Переменность и эволюция протопланетарных объектов

Иконникова, Наталия Петровна

Переменность и эволюция протопланетарных объектов тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

Иконникова, Наталия Петровна АВТОР

кандидата физико-математических наук УЧЕНАЯ СТЕПЕНЬ

Москва МЕСТО ЗАЩИТЫ

2009 ГОД ЗАЩИТЫ

01.03.02 КОД ВАК РФ

Диссертация по астрономии на тему «Переменность и эволюция протопланетарных объектов»

Автореферат диссертации на тему "Переменность и эволюция протопланетарных объектов"

МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ имени М.В. ЛОМОНОСОВА

Государственный астрономический институт имени П.К. Штернберга

На правах рукописи

□□34В47Э9

Иконникова Наталия Петровна

Переменность и эволюция протопланетарных объектов

Специальность 01.03.02 - астрофизика и радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

2 6 НОЯ 2009

Москва - 2009

003484799

Работа выполнена в отделе физики эмиссионных звезд и галактик Государственного астрономического ииститута им. П.К.Штернберга

Научный руководитель:

кандидат физико-математических наук Архипова

Вера Петровна (ГАИШ МГУ)

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук Тарапова

Ольга Георгиевна (отдел радиоастрономии ГАИШ МГУ)

доктор физико-математических наук Самусь

Николай Николаевич (Институт астрономии РАН)

Ведущая организация: Специальная астрофизическая обсерватория РАН

(CAO РАН)

Защита диссертации состоится 10 декабря 2009 года в 14:00 на заседании Диссертационного совета по астрономии Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова, шифр Д 501.001.86.

Адрес: 119992, Москва, Университетский проспект, 13.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Государственного астрономического института им. П.К. Штернберга МГУ (Москва, Университетский проспект, 13)

Автореферат разослан 10 ноября 2009 г.

Ученый секретарь Диссертационного совета кандидат физико-математических наук

Алексеев С.О.

Общая характеристика работы

В работе представлены результаты многолетних фотометрических и спектральных наблюдений сверхгигантов с инфракрасными избытками - кандидатов в протопланетарные объекты (ПГТО). Это звезды, которые уже прекратили крупномасштабную потерю массы на асимптотической ветви гигантов (AGB), но еще не стали достаточно горячими, для того, чтобы ионизовать остатки околозвездных оболочек и проявиться как планетарные туманности (PN).

Актуальность темы.

Актуальность всестороннего изучения звезд на поздних стадиях эволюции связана с тем, что они являются поставщиками продуктов нуклеосинтеза в межзвездную среду и во многом определяют эволюцию галактик. Согласно современным представлениям, звезды промежуточных масс (от 1 до 8 масс Солнца на начальной главной последовательности) теряют большую часть своей массы, находясь на асимптотической ветви гигантов, а интенсивнее всего в конце этой стадии эволюции во время фазы "сверхветра". После прекращения мощного ветра у звезды остается вырожденное углеродно-кислородное (СО) ядро с массой 0.5-0.9 М©, окруженное обширной газовой оболочкой, имитирующей характеристики сверхгиганта (светимость, ускорение силы тяжести). Источником энергии является горение водорода или гелия в слое. Звезда окружена также газопылевой оболочкой, которая постепенно расширяется и просветляется. Расчеты (Блекер, 19956) показывают, что дальнейшая эволюция звезды проходит при постоянной болометрической светимости, звезда постепенно сжимается, а ее температура растет. Пылевая оболочка, образованная на стадии AGB, постепенно рассеивается и охлаждается, хотя еще долго будет проявлять себя в виде избытка излучения в далекой инфракрасной области.

Систематическое изучение звезд, находящихся в постасимптотической (post-AGB) стадии эволюции, началось в конце 80-х годов прошлого столетия после успешной миссии космической обсерватории IRAS в 1983 г. В результате обзора неба в далеком инфракрасном (ИК) диапазоне было обнаружено большое число объектов, имеющих избытки излучения в далекой ИК-области, среди которых были выявлены звезды на поздних стадиях эволюции.

За последние 20 лет в мире проведена огромная работа по изучению кандидатов в post-AGB звезды. Получены изображения с высоким

пространственным разрешением нескольких десятков объектов с помощью больших наземных телескопов и космического телескопа Хаббла (Уета и др., 2000; Мейкснер и др., 1999; Сахаи и др., 2007). Большое внимание уделяется наблюдениям в ИК-области, где излучают пылевые оболочки, а также в радиодиапазоне, где осуществляются переходы в СО-молекулах. Спектральные наблюдения с высоким разрешением многих десятков объектов позволили определить физические параметры и выявить особенности химического состава post-AGB звезд (Клочкова, 2006). Суарес и др. (2006) переопределены спектральные классы более 100 post-AGB объектов и составлен их спектральный атлас. Проведена каталогизация post-AGB объектов. В Торунском интернет-каталоге галактических post-AGB и подобных им объектов (Щерба и др., 2007) на сегодняшний день содержится 326 наиболее вероятных кандидатов в post-AGB звезды, большинство из которых мало изучено.

Актуальность фотометрического исследования сверхгигантов с ИК-избытками — кандидатов в протопланетарные объекты обусловлена прежде всего отсутствием в подавляющем большинстве случаев современных UВV-величин этих звезд.

Фотометрическая переменность протопланетарных объектов, обусловленная либо пульсациями, либо наличием второго компонента, либо проявлением переменного звездного ветра, а также эволюционными изменениями делает крайне актуальным мониторинг выборки звезд на временной шкале дни-месяцы-годы.

В настоящее время не существует теории пульсаций звезд на поздних стадиях эволюции. Трудность построения такой теории связана с тем, что для AGB и post-AGB звезд важными являются процессы конвекции и истечения вещества, которые трудно учитывать при расчетах. Пуль-сационные характеристики, полученные из наблюдений для как можно большего числа звезд, дают важную информацию для теоретиков.

Важнейшим параметром, определяющим эволюцию звезды на поздних стадиях, кроме ее массы, является темп потери массы звездой на асимптотической ветви гигантов (в виде сверхветра), а также в фазе перехода от AGB к PN. Спектральный и фотометрический мониторинг звезд, находящихся на разных стадиях post-AGB эволюции, позволит проследить изменение темпов потери массы по мере увеличения температуры звезды.

Биполярная структура некоторых планетарных и протопланетарных туманностей на современном этапе исследования объясняется присут-

ствием второго компонента в системе. Многолетние фотометрические и спектральные наблюдения необходимы для выявлении возможной двойственности объектов.

Протопланетарные объекты представляют собой звезды с протяженными атмосферами, окруженные пылевыми оболочками, построенными в результате интенсивной потери массы звездой на предыдущих стадиях эволюции. Пылевые оболочки со временем рассеиваются, что отражается на видимости звезд в оптическом диапазоне. Длительные наблюдения протопланетарных объектов в однородной системе в нескольких фотометрических полосах помогут проследить эволюцию пылевой оболочки, окружающей звезду.

Согласно современным теоретическим расчетам, продолжительность post-AGB стадии эволюции зависит от массы звезды, а также от темпа потери массы на асимптотической ветви гигантов и может занимать от 100 до нескольких тысяч лет. Для наиболее массивных звезд эволюционные изменения можно проследить за время жизни исследователя или научного коллектива. Привлечение данных из исторических каталогов, а также измерение блеска звезд на пластинках из фототек (в частности, фототеки Службы неба ГАИШ) может расширить интервал, охваченный наблюдениями, до 150 лет. Сравнение наблюдений с теорией крайне важно для уточнения треков быстро эволюционирующих звезд.

Крайне важным является вопрос о формировании планетарной туманности. Основной сброс массы звезды в результате ее эволюции происходит на стадии асимптотической ветви гигантов. Начало post-AGB фазы определяется прекращением крупномасштабной потери массы, но затем, по мере увеличения температуры звезды, в результате все возрастающей роли светового давления, темп потери массы звездой увеличивается. Наблюдения горячих post-AGB звезд могут прояснить вопрос о том, когда начинается стадия сверхветра, каковы темпы потери массы в этой стадии. Наблюдательные проявления звездного ветра можно получить в результате как спектральных, так и фотометрических наблюдений.

Цель работы

Целью диссертационной работы является исследование природы нестационарности звезд в post-AGB стадии на разных этапах эволюционного трека. Для достижения цели диссертационной работы решаются следующие задачи:

• получение продолжительных рядов фотометрических наблюдений

в полосах UBV 13 сверхгигантов с ИК-избытками - кандидатов в протопланетарные объекты ;

• поиск фотометрической переменности звезд программы;

• изучение характера переменности ППО, в частности, поиск периодичности, выявление связи между показателями цвета и блеском;

• поиск эволюционных эффектов у более массивных ППО, а именно, трендов среднего блеска, систематического изменения спектрального класса и периодов пульсаций;

• исследование влияния околозвездной пыли на фотометрические характеристики звезд в стадии post-AGB.

Научная новизна работы.

