207. Sterken C, Arentoft T, Duerbeck H.W, Brogt E, 1999, Astron. Astrophys, 349, 532

208. Stone R.C, 1979, Astrophys. J, 232, 520

209. Stone R.C, 1982, Astrophys. J, 261, 208

210. Steffen M, 1985, Astron. Astrophys. Suppl. Ser, 59, 403

211. Szeifert Th., Stahl O., Wolf B., Zickgraf F.J., Bouchet P., Klare G., 1993, Astron. Astrophys., 280, 508

212. Szeifert Th., Kaufer A., Crowther P., Stahl O., Sterken C., 2002, A Massive Stars Odissey. IAU Symp. 212 (eds. van der Hucht K.A., Herrero A., Esteban C.), ASP Conf. Ser., 38, P.243.

213. Talavera A., Gomez de Castro A.I., 1987, Astron. Astrophys., 181, 300

214. Te Lintel Hekkert P., Caswell J.L., Habing H.J., Haynes R.F., Haynes R.F. and Norris R.P., 1991, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 90, 327

215. Tomov T., 1990, IAU Circ, №4955

216. Trammell S., Dinerstein H.L., Goodrich R.W., 1994, Astron. J., 108, 984

217. Tuairisg S.O., Cami J., Foing B.H., Sonnentruker P., Ehrenfreund P., 2000, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 142, 225

218. Ueta T., Meixner M., 2000, Astrophys. J., 528, 861

219. Underhill A.B., 1980, Astrophys. J., 235, 149225. van der Veen V.E.C.J., Habing H.J., 1988, Astron. Astrophys., 194, 125

220. Venn K.A., Smartt S.J., Lennon D.J, Dufton P.L., 1998, Astron. Astrophys., 334, 987

221. Verdugo E., Talavera A., Gomez de Castro A.I., 1999, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 137, 351

222. Verdugo E., Talavera A., Gomez de Castro A.I., Henricks H.F., "A Massive Star Odyssey", Eds.: K. van der Hucht, A. Herrero, C. Esteban, 2003, p.255

223. Waelkens C., Waters L.B.F.M., 1993, In: "Luminous High-Latitude Stars", ASP Conf. Ser. Ed. Sasselov D.D., 45, 219

224. Waelkens C., Lamers H.J.G.L.M., Waters L.B.F.M., Rufener F., Trams N.R., Le Bertre T., Ferlet R., Vidal-Madjar A., 1991, Astron. Astrophys., 242, 433

225. Waelkens C., Mayor M., Plets H. 1993. In: Proceed. Second ESO/CTIO Workshop on Mass Loss on the AGB and Beyond. La Serena. 21-24 Jan. 1993. H.E.Schwarz (Ed.) p.287

226. Walborn N.R., Fitzpatrick E.L., 2000, Publ. Astr. Soc. Pacific, 112, 50

227. Waters L.B.F.M., Waelkens C., Mayor M., Trams N.R., 1993, Astrophys. J., 269, 242

228. Wendker H.J., Altenhoff W.J., 1980, Astron. Astrophys., 92, 5

229. White R.L., Becker R.H., 1983 Astrophys. J., 272, 19

230. Wilson R.E., Joy A.H., 1950, Astrophys. J., Ill, 221

231. Wolf B., 1989, Astron. Astrophys., 217, 87

232. Wolf B., Stahl O., 1990, Astron. Astrophys., 235, 340

233. Wolf B., Campusano L., Sterken C., 1974, Astron. Astrophys., 36, 87240. de Zeeuw P.T., Hoogerwere R., de Bruijne J.H.J., 1999, Astron. J., 117, 354

234. Zijlstra A.A., Chapman J.M., te Likkel Hekkert P.L., Comeron F., Norris R.P., Molster F.J., Cohen R.J., 2001, Mon. Not. R. Astron. Soc., 322, 280

235. Zsoldos E., Sasselov D.D., 1992, Astron. Astrophys., 256, 107