В ходе выполнения работы получен ряд новых результатов.

• Впервые для большинства объектов нашей программы получены и проаЕгализированы обширные данные в трех фотометрических полосах U, В и V.

• Обнаружена переменность блеска 9 звезд, в их числе 5 желтых сверхгигантов с ИК-избытками - полуправильных переменных звезд IRAS 18095+2704=V887 Her, IRAS 19386+0155=V1648 Aql, IRAS 19500-1709=V5112 Sgr, IRAS 19114+0002=V1427 Aql, IRAS 19475+ 3119 и 4 горячих кандидатов в post-AGB звезды - IRAS 18062+2410= V886 Her, IRAS 19590-1249=V5555 Sgr, IRAS 19200+3457, IRAS 07171 +1823, показавших неправильную переменность на коротких временных интервалах в несколько суток.

• Впервые сделан вывод о фотометрической переменности горячих протопланетарных объектов, и выявлена их связь с переменными центральными звездами молодых планетарных туманностей.

• Впервые сделан вывод о быстрой эволюции IRAS 18062+2410=V886 Her как возможной причине систематического ослабления блеска и изменения спектра звезды. V886 Her представляет собой второй пример объекта в post-AGB стадии (после SAO 244567), эволюция которого происходит стремительно в астрономическом масштабе.

Научная и практическая ценность работы.

Полученные многоцветные фотометрические наблюдения представляют собой ценный материал, который содержит большой объем информации по кандидатам в протопланетарные объекты. Результаты, полученные в диссертации, могут использоваться в дальнейшем для сравнения с новыми данными для выявления эволюционных изменений протопла-нетарных объектов.

Полученные в работе значения периодов и амплитуд колебаний желтых сверхгигантов с ИК-избытками могут быть использованы для проверки теории пульсационной нестабильности звезд на продвинутых стадиях эволюции.

Выявленные нами эволюционные изменения V886 Her могут служить при тестировании эволюционных треков звезд в post-AGB стадии.

Фотометрические характеристики протопланетарных объектов могут быть использованы для уточнения их классификации в Общем каталоге переменных звезд.

Основные результаты, выносимые на защиту:

1. Обнаружение переменности блеска 9 сверхгигантов с ИК-избытками: IRAS 07171+1823, V886 Her, V887 Her, V1427 Aql, IRAS 19200+3457, V1648 Aql, IRAS 19475+3119, V5112 Sgr, V5555 Sgr по результатам многолетних f/ßV-наблюдений.

2. Вывод о характере фотометрической переменности звезд в postAGB стадии эволюции, сделанный на основании многолетних систематических UBV-наблюдений 13 сверхгигантов с ИК-избытками - кандидатов в протопланетарные объекты. Выявлено, что тип переменности зависит от эффективной температуры звезды, т.е. от положения звезды на горизонтальном эволюционном треке. В частности, для шести F-G сверхгигантов с ИК-избытками обнаружены полуправильные изменения блеска с характерными временами от 40 до 130 суток, причиной которых может быть пульсационная нестабильность. Более горячие звезды - ранние B-сверхгиганты с ИК-избытками - показывают переменность блеска без выраженной периодичности с амплитудами от 0.т1 до 0.т3 в полосе V на временных интервалах от суток до нескольких суток и зависимостью показателей цвета от блеска, которую не удается объяснить темпера-

турными изменениями. В качестве основной причины фотометрической переменности горячих протопланетарных объектов рассматривается нестабильный звездный ветер, в пользу чего свидетельствуют также результаты спектральных наблюдений.

3. Обнаружение вековых изменений блеска и спектра V886 Her по архивным данным и собственным наблюдениям. Сделан вывод о быстрой эволюции звезды в post-AGB стадии как возможной причине долговременной фотометрической и спектральной переменности объекта.

Список публикаций по теме диссертации

1. Архипова В.П., Иконникова Н.П. UBV-фотометрия и спектр 0Y Gem (HD 51585) - звезды в предпланетарной стадии // 1992, Письма в Астрономический Журнал, 18, 1017-1027

2. Архипова В.П., Иконникова Н.П., Носкова Р.И. О переменности четырех желтых сверхгигантов - возможных протопланетарных объектов // 1993, Письма в Астрономический Журнал, 19, 436-442

3. Архипова В.П., Есипов В.Ф., Иконникова Н.П., Носкова Р.И. Необычная переменность блеска и спектра эмиссионной звезды с ИК-из-бытком IRAS 18062+2410 // 1996, Письма в Астрономический Журнал, 22, 526-531

4. Архипова В.П., Иконникова Н.П., Носкова Р.И., Сокол Г.В., Есипов В.Ф., Клочкова В.Г. IRAS 18062+2Ц0 - ранняя стадия образования планетарной туманности // 1999, Письма в Астрономический Журнал, 25, 30-39

5. Архипова В.П., Иконникова Н.П., Носкова Р.И., Сокол Г.В. UBV-наблюдения сверхгигантов в постасимптотической стадии эволюции // 2000, Письма в Астрономический Журнал, 26, 705-714

6. Архипова В.П., Иконникова Н.П., Носкова Р.И., Сокол Г.В., Шуга-ров С.Ю. Изменения блеска кандидата в протопланетарные объекты HD 179821 в 1899-1999 гг. // 2001, Письма в Астрономический Журнал, 27, 187-193

7. Архипова В.П., Иконникова Н.П., Носкова Р.И., Комиссарова Г.В., КлочковаВ.Г., Есипов В.Ф. Фотометрическая переменность и спектральные особенности протопланетарной туманности

LS 11+34°26=V1853 Суд // 2001, Письма в Астрономический Журнал, 27, 841-850

8. В.П.Архипова, Н.П.Иконникова, Р.И.Носкова, Г.В. Комиссарова Фотометрическая переменность протопланетарной туманности LS IV-lflll // 2002, Письма в Астрономический Журнал 28, 298-301

9. Архипова В.П., Носкова Р.И., Иконникова Н.П., Комиссарова Г.В. Кандидат в протоплапетарные объекты IRAS 22223+4327 - пульсирующая переменная звезда // 2003, Письма в Астрономический Журнал, 29, 545-551

10. Архипова В.П., Иконникова Н.П., Комиссарова Г.В., Носкова Р.И., Есипов В.Ф. Фотометрическая переменность и спектр кандидата в post-AG В объекты IRAS 19200+3457 / / 2004, Письма в Астрономический Журнал, 30, 855-860

11. Архипова В.П., Иконникова Н.П., Комиссарова Г.В., Есипов В.Ф. Исследование сверхгиганта с ИК-избытком HD 331319 // 2006, Письма в Астрономический Журнал, 32, 48-56

12. Архипова В.П.,Иконникова Н.П., Есипов В.Ф., Комиссарова Г.В. Переменность блеска и спектра HD 51585 как проявление звездного ветра // 2006, Письма в Астрономический Журнал, 32, 662-671

13. Архипова В.П., Клочкова В.Г., Чепцов E.JL,Комиссарова Г.В., Есипов В.Ф., Иконникова Н.П. Спектроскопия и фотометрия кандидата в протоплапетарные туманности StHa 62=IRAS 07171+1823 // 2006, Письма в Астрономический Журнал, 32, 737-747

14. Arkhipova V. P., Ikonnikova N. P., Komissarova G. V., Noskova R.I. The variability of hot protoplanetary objects and the stellar wind from central stars of planetary nebulae // 2006, Planetary Nebulae in our Galaxy and Beyond, Proceedings of the International Astronomical Union, Symposium №234. Edited by Ian F. Corbett. Cambridge: Cambridge University Press, 357-358

15. Архипова В.П., Есипов В.Ф., Иконникова Н.П., Комиссарова Г.В., Носкова Р.И. Переменность и быстрая эволюция протопланетар-

ного объекта IRAS 18062+2410=V886 Her // 2007, Письма в Астрономический Журнал, 33, 678-689

16. Архипова В.П., Иконникова Н.П., Комиссарова Г.В., Татарников А.М., Юдин Б.Ф. Фотометрическая переменность и эволюционный статус сверхгиганта с ИК-избытком HD 179821 = VI4 27 Орла // 2009, Письма в Астрономический Журнал, 35, 846-861

17. Arkhipova V.P., Ikonnikova N.P., Komissarova G.V. UBV-photometry of post-AGB star IRAS 22272+5435=V354 Lac in 1990-2008 // 2009 Variable stars, 29, №1

18. Архипова В.П., Иконникова Н.П., Комиссарова Г.В. Пульсации и долговременная переменность блеска трех кандидатов в прото-планетарные туманности // 2010, Письма в Астрономический Журнал, 36, (arXiv:0911.0268)

Все работы написаны в соавторстве. Личный вклад автора в совместные работы. Во всех работах, кроме 13, автор участвовал в фотометрических наблюдениях. В работах 1, 3, 7, 10, 11, 12, 13, 15, 16 автором была проведена обработка спектральных наблюдений, получены результаты. Автор внес равный вклад в интерпретацию результатов и основной вклад в написание статей в работах 8-12, 15-18.

Апробация результатов.

Результаты диссертации представлены

• на международных конференциях:

- IAU Symposium No. 234: "Planetary Nebulae in our Galaxy and Beyond", April 2006, Waikoloa Beach, Big Island, Hawaii, USA

- "B.V. Kukarkin Centenary Conférence: Variable Stars, the Galactic Halo and Galaxy formation" , October 2009, Zvenigorod, Russia

• на научной конференции Ломоносовские чтения-2009

• на семинарах:

- отдела физики эмиссионных звезд и галактик ГАИШ МГУ

- совета по звездной астрономии ГАИШ МГУ

Структура диссертации.

Диссертация состоит из введения, пяти глав, заключения, приложения и списка литературы. Общий объем работы составляет 157 страниц, диссертация содержит 67 рисунков, 12 таблиц, список цитируемой литературы включает в себя 223 ссылки.

Содержание работы

Во введении показана актуальность проблемы, цель исследования и постановка задачи. Представлены основные результаты диссертации и положения, выносимые на защиту. Показаны их научная новизна и практическая ценность.

Первая глава диссертации посвящена теоретическому обоснованию существования звезд в post-AGB стадии эволюции и наблюдательным проявлениям кандидатов в звезды post-AGB.

В разделе 1.1 дано описание теоретических расчетов треков звезд малых и средних масс с учетом потери массы на ветви красных гигантов, асимптотической ветви гигантов и стадии post-AGB, проведенных Блекером (1995а, 19956).

Раздел 1.2 посвящен наблюдательным проявлениям звезд в postAGB стадии. Особое внимание уделено миссии IRAS, которая послужила отправной точкой систематических исследований звезд промежуточных масс на поздних стадиях эволюции. Обсуждаются критерии отбора звезд в кандидаты в протопланетарные объекты на основании их ИК-свойств, особенностей химсостава звезд и их пылевых оболочек. Поскольку данная работа посвящена исследованию нестационарности post-AGB звезд, дано краткое описание типов переменности звезд на поздних стадиях эволюции.

Во второй главе приводится список 13 объектов исследования с обоснованием включения этих звезд в выборку кандидатов в звезды postAGB стадии. Дается описание аппаратуры, с помощью которой проводились фотометрические и спектральные наблюдения, а также методики наблюдений и обработки данных.

Третья глава посвящена исследованию желтых сверхгигантов с ИК-избытками на основании фотометрических наблюдений. Для каждой из 7 звезд приводятся результаты многолетних наблюдений в трех фотометрических полосах U, В и V - кривые блеска и показателей цвета, диаграммы "цвет-величина", двухцветные диаграммы, даются оценки

избытков цвета. Для всех программных объектов проведен поиск периодичности. Для IRAS 19114+0002 приводятся также результаты спектральных наблюдений с низким разрешением в видимой и ближней ИК-областях. Практически для всех звезд прослежена фотометрическая история и проанализированы данные о спектральной классификации в прошлом. Сделан вывод о характере переменности F-G сверхгигантов с ИК-избытками.

Многолетние фотометрические наблюдения программных звезд позволили выявить полуправильные изменения их блеска с периодами от 40 до 130 суток, а также проследить долговременные тренды блеска и показателей цвета, обусловленные изменением параметров звезд и/или окружающих их оболочек.

Объект с не вполне определенным эволюционным статусом V1427 Aql показал бимодальные колебания с периодами Po=203d и Pi=141d, значительно превышающими периоды пульсаций других поздних F-сверхгиган-тов из нашей выборки. Этот факт, а также характер долговременной переменности и повышенная интенсивность триплета Ol Л 7773 À (Wa=2.7 Â) являются указанием на высокую светимость объекта, и, возможно, перемещает звезду из post-AGB звезд в массивные сверхгиганты.

Анализ фотометрического поведения остальных шести звезд из нашей выборки позволил сделать следующие выводы о характере переменности F-G сверхгигантов с инфракрасными избытками - кандидатов в прото-планетарные объекты.

1. Переменность желтых сверхгигантов в post-AGB стадии эволюции характеризуются полуправильными малоамплитудными (0.т1<ДУ<0.т5) колебаниями с продолжительностью циклов от 40 до 130 суток в зависимости от спектрального класса. Более холодные звезды показывают переменность с большими периодами и амплитудами и с более регулярной периодичностью.

2. Для двух звезд - V1648 Aql и V354 Lac - обнаружены колебания на двух близких частотах, явившиеся причиной амплитудной модуляции их кривых блеска.

3. В качестве основной причины квазипериодической переменности звезд в широком диапазоне эффективных температур от 5600 до 8000 К рассматриваются пульсации, природа которых (радиальные или нерадиальные) пока не ясна. В пользу пульсационной нестабильности могут свидетельствовать: корреляция показателей цвета

с блеском (звезды становятся более голубыми при поярчании), ход на двухцветной диаграмме U—B,B—V, указывающий на изменение температуры во время колебаний для большинства звезд, а также тот факт, что более горячие звезды имеют менее продолжительные циклы колебаний.

4. Полуправильная переменность в отдельных случаях сопровождается нестабильностью, связанной с другими механизмами, возможно, присутствием нестационарного звездного ветра, что определяет для некоторых звезд неоднозначную связь блеска и показателей цвета во время колебаний, а для IRAS 19475+3119 ход на двухцветной диаграмме, который не удается объяснить температурными изменениями.

5. Для V887 Her, V1648 Aql и V5112 Sgr были выявлены долговременные тренды блеска и (для V1648 Aql и V5112 Sgr) показателей цвета.

- В случае V887 Her повышение блеска при, в общем, неизменных средних показателях цвета мы попытались объяснить эволюцией окружающей звезду пылевой оболочки - просветлением и/ или разрушением крупных пылевых частиц, вызывающих неселективное поглощение света в оболочке.

- Систематическое покраснение при поярчании V1648 Aql, возможно, вызвано эпизодом усиленной потери массы, в результате которого увеличилась толща газовой оболочки звезды, вследствие чего излучение в непрерывном спектре стало приходить от более высоких и холодных слоев фотосферы.

- V5112 Sgr, заподозренная ранее в спектральной двойственности, испытала в 1999 г. ослабление блеска, которое может быть интерпретировано как затмение в двойной системе.

В четвертой главе приводятся результаты фотометрических и спектральных наблюдений горячих протопланетарных объектов. Для шести звезд программы получены кривые блеска и показателей цвета, проанализированы двухцветные диаграммы и диаграммы "цвет-величина", получены оценки поглощения света. Проанализированы эмиссионные спектры объектов, определены эквивалентные ширины и абсолютные интенсивности эмиссионных линий. Для IRAS 06556+1623 и IRAS 18062+2410

прослежена эволюция спектров на протяжении более десятка лет. Выявлены общие свойства фотометрического поведения горячих протоплане-тарных объектов. Сделан вывод о возможных причинах их переменности, прослежена связь между горячими протопланетарными объектами и "холодными" центральными звездами молодых планетарных туманностей.

Установлено, что горячие кандидаты в протопланетарные объекты -ранние B-сверхгиганты с инфракрасными избытками с температурами от 19000 до 28000 К - испытывают нестабильность от ночи к ночи с характерными временами несколько суток, максимальными амплитудами от 0.т2 до 0.т4 и зависимостью показателей цвета от величины, которую не удается объяснить температурными изменениями. Нами было высказано предположение о том, что основной причиной фотометрической переменности горячих протопланетарных объектов является нестабильный звездный ветер. Спектральные данные - переменная интенсивность эмиссионных линий и профили типа Р Cyg у линий HI и Hei в спектрах этих звезд - согласуются с этим предположением.

Пятая глава посвящена наблюдательным проявлениям быстрой эволюции двух объектов в post-AGB стадии - SAO 244567 и IRAS 18062+2410.

Согласно теории эволюции звезд промежуточных масс (от 1 до 8 М0 на начальной главной последовательности), продолжительность post-AGB стадии зависит от начальной массы звезды, истории потери массы звездой на асимптотической ветви гигантов и массы ядра будущей планетарной туманности. Блекер (19956) показал, что при определенном наборе этих параметров существует возможность очень быстрой, за время менее 1000 лет, эволюции звезды от вершины AGB до начала стадии планетарной туманности.

Среди протопланетарных объектов - будущих планетарных туманностей есть несколько звезд, эволюция которых происходит стремительно в астрономическом масштабе. Так, считается, что IRAS 17119-5926=SAO 244567=V839 Ara за 20 лет прошла путь от звезды В1-В2 с эмиссионными линиями водорода в спектре до центральной звезды планетарной туманности с температурой около 40000 К (Партасарати и др., 1995).

В Каталоге Хенайза (1976) звезда имеет обозначение Hen 3-1357 и спектральный тип В или А с эмиссией На. По спектру, полученному в 1971 г., Партасарати и др. (1995) приписали звезде спектральный класс В1 или В2 и I или II класс светимости и, соответственно, температуру Те//=21000 К. В 1990 г. объект уже имел спектр типичный для плане-

тарной туманности, возбуждаемой звездой с температурой Tef/=40000 К (Партасарати и др., 1995).

Претерпел изменение и блеск звезды. В конце XIX века на фотографическом снимке SAO 244567 имела блеск трд = 8.т9 (1895-1900, The Саре photographic Durchmusterung), тогда как в 1980 г. она уже была слабее на 2т: В — 10.т91 (Kozok, 1985). Как и ожидается, во время эволюции звезды при постоянной болометрической светимости в область более горячих звезд блеск в оптическом диапазоне падает, поскольку максимум излучения смещается в коротковолновую область.

Эволюционные изменения другого объекта - IRAS 18062+2410 - были выявлены нами на основании анализа сведений о звезде в исторических каталогах (BD, HD и других), оценок блеска звезды на пластинках Московского архива ГАИШ и современных фотометрических и спектральных наблюдений.

На рис. 1 собраны оценки блеска звезды по перечисленным выше атласам и каталогам, по нашим измерениям на пластинках Службы неба ГАИШ и среднегодовые величины в полосах В и V" по UBV-наблюдениям с 1995 по 2006 г.

8,5 9.0 9.5 10,0

Е 10,5 11.0 11.5 12.0

1&40 I 860 1880 1900 1920 1940 1960 1980 2000

гады

Рис. 1: Изменение фотографического и визуального блеска IRAS 18062+2410 за период 1855-2006 гг. Черные кружки - блеск звезды в фотографических лучах из каталогов и атласов, звездочки - измерения блеска звезды на пластинках Службы неба ГАИШ, черные точки - наши наблюдения в В-лучах, открытые кружки - наши наблюдения в V-лучах, треугольник относится к оценке визуального блеска звезды в каталоге BD.

Изменение блеска V886 Her, в общем, согласуется с изменением спектрального класса звезды от А5 в эпоху каталога HD до В1.5 в современную эпоху, если предположить, что причиной является эволюция звезды при постоянной болометрической светимости в область горячих звезд.

Спектральные наблюдения с низким разрешением, проведенные нами с 1995 по 2006 гг., выявили систематический рост эквивалентных ширин эмиссионных линий На, H/J, [Nil] А6584 А, 01 Л8446 А, [ОН] Л7320-7330 А. Поток в линии Н/3 возрос более чем в два раза, уровень континуума в оптическом диапазоне понизился. Указанные спектральные изменения могут быть вызваны ростом степени ионизации газовой оболочки вследствие увеличения температуры ионизующей звезды. Эффективная температура звезды в настоящее время составляет ~ 21000 К. При скорости увеличения ее температуры ~ 200 К в год можно ожидать, что звезда через 100 лет достигнет температуры 40000 К и станет ядром планетарной туманности.

Сравнение наблюдательных данных с теоретическими эволюционными треками звезд в постасимптотической стадии дало оценку современной массы звезды М ~0.70 М0.

В приложении приведены результаты спектральных наблюдений с низким разрешением в ближнем ИК-диапазоне желтых сверхгигантов из нашей выборки. Обсуждаются возможности использования некоторых абсорбционных линий для оценки эффективной температуры и светимости звезд.

Список литературы

Блекер (Т. Blocker), Astron. Astrophys. 297, 727 (1995а)

Блекер (Т. Blocker), Astron. Astrophys. 299, 755 (19956)

Клочкова В.Г. Специальная астрофизическая обсерватория РАН:

40 лет: юбилейный сборник/ отв. ред. Ю.Ю.Балега, Нижний Архыз

(2006)

Козок (J.R. Kozok), Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 62, 7 (1985)

Мейкснер и др. (М. Meixner, Т. Ueta, A. Dayal et al.), Astrophys. J.

Suppl. Ser. 122, 221 (1999)

Партасарати и др. (M. Parthasarathy, P. Garcia-Lario, D. De Martino),

Astron. Astrophys. 300, L25 (1995)

CaxaH h ,n,p. (R. Sahai, M. Morris, C. Sánchez Contreras and M. Claussen), Astron. J. 134, 2200 (2007)

Cyapec h flp. (O. Suarez, P. García-Lario, A. Manchado, M. Manteiga, A. Ulla and S.R. Pottasch), Astron. Astrophys. 458, 173 (2006)

mepôa h flp. (R. Szczerba, N. Siodmiak, G. Stasinska and J. Borkowski), Astron. Astrophys. 469, 799 (2007)

Формат 60x90/18. Заказ 865. Тираж 100 экз.

Печать офсетная. Бумага для множительных аппаратов.

Отпечатано в ООО "ФЭД+", Москва, ул. Кедрова, д. 15, тел. 774-26-96

Содержание диссертации автор исследовательской работы: кандидата физико-математических наук, Иконникова, Наталия Петровна

Введение.

Глава 1. Протопланетарные объекты: эволюция от асимптотической ветви гигантов к планетарной туманности

1.1 Теоретические модели ППО.

1.2 Наблюдательные характеристики ППО.

Глава 2. Фотометрические и спектральные наблюдения звезд - кандидатов в ППО

2.1 Объекты исследования.

2.2 Аппаратура, методика наблюдений, звезды сравнения

Глава 3. F-G сверхгиганты с ИК-избытками

3.1 IRAS 18095+2704=V887 Her

3.2 IRAS 19114+0002=V1427 Aql

3.3 IRAS 19386+0155=V1648 Aql

3.4 IRAS 19475+

3.5 IRAS 19500-1709=V5112 Sgr

3.6 IRAS 22223+4327=V448 Lac

3.7 IRAS 22272+5435=V354 Lac

3.8 Характер переменности F-G сверхгигантов с ИК-избытками

Глава 4. ППО на начальной стадии ионизации

4.1 IRAS 06556+1623=OY Gem

4.2 IRAS 07171+

4.3 IRAS 18062+2410=V886 Her

4.4 IRAS 19200+

4.5 IRAS 19590-1249=V5555 Sgr

4.6 IRAS 20462+3416=Vl853 Cyg.

4.7 Общие свойства горячих ППО. Связь с молодыми планетарными туманностями

Глава 5. Наблюдательные проявления эволюции ППО

5.1 IRAS 17119-5926=V839 Ага.

5.2 IRAS 18062+2410=V886 Her

Введение диссертация по астрономии, на тему "Переменность и эволюция протопланетарных объектов"

В работе представлены результаты многолетних фотометрических и спектральных наблюдений сверхгигантов с инфракрасными избытками - кандидатов в протопланетарные объекты. Это звезды, которые уже прекратили крупномасштабную потерю массы на асимптотической ветви гигантов (AGB), но еще не стали достаточно горячими, для того, чтобы ионизовать остатки околозвездных оболочек и проявиться как планетарные туманности (PN).

Актуальность проблемы

Актуальность фотометрического исследования сверхгигантов с инфракрасным (ИК) избытками — кандидатов в протопланетарные объекты обусловлена прежде всего отсутствием в подавляющем большинстве случаев современных UВV-величин этих звезд.

В настоящее время не существует теории пульсаций звезд на поздних стадиях эволюции. Трудность построения такой теории связана с тем, что для AGB и post-AGB звезд важными являются процессы конвекции и истечения вещества, которые трудно учитывать при расчетах. Пульсационные характеристики, полученные из наблюдений для как можно большего числа звезд, дают важную информацию для теоретиков.

Важнейшим параметром, определяющим эволюцию звезды на поздних стадиях, кроме ее массы, является темп потери массы звездой на асимптотической ветви гигантов (в виде сверхветра), а также в фазе перехода от AGB к PN. Спектральный и фотометрический мониторинг звезд, находящихся на разных стадиях post-AGB эволюции, позволяет проследить изменение темпов потери массы в зависимости от температуры звезды.

Биполярная структура некоторых планетарных и протопланетарных туманностей на современном этапе исследования обьясияется присутствием второго компонента в системе. Систематические фотометрические и спектральные наблюдения необходимы для выявлении возможной двойственности объектов.

Протопланетарные объекты представляют собой звезды с протяженными агмосферами, окруженные пылевыми оболочками, сформированными в результате интенсивной потери массы на предыдущих стадиях эволюции. Пылевые оболочки со временем рассеиваются, что отражается на видимости звезд в оптическом диапазоне. Длительные наблюдения протопланетарных объектов в однородной системе в нескольких фотометрических полосах помогут проследить эволюцию пылевой оболочки, окружающей звезду.

Согласно современным теоретическим расчетам, продолжительность post-AGB стадии эволюции зависит ог массы звезды, а также от темпа потери массы на асимптотической ветви гигантов и может занимать от 100 до нескольких тысяч лет. Для наиболее массивных звезд эволюционные изменения можно проследить за время жизни исследователя или научного коллектива. Привлечение данных из исторических каталогов, а также измерение блеска звезд на пластинках из фототек (в частности, Московского архива ГАИШ) может расширить интервал, охваченный наблюдениями, до 150 лет. Ожидаемые эволюционные изменения протопланетарных объектов при движении в область более горячих звезд при постоянной болометрической светимости могут проявиться в систематическом росте п ослаблении блеска звезды в оптическом диапазоне, изменении спектра, а также прогрессивном изменении периода иульсаций. Сравнение наблюдений с теорией крайне важно для уточнения треков быстро эволюционирующих звезд.

Крайне важным является вопрос о формировании планетарной ту манности. Основной сброс массы звезды в результате ее эволюции происходит на стадии асимптотической ветви гигантов. Начало post-AGB фазы определяется прекращением крупномасштабной потери массы, но затем, но мере увеличения температуры звезды, в результате все возрастающей роли светового давления, темп потери массы звездой увеличивается. Наблюдения горячих post-AGB звезд могут прояснить вопрос о том, когда начинается стадия усиления ветра, каковы темпы потери массы в этой стадии. Наблюдательные проявления звездного ветра можно получить в результате как спектральных, так и фотометрических наблюдений.

Цели и задачи исследования

Целью нашей работы является исследование природы нестационарности сверхгигантов в post-AGB стадии на разных этапах эволюционного трека.

Для достижения цели диссертационной работы решаются следующие задачи:

• поиск фотометрической переменности кандидатов в протопланетар-ные объекты на основе систематических наблюдений;

• исследование влияния околозвездной пыли на фотометрические характеристики звезд в стадии post-AGB.

Научная новизна

В ходе выполнения работы получен ряд новых результатов.

• Впервые для объектов нашей программы получены и проанализированы обширные данные в трех фотометрических полосах U, В и V.

• Обнаружена переменность блеска 9 звезд, в их числе 5 желтых сверхгигантов с ИК-избытками - полуправильных переменных звезд

V887 Her, V1648 Aql, V5112 Sgr, V1427 Aql, HD 331319 и 4 горячих кандидатов в post-AGB звезды - V886 Her, V5555 Sgr, IRAS 19200+3457, IRAS 07171+1823, - показавших неправильную переменность на коротких временных интервалах.

• Впервые сделан вывод о быстрой эволюции IRAS 18062+2410=V886 Her как возможной причине систематического ослабления блеска и изменения спектра звезды.

Практическая значимость

Полученные многоцветные фотометрические наблюдения представляют ценный материал, который содержит большой объем информации по кандидатам в иротопланетарные объекты. Результаты, полученные в диссертации, могут использоваться в дальнейшем для сравнения с новыми данными для выявления эволюционных изменений протопланетарных объектов.

Апробация результатов

Результаты диссертации представлены

• на семинарах:

- отдела физики эмиссионных звезд и галактик ГАИШ МГУ

- совета по звездной астрономии ГАИШ МГУ >

• на международных конференциях:

- IAU Symposium No. 234: "Planetary Nebulae in our Galaxy and Beyond", April 2006, Waikoloa Beach, Big Island, Hawaii, USA

- "B.V. Kukarkin Centenary Conference: Variable Stars, the Galactic Halo and Galaxy formation" , October 2009, Zvenigorod, Russia

• на Ломоносовских чтениях-2009 Структура и объем диссертации

Диссертация состоит из введения, пяти глав, заключения, приложения и списка литературы. Общий объем работы составляет 163 страниц, диссертация содержит 66 рисунков, 12 таблиц, список цитируемой литературы включает в себя 224 ссылки.

Заключение диссертации по теме "Астрофизика, радиоастрономия"

Заключение

В диссертации проведено изучение фотометрического поведения и спектральных особенностей выборки из 13 звезд - весьма вероятных кандидатов в протонланетарные объекты на основе многолетних фотометрических и спектральных наблюдений.

На основании проведенных исследований можно сделать следующие выводы:

1. Объекты, находящиеся в переходной фазе от звезд асимптотической ветви гигантов к планетарным туманностям являются переменными звездами, причиной переменности которых в зависимости от температуры звезд являются разные механизмы.

2. Желтые протопланетарные объекты - сверхгиганты с инфракрасными избытками с эффективными температурами от 5600 до 8000 К испытывают квазинериодические колебания с амплитудами, не превышающими 0.т5 в фильтре V и периодами от 40 до 130 суток.

3. Основной причиной фотометрической нестабильности желтых сверхгигантов с ИК-избытком, по-видимому, являются пульсации, природа которых (радиальные или нерадиальные) пока не ясна. В тех случаях, когда колебания происходят на одной частоте, неизвестна мода пульсаций. Прослеживается зависимость продолжительности периода колебаний от температуры звезд: более горячие звезды имеют меньшие периоды пульсаций. Периодическая составляющая колебаний более четко выражена у более холодных звезд.

4. Переменность звезд на поздних стадиях эволюции обусловлена также переменностью звездного ветра, который продолжается и после прекращения фазы сверхветра на AGB. В пользу этого говорят как фотометрические данные - неоднозначная связь показателей цвета с блеском, так и спектральные особенности - наличие переменной эмиссионной компоненты линии На.

5. Установлено, что более горячие кандидаты в протопланетарные объекты - ранние В-сверхгиганты с инфракрасными избытками с температурами от 19000 до 28000 К - испытывают нестабильность от ночи к ночи с характерными временами несколько суток, максимальными амплитудами от 0.т2 до 0.т4 и зависимостью показателей цвета от блеска, которую не удается объяснить температурными изменениями. В качестве основной причины фотометрической переменности горячих протоплапетарных объектов рассматривается нестабильный звездный ветер. Спектральные данные - переменная интенсивность эмиссионных линий и профили типа Р Cyg у линий HI и Hel - согласуются с этим предположением.

6. Совместный анализ фотометрических данных и спектральных особенностей звезды с неопределенным эволюционным статусом - V1427 Aql - привел к выводу о повышенной, по сравнению с другими звездами из нашей выборки, светимости объекта, что, возможно, перемещает его из кандидатов в post-AGB звезды в массивные сверхгиганты на продвинутой стадии эволюции (post-RGB).

7. Анализ многолетних фотометрических и спектральных наблюдений, а также исследование фотометрической истории V886 Her позволили нам обнаружить эволюционные изменения звезды - повышение температуры при постоянной болометрической светимости, что говорит о большой массе звезды-остатка и хорошо вписывается в современную теорию эволюции post-AGB звезд.

Полученные результаты указывают на необходимость дальнейших систематических наблюдений звезд этого класса с целью уточнения природы их переменности.

Крайне необходимы совместные фотометрические наблюдения и измерения лучевых скоростей полуправпльных желтых сверхгигантов с ИК-избытками для проверки предположение о пульсационной активности этих звезд.

Требуются наблюдения с хорошим временным разрешением горячих протопланетарных объектов, показавших быструю фотометрическую нестабильность, для уточнения характерного времени их переменности.

Также нельзя прекращать наблюдения уникальных объектов - SAO 244567 и V886 Her, которые являются примерами рождения планетарных туманностей у нас "на глазах" .

Список источников диссертации и автореферата по астрономии, кандидата физико-математических наук, Иконникова, Наталия Петровна, Москва

1. Андрийя и Свинге (Y. Andrillat and J.P. Swings), Astron. Astrophys. 103, L3 (1981)

2. Андрийя и Узье (Y. Andrillat and L. Houziaux), Mem. Soc. Roy. Sci. Liege, ser. V. 17, 343 (1971)

3. Андрийя и Узье (Y. Andrillat and L. Houziaux), Mem. Soc. Roy. Sci. Liege, ser. VI. 5, 377 (1973)

4. Ареллано Ферро и др. (A. Arellano Ferro, S. Giridhar and A. Goswani), MNRAS 250, 1 (1991)

5. Ареллано Ферро и др. (A. Arellano Ferro, S. Giridhar and P. Mathias), Astron. Astrophys. 368, 250 (2001)

6. Ареллано Ферро и др. (A. Arellano Ferro, S. Giridhar and E. Rojo Arellano), RevisLa Mexicana de Astronomia у Astrofisica 39, 3 (2003)

7. Архипова В.П., Астрон. журн. 39, 363 (1962)

8. Архипова В.П., Письма в Астрон. журн. 15, 925 (1989)

9. Архипова В.П. и Иконникова Н.П., Письма в Астрон. журн. 18, 1018 (1992)

10. Архипова В.П. и Ипатов А.П., Письма в Астрон. журн. 8, 554 (1982)

11. Архипова В.П., Иконникова Н.П., Носкова Р.И., Письма в Астрон. журн. 19, 436 (1993)

12. Архипова В.П., Иконникова Н.П., Есипов В.Ф., Носкова Р.И., Письма в Астрон. журн. 22, 526 (1996)

13. Архипова В.П., Иконникова Н.П., Носкова Р.И., Сокол Г.В., Есипов В.Ф., Клочкова Г.В., Письма в Астрон. журн. 25, 30 (1998)

14. Архипова В.П., Иконникова Н.П., Носкова Р.И. и др., Письма в Астрон. журн. 25, 30 (1999)

15. Архипова В.П., Иконникова Н.П., Носкова Р.И. Сокол Г.В., Письма в Астрон. журн. 26, 705 (2000)

16. Архипова В.П., Клочкова Г.В., Сокол Г.В., Письма в Астрон. журн. 27, 122 (2001а)

17. Архипова В.П., Иконникова Н.П., Носкова Р.И., Сокол Г.В., Шугаров С.Ю., Письма в Астрон. журн. 27, 187 (20016)

18. Архипова В.П., Иконникова Н.П., Носкова Р.И., Комиссарова Г.В., Клочкова Г.В., Есипов В.Ф., Письма в Астрон. журн. 27, 841 (2001в)

19. Архипова В.П., Иконникова Н.П., Носкова Р.И., Комиссарова Г.В., Письма в Астрон. журн. 28, 298 (2002)

20. Архипова В.П., Носкова Р.И., Иконникова Н.П., Комиссарова Г.В., Письма в Астрон. журн. 29, 545 (2003)

21. Архипова В.П., Иконникова Н.П., Носкова Р.И., Комиссарова Г.В., Есипов В.Ф., Письма в Астрон. журн. 30, 855 (2004)

22. Архипова В.П., Иконникова Н.П., Есипов В.Ф., Комиссарова Г.В., Письма в Астрон. журн. 32, 662 (2006)

23. Архипова В.П., Есипов В.Ф., Иконникова Н.П., Комиссарова Г.В., Татарников A.M., Юдин Б.Ф., Письма в Астрон. журн. 35, 846 (2009)

24. Архипова В.П., Иконникова Н.П., Комиссарова Г.В., Письма в Астрон. журн. 36, (2010) (arXiv:0911.0268)

25. Баджарабал и др. (V. Bujarrabal, J. Alcolea and P. Planesas), Astron. Astrophys. 257, 701 (1992)

26. Барткевичус (A. Bartkevicius), Baltic Astronomy 1, 194 (1992)

27. Байдельман (W.P. Bidelman), Astrophys. J. 113, 304 (1951)

28. Байдельман (W.P. Bidelman), Bull. Am. Astron. Soc. 17, 841 (1985)

29. Байдельман (W.P. Bidelman), IAU Symp. 122 "Circumstellar Matter", ed. I. Appcnzeller and C. Jordan, (Dordrecht: Reidel) (1986)

30. Беджин (P.J. Bedijn), Astron. Astrophys. 186, 136 (1987)

31. Бейкер(РЖ Baker), PASP 86, 33 (1974)

32. Берстейн и Хейлес (D. Burstein and C. Heyles), Astron. J. 87, 1165, (1982)

33. Бессель и Брет (M.S. Bessell and J.M. Brett ), PASP 100, 1134 (1988)

34. Бигинг и др. (J.H. Bieging, G.D. Schmidt, P.S. Smith and B.D. Oppenheimer), Astrophys. J. 639, 1053 (2006)

35. Биле и Хэтчер (C.S. Beals and R.D. Hatcher), Contrib. Domin. Observ. Ottawa, 2, № 1 (1948)

36. Бланко и др. (M. Blanco, S. Demers and G.G. Douglass), Publ. Naval Observ. (Washington: United States Government Printing Office) 21, 3 (1970)

37. Блекер (Т. Blocker), Astron. Astrophys. 297, 727 (1995a)

38. Блекер (Т. Blocker), Astron. Astrophys. 299, 755 (19956)

39. Блекер и Шенбернер (Т. Blocker and D. Schonberner), Astron. and Astrophys. 240, Lll (1990)

40. Бобровский и др. (M. Bobrowsky, К.С. Sahu, М. Parthasarathy and P. Garcia-Lario), Nature 392, 469 (1998)

41. Боуэн (B.H. Bowen), Astrophys. J. 329, 299 (1988)

42. Боярчук А.А и Проник И.И., Известия КрАО 33, 195 (1965)

43. Брегман и др. (J.D. Bregman, D. Jesse, D. Rank, P. Temi, D. Hudgins and L. Kay), Astrophys. J. 411, 794 (1993)

44. Вассилиадис и Вуд (E. Vassiliadis and P.R. Wood), Astrophys. J. Suppl. Ser. 92, 125 (1994)

45. Виджапуркар и др. (J. Vijapurkar, M. Parthasarathy and J.S. Drilling), Bull. Astron. Soc. India 26, 497 (1998)

46. Волошина И.Б., Глушнева И.Н, Дорошенко В.Т. Спектрофотометрил ярких звезд (Москва: Наука) (1982)

47. Воронцов-Вельяминов Б.А., Костякова Е.В., Докучаева О.Д, В.П.Архипова, Астрон. журн., 41, 255 (1964)

48. Вуд и Фолкнер (P.R. Wood and D.J. Faulkner), Astrophys.J. 307, 659 (1986)

49. Галлино и др. (R. Gallino, E. Arnone, M. Pignatari and O. Straniero), Meinorie della Societa Astronomica Italiana, 75, 700 (2004)

50. Гарсиа-Ларио и др. (P. Garcia-Lario, M. Parthasarathy, D. de Martino, L. Sanz Fernandez de Cordoba, R. Monier, A. Manchado, and S.R. Pottasch), Astron. Astrophys. 326, 1103 (1997)

51. Гауба и Партасарати (G. Gauba and M. Parthasarathy), Astron. Astrophys. 407, 1007 (2003)

52. Гауба и др. (G. Gauba, M. Parthasarathy, B. Kumar, R.K.S. Yadav and R. Sagar), Astron. Astrophys. 404, 305 (2003)

53. Гаучи (A. Gautschy), MNRAS 265, 340 (1993)

54. Гледхнлл (T.M. Gledhill), MNRAS, 356, 883 (2005)

55. Гледхилл и др. (T.M. Gledhill, J.A. Yates and A.M.S. Richards), MNRAS 328, 301 (2001)

56. Грнвняк (B.J. Hrivnak), Astrophys. J. 438, 341 (1995)

57. Гривняк и Квок (B.J. Hrivnak and S. Kwok), Astrophys. J. 371, 631 (1991)

58. Гривняк и Jly (B.J. Hrivnak and Wenxian Lu), The Carbon Star Phenomenon. IAU Symp. 177 ed. R. F. Wing (Dordrecht: Kluwer Acad. Publ.), p. 293 (2000)

59. Гривняк и др. (B.J. Hrivnak, S. Kwok and K.M. Volk), Astrophys. J. 331, 832 (1988)

60. Гривняк и др. (B.J. Hrivnak, S. Kwok and K.M. Volk), Astrophys. J. 346, 265, (1989)

61. Гривняк и др. (B.J. Hrivnak, К.М. Volk and S. Kwok), Astrophys. J. 535, 275 (2000)

62. Громадский и др. (M. Gromadzki, М. Mikolajewski, Т. Tornov, et al.), Astron. Astrophys. 450, 701 (2006)

63. Дауне и Кейс (R.A. Downes and C.D. Keyes), Astron. J. 96, 777 (1988)

64. Десен и др. (L. Decin, H. van Winckel, C. Waelkens and E. Bakker), Astron. Astrophys. 332, 928 (1998)

65. Джосселин и Лебре (E. Josselin and A. Lebre), Astron. Astrophys. 367, 826 (2001)

66. Джура (M. Jura), Astrophys. J. 309, 732 (1986)

67. Джура и Вернер (M. Jura and M.W. Werner), Astrophys. J. 525, L113 (1999)

68. Джура и др. (M. Jura, Т. Vclusamy and M.W. Werner), Astrophys. J. 556, 408 (2001)

69. Диминг (T.J. Deeming), Astrophys. and Space Sci. 36, 137 (1975)

70. Дриллинг (J.S. Drilling), Astron. J. 80, 128 (1975)

71. Залевский (J. Zalewski), Acta Astronomica 43, 431 (1986)

72. Зач и др. (L. Zacs, V.G. Klochkova and V.E. Panchuk), MNRAS 275, 764 (1995)

73. Зач и др. (L. Zacs, V.G. Klochkova, V.E. Panchuk and R. Spelmanis), MNRAS 282, 1171 (1996)

74. Йонгар (K.V.K. Iyengar), Astron. Astrophys. 158, 89 (1986)

75. Казаровец и др. (E.V. Kazarovets, N.N. Samus and V.P. Goranskij), Inform. Bull. Var. Stars. № 3840, 1 (1993)

76. Казаровец и Самусь (E.V. Kazarovets and N.N. Samus), Inform. Bull. Var. Stars. № 4471 (1997)

77. Казаровец и др. (E.V. Kazarovets, N.N. Samus and O.V. Durlevich), Inform. Bull. Var. Stars. № 4655 (1998)

78. Казаровец и др. (E.V. Kazarovets, N.N. Kireeva , N.N. Samus and O.V. Durlevich), Inform. Bull. Var. Stars. № 5422, 1 (2003)

79. Кастнер и Вайнтрауб (J.H. Kastner and D.A. Weintraub), Astrophys. J. 452, 833 (1995)

80. Кастро-Карризо и др. (A. Castro-Carrizo, G. Quintana-Lacaci, V. Bujarrabal et al.), Astron. Astrophys. 465, 457 (2007)

81. Kbok (S. Kwok), Ann. Rev. Astron. Astrophys. 31, 63 (1993)

82. Квок и др. (S. Kwok, C.R. Purton and P.M. Fitzgerald), Astrophys. J. 219, L125 (1978)

83. Квок и др. (S. Kwok, K. Volk and B.J. Hrivnak), Astrophys. J. 345, 51 (1989)

84. Квок и др. (S. Kwok, B.J. Hrivnak and T.R. Geballe), Astrophys. J. 454, 394 (1995)

85. Квок и др. (S. Kwok, K. Volk and B.J. Hrivnak), Astron. Astrophys. 350, L35 (1999)

86. Кинан и Хайнек (P.С. Keenan and J.A. Hynek), Astrophys. J. Ill, 1 (1950)

87. Киппер (Т. Kipper), Baltic Astronomy 17, 87 (2008)

88. Кисс и др. (L.L. Kiss, A. Derekas, G.M. Szabo , T.R. Bedding and L. Szabados), MNRAS 375, 1338 (2007)

89. Клауссен (M.J. Claussen) Astrophysical Masers, ed. A.W. Clegg and G.E.Nedoluha (Berlin: Springer) 412, 353 (1993)

90. Клейтон (G.C. Clayton), PASP 108, 225 (1996)

91. Клочкова (V.G. Klochkova), MNRAS 272, 710 (1995)

92. Клочкова В.Г. Специальная астрофизическая обсерватория РАН: 40 лет: юбилейный сборник/ отв. ред. Ю.Ю.Балега, Нижний Архыз (2006)

93. Клочкова и др. (V.G. Klochkova, V.E. Panchuk and E.L. Chentsov), Astron. Astrophys. 323, 789 (1997)

94. Клочкова В.Г., Панчук В.Е., Таволжанская Н.С., Письма в Астрон. журн. 28, 56 (2002)

95. Клочкова В.Г., Панчук В.Е., Таволжанская Н.С., Астрофизическийбюллетень 64, 158 (2009)

96. Клютц и Свинге (М. Klutz and J.P. Swings), Astron. Astrophys. 56, 143 (1977)

97. Козок (J.R. Kozok), Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 62, 7 (1985)

98. Конлон и др. (E.S. Conlon, P.L. Duflon, R.J.H. McCausland and F.P. Keenan), Astrophys. J. 408, 593 (1993)

99. Курниеф (J.Koornneef), Astron. Astrophys. 128, 84 (1983)

100. Короллер и др. (H. Coroller, A. Lebre, D. Gillet and E. Chapellier), Astron. Astrophys. 400, 613 (2003)

101. Костикова Е.Б. и Архипова В.П., Астрон. журн., 86, 1237 (2009)

102. Кужавская и др. (Е. Kuczawska, К. Wlodarczyk and S. Zola), Astron. Astrophys. 319, 161 (1997)

103. Курчаков и Рспаев (A.V. Kurchakov and F.K. Pspaev), Astronomy and Astrophysical Transactions 24, 317 (2005)

104. Кутри и др. (R.M. Cutri, M.F. Skrutskie, S. Van Dyk, et al.), The 2MASS All-Sky Catalog of Point Sourccs <University of Massachusetts and Infrared Processing and Analysis Center (IPAC/California Institute of Technology) (2003)

105. Ламерс и др. (H.J.L.M. Lamers, F.J. Zickgraf, D. de Winter, L. Houziaux and J. Zorec), Astron. Astrophys 340, 117 (1998)

106. Лафлер п Кинман (J. Lafler and T. D. Kinman), Astrophys. J. Suppl. Ser. 11, 216 (1965)

107. Лауренс и др. (G. Lawrence, T.J. Jones and R.D. Gehrz), Astrophys. J. 99, 1232 (1990)

108. Леннон и др. (D.J. Lennon, P.L. Dufton and A. Fitzsiminons), Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 97, 559 (1993)

109. Ли и др. (O.J. Lee, G.D. Gore and T.J. Bartlett), Ann. Dearborn obs. Vol.V, Part lc, (1947)

110. Ликкель (L. Likkel), Astrophys. J. 344, 350 (1989)

111. Ликкель и др. (L. Likkel, A. Omont, M. Morris and T. Forveille), Astron.

112. Astrophys. 173, Lll (1987)

113. Линдквист и др. (М. Lindqvist, L. A. Nyman, Н. Olofsson and A. Winnberg), Astron. Astrophys. 205, L15 (1988)

114. Лоуп и др. (С. Loup, Т. Forveille, A. Omont and J.F. Paul), Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 99, 291L (1993)

115. Маас и др. (Т. Maas, Н. van Winckel and С. Waelkens), Astron. Astrophys. 386, 504 (2002)

116. Мак Каусланд и др. (R.J.H. McCausland, E.S. Conlon, P.L. Dufton and F.P. Keenan), Astrophys.J. 394, 298 (1992)

117. Мантегазза (L. Mantegazza), Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 88, 255 (1991)

118. Махешвар и др. (G. Maheswar, P. Manoj and H.C. Bhatt), Astron. Astrophys. 402, 963 (2003)

119. Мейкснер и др. (M. Meixner, Т. Ueta, A. Dayal et al.), Astrophys. J. Suppl. Ser. 122, 221 (1999)

120. Мендоза и Ареллано Ферро (Е.Е. Mendoza and A. Arellano Ferro), Astron. J. 106, 2524 (1993)

121. Мермийо (J.-С. Mermilliod), Catalogue of Eggen's UBV data. (1986)

122. Меррилл (P.W. Merrill), Astrophys. J. 79, 183 (1934)

123. Меррилл и Беруэлл (P.W. Merrill and C.G. Burwell), Astrophys. J. 78, 87 (1933)

124. Муней и др. (C.J. Mooney, W.R.J. Rolleston, F.P. Keenan, et al.), MNRAS 337, 851 (2002)

125. Напивотский и др. (R. Napiwotzki, U. Heber and J. Koeppen), Astron. Astrophys. 292, 239 (1994)

126. Некель и Кларе (Th. Neckel and G. Klare), Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 42, 251 (1980)

127. Нордхаус и др. (J. Nordhaus, I. Minchev, B. Sargent et al.), MNRAS 388, 716 (2008)

128. О'Делл (C.R. O'Dell), Astrophys. J. 138, 1018 (1963)

129. Оденвальд (S.F. Odenwald), Astrophys. J. 307, 711 (1986)

130. Осмер (P.S. Osmer), Astrophys. J. Suppl. Ser. 24, 247 (1972)

131. Оудмепер и др. (R.D. Oudmaijer, W.E.C.J. van der Veen, L.B.F.M. Waters, N. R.TYams, C. Waelkens and E. Engelsman), Asfcron. Astrophys. Suppl. Ser. 96, 625 (1992)

132. Оудмейер и др. (R.D. Oudmaijer, В. Davies, W.-J. de Wit and M. Patel) arXiv: 0801.2315vl (2008)

133. Партасарати (M. Parthasarathy), Astrophys. J. 414, L109 (1993)

134. Партасарати (M. Parthasarathy), IAU Sump. № 177 The Carbon Star Phenomenon, ed. Robert F. Wing (Dordrecht: Kluwer Academic Publishers), p.225 (2000)

135. Партасарати и Потташ (M. Parthasarathy and S.R. Potfcasch), Astron. Astrophys. 154, L16 (1986)

136. Партасарати и Потташ (M. Parthasarathy and S.R.Pottasch), Astron. Astrophys. 225, 521 (1989)

137. Партасарати и др. (M. Parthasarathy, S.R. Pottasch and W. Wamsteker), Astron. Astrophys. 203, 117 (1988)

138. Партасарати и др. (M. Parthasarathy, P. Garcia-Lario, S.R.Pottasch et al.), Astron. Astrophys. 267, L19 (1993)

139. Партасарати и др. (M. Parthasarathy, P. Garcia-Lario, S.R. Pottasch et al.), Astron. Astrophys. 300, L25 (1995)

140. Партасарати и др. (M. Parthasarathy, P. Garcia-Lario, D. de Martino et al), Astron. Astrophys. 267, L19 (1995)

141. Партасарати и др. (M. Parthasarathy, P. Garcia-Lario, Т. Sivarani, et al.), Astron. Astrophys. 357, 241 (2000)

142. Пачинский (В. Paczyriski), Acta Astronomica 20, 47 (1970)

143. Пачинский (В. Paczynski), Acta Astronomica 21, 417 (1971)

144. Перейра и др. (C.B. Pereira, S. Lorenz-Martins and M. Machado), Astron. Astrophys. 422, 637 (2004)

145. Перек и Когоутек (L. Perek and L. Kogoutek), Catalog of Galactic

146. Planetary Nebulae. Prague. Czech. Inst. Sci. (1967)

147. Перинотто (M. Perinotto), IAU Sump. № 131 Planetary Nebulae, ed. S. Torres-Peimbert (Dordrecht: Reidel), p.293 (1989)

148. Перси и Велч (J.R. Percy and D.L. Welch), PASP 93, 367 (1981)

149. Перси и Золдос (J.R. Percy and E. Zsoldos), Astron. Astrophys. 263, 123 (1992)

150. Пойманский (G. Pojmanski), Acta Astronomica 52, 397 (2002)

151. Поллард и Коттрель (K.H. Pollard and P.L. Cottrell), in IAU Colloq. 155: Astrophysical Applications of Stellar Pulsation, ASP Conf. Ser. 83, 409 (1995)

152. Потташ и др. (S.R. Pottasch, В. Baud, D. Beintema et al.), Astron. Astrophys. 138, 10 (1984)

153. Потташ и Партасарати (S.R. Pottasch and M. Parthasarathy), Astron. Astrophys. 192, 182 (1988)

154. Прейт-Мартинес (A. Preite-Martinez), Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 76, 317 (1988)

155. Райенс и др. (R.S.I. Ryans , P.L. Dufton , C.J. Mooney, et al.) Astron. Astrophys. 401, 1119 (2003)

156. Редди и Гривняк (B.E. Reddy and B.J. Hrivnak), Astron. J. 117, 1834 (1999)

157. Реймерс (D. Reimers), Problems in Stellar Atmosphere and Envelopes, eds. B.Baschek, W.H. Kegel, G.Traving (Berlin: Springer), p.229 (1975)

158. Рид (С. Reed), J. R. Astron. Soc. Can. 95, 268 (2001)де Рюйтер и др. (S. de Ruyter, H. van Winckel, T. Maas, T. Lloyd Evans, L.B.F.M. Waters and H. Dejonghe), Astron. Astrophys. 448, 641 (2006)

159. Санчес Кантрерас и др. (С. Sanchez Contreras, R. Sahai, A. Gil de Paz and R. Goodrich), Astrophys. J. Suppl. Ser. 179, 166 (2008)

160. Сахаи и др. (R. Sahai, M. Morris, C. Sanchez Contreras and M. Claussen), Astron. J. 134, 2200 (2007)

161. Свинге и Андрийа (J.P. Swings and Y. Andrillat) Astron. Astrophys.103, L3 (1981)

162. Сиодмик и др. (N. Siodmiak, М. Meixrier, Т. Ueta, В.Е.К. Sugerman, G.C. van de Steene and R. Szczerba), Astrophys. J. 677, 382 (2008)

163. Смит и Ламберт (V.V. Smith and D.L. Lambert), Astrophys. J. 424, L123 (1994)

164. Стефенсон (C.B. Stephenson), Astrophys. J. 300, 779 (1986)ван де Стин и Потташ (G.C. van de Steene and S.R. Pottasch), Astron. Astrophys. 299, 238 (1995)

165. Сток и др. (J. Stok, J.J. Nassau and C.B. Stephenson), Hamburger Sternw., Warner and Swasey Obs. 2 (1960)

166. Страйжис В.Л. Многоцветная фотометрия звезд (Вильнюс: Мок-слас) (1977)

167. Страйжис В.Л. Звезды, с дефицитом металлов (Вильнюс: Мокслас) (1982)

168. Суарес и др. (О. Suarez, P. Garci'a-Lario, A. Manchado, М. Manteiga, А. Ulla and S.R. Pottasch), Astron. Astrophys. 458, 173 (2006)

169. Тамура и Такеути (S. Tamura and M. Takeuti), IAU Inform. Bull. Var. Stars № 3561 (1991)

170. Тернер (D.G. Turner), Astrophys. J. 88, 650 (1983)

171. Тернер и Дриллинг (D.G. Turner and J.S. Drilling), PASP 96, 292 (1984)

172. Уета и др. (Т. Ueta, М. Meixner and M. Bobrowsky), Astrophys. J. 528, 861 (2000)

173. Уета и др. (Т. Ueta, М. Meixner, D.E. Moser, L.A. Pyzowski and J.S. Davis), Astron. J. 125, 2227 (2003)

174. Узье и др. (L. Houziaux, Y. Andrillat, A. Heck and K. Nandy), Be stars. IAU Symp. № 98 Eds. M.Jashek and G.H.Groth, Dordrecht: Reidel, p. 427 (1982)

175. Уотерс и др. (L.B.F.M. Waters, J. Cami, T. de Jong, et al.), Nature 391, 868 (1998)

176. Ференберг (Н. Vehrenberg), Atlas Stellarurn. Treugesell.-Verlag. KG (1970)

177. Ферни и Гаррисон (J.D. Fernie and R.F. Garrison) Astrophys. J. 285, 698 (1984)

178. Ферни и Сасселов (J.D. Fernie and'D.D. Sasselov), PASP 101, 513 (1989)

179. Ферни и Сигер (J.D. Fernie and S. Seager), PASP 105, 751 (1993)

180. Ферни и Сигер (J.D. Fernie and S. Seager), PASP 107, 853 (1995)

181. Филатов Г.С. Астрон. циркуляр № 223, 24 (1961)

182. Флауэр (P.J. Flower), Astrophys. J. 469, 355 (1996)

183. Фольк и Квок (K.M. Volk and S. Kwok), Astrophys. J. 342, 345 (1989)

184. Фольк и др. (K.M. Volk, S. Kwok, B.J. Hrivnak and R. Szczerba), Astrophys. J. 567, 412 (2002)

185. Форрест и др.(W.J. Forrest, J.R. Houck and J.F. McCarthy), Astrophys. J. 248, 195 (1981)

186. Фьюджи и др. (Т. Fiijii, Y. Nakada and M. Parthsarathy), Astron. Astrophys. 385, 884 (2002)

187. Халбедел (E.M. Halbedel), Inform. Bull. Var. Stars. № 3616, 1 (1991)

188. Хандлер (G. Handler), Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 135, 493 (1999)

189. Хандлер и др. (G. Handler, R.H. Mendez, R. Medupe, et al.), Astron. Astrophys. 320, 125 (1997)

190. Хоукинс и др. (G.W. Hawkins, C.J. Skinner, M.M. Meixner et al.),

191. Astrophys. J. 452, 314 (1995)

192. Хенайз (K.G. Henize), Astrophys. J. Suppl. Ser. 30, 49 (1976)

193. Хервиг и др. (F. Herwig, Т. Bloecker, D. Schonberner and M. El Eid), Astron. Astrophys. 324, L81 (1997)

194. Хилтнер (W.A. Hiltner), Astrophys. J. Suppl. Ser. 2, 389 (1956)

195. Хилл и др. (P.W. Hill, D. Kilkenny and I.G. van Breda) MNRAS, 168, 451 (1974)

196. Холопов и др. (P.N. Kholopov, N.N. Samus, E.V. Kazarovets and N.N. Kireeva), IAU Inform. Bull. Var. Stars № 3058, 1 (1987)

197. Хони и др. (S. Hony, L.B.F.M. Waters and A.G.G.M. Tielens), Astron. Astrophys. 378, L41 (2001)ван ден Хук и Гроневеген (L.B. van den Hoek and M.A.T. Groenewegen), Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 123, 305 (1997)

198. Цукерман и Дюк (В. Zuckerman and H.M. Dyck), Astrophys. J. 311, 345 (1986)

199. Цукерман и др. (В. Zuckerman, H.M. Dyck and M.J. Claussen), Astrophys. J. 304, 401 (1986)

200. Чатти и др. (F. Ciatti, S. d'Odorico and A. Mammano), Astron. Astrophys. 34, 181 (1974)

201. Шаров А.С., Астрон. журн. 40, 900 (1963)

202. Шенбернер (D. Schonberner), Astron. Astrophys. 79, 108 (1979)

203. Шенбернер (D. Schonberner), Astron. Astrophys. 103, 119 (1981)

204. Шенбернер (D. Schonberner), Astrophys. J. 272, 708 (1983)

205. Шкловский И.С., Астрон. журн. 33, 315 (1956)

206. Шлегель и др. (D.J. Schlegel, D.P. Finkbeiner and М. Davis), Astrophys. J. 500, 525 (1998)

207. Штромайер и Книгге (W. Strohmeier and R. Knigge), Veroeffentlichungen der Remeis-Sternwarte zu Bamberg 5, No. 5, 1 (1960)

208. Щерба и др. (R. Szczerba, N. Siodmiak, G. Stasinska and J. Borkowski), Astron. Astrophys. 469, 799 (2007)

209. Юдин Б.Ф., Частное сообщение (1999)

210. Юшкин М.В., Кандидатская диссертация (2002)де Ягер и Ньювенхузен (С. de Jager and Н. Nieuwenhuijzen), MNRAS 290, L50 (1997)

211. Яшек и др. (С. Jaschek, Y. Andrillat and М. Jaschek), Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 117, 281 (1996)