Радиоизлучение планетарных туманностей и определение параметров центральных звезд и расстояний тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

Введение.

1 . Радиоизлучение планетарных туманностей

1.1 Обоор экспериментальных данных; о радиоконтинууме планетарных туманностей

1.2 Методика наблюдений планетарных туманностей на радиотелескопе РАТАН

1.3 Радиоспектры планетарных туманностей в сантиметровом диапазоне.

1.4 Вариации спектра планетарной туманности 1С 418.

1.5 Мгновенные радиоспектры NGC 6369 и 1С 418.

1.6 Выводы.

2 . Определение температуры и радиуса центральной овеоды по радиопотоку туманности и овеодной величине лдра

2.1 Раомер ооны иониэации в гаоово-пылевой туманности.

2.2 Метод определения температуры и углового радиуса центральной овеоды.

2.3 Температуры, радиусы и светимости центральных овеод

2.4 Регрессионная зависимость между температурой и радиусом центральной овеоды.

2.5 Выводы.

3 . Радиоастрономическая шкала расстояний до планетарных туманностей

3.1 Обоснование метода определения расстояний на основе регрессионной оависимости между температурой и радиусом центральной овеоды.

3.2 Определение расстояний по радиопотоку планетарной туманности и овеодной величине ядра.

3.3 Определение расстояний по температуре и овеодной величине ядра.

3.4 Определение расстояний по радиопотоку планетарной туманности и температуре центральной овеоды.

3.5 Современное состояние проблемы расстояний до галактических планетарных туманностей.

3.6 Выводы.

4 . Плотности и массы планетарных туманностей IIS

4.1 Параметр возбуждения для центральных овеод.

4.2 Концентрации атомов водорода и ионизованные массы в планетарных туманностях.

4.3 Эмпирические эволюционные (зависимости.

4.4 Выводы.

Термин "планетарные туманности" ввел в конце XVIII века Уильям Гершель для обозначения обнаруженного им особого класса протяженных объектов, представляющих собой светящуюся газовую оболочку со овеодой в центре. Большой вклад в иоучение планетарных туманностей внесли И.С.Боуэн, Б.Стрёмгрен, Х.Занст-ра, Б.А.Воронцов-Вельяминов, В.А.Амбарцумян, И.С.Шкловский, В. В. Соболев и многие другие. Важную роль в систематиоации данных о 1034 галактических планетарных туманностей сыграл каталог Л. Перека и Л. Когоутека [1]. В наши дни интерес к планетарным туманностям постоянно растет. Только за последнюю четверть века опубликованы монографии Л. Аллера и У. Лиллера [2], Е. Б. Костяковой [3], Г. С. Хромова [4], С. Потташа [5], Г. А. ГУрзадяна [6], посвященные фиоике и эволюции этих объектов.

К настоящему времени сложилась система отличительных признаков, по которым туманность отождествляется как планетарная. Для планетарных туманностей характерна симметричная форма; чаще всего это — круглый или эллиптический диск или кольцо, иногда — биполярная структура. Внешняя граница, как правило, четкая. У некоторых туманностей наблюдаются множественные оболочки: главная туманность и слабая внешняя структура или гало. Радиусы планетарных туманностей имеют разброс от 0,001 пс до ~ 1 пс. Видимые раомер и форма туманности зависят от длины волны наблюдения. Электронная плотность составляет 103 4-104 см-3, но встречаются значения меньше 102 см"3 и больше 105 см"3 соответственно для больших и маленьких туманностей. Электронная температура лежит в интервале 5000 К 15000 К. Известно, что планетарные туманности расширяются со скоростями от 4 км/сек до 60 км/сек, средняя скорость расширения — 25 км/сек. Наиболее характерным признаком планетарной туманности является ее оптический спектр, резко отличающийся от спектров других небесных тел: на фоне слабого континуума наблюдаются рекомбинационные линии водорода и гелия, линии, возбуждаемые столкновениями, среди которых самые яркие — линии дублета [Olli] на волнах 5007 Â и 4959 Â. Отношение суммарной интенсивности линий дублета [OUI] к интенсивности бальмеровской линии Hß составляет от 1 до 15, тогда как в диффузных туманностях это отношение в среднем не выше единицы.

Гао в туманности ионизирован ультрафиолетовым излучением центральной овеоды. Особенности планетарных туманностей определяются своеобразием возбуждающих овеод. В отличие от диффузных туманностей и областей НИ источник ионизации в планетарных туманностях — одиночная овеода с очень высокой температурой и малыми размерами. Это, по-видимому, самые горячие овеоды. В пользу высокой температуры говорит присутствие в спектрах планетарных туманностей эмиссионных линий ионов Hell, CIV, NV, NeV, для ионизации которых необходимо мощное излучение звезды в области волн короче 100 L Слабый блеск ядра в оптике при большой видимой яркости туманности, почти полная ионизация газа на огромных расстояниях от звезды также свидетельствуют о высокой температуре и малых размерах центральной звезды. Установлено, что центральные овеоды теряют массу со скоростью Ю-10 4-10~7М0 в год, скорость звездного ветра порядка 2500 км/сек.

Применение прямого метода определения температур центральных звезд по спектрофотометрическим градиентам в спектрах их излучения стало возможным только в последние годы, когда со спутников ANS и IUE были измерены потоки излучения нескольких центральных звезд в ультрафиолетовом диапазоне. На пути к широкому использованию прямого метода стоит проблема разделения излучения звезды и туманности. Он применим лишь для планетарных туманностей больших угловых размеров. Поэтому косвенные методы по-прежнему играют главную роль при определении температур центральных овеод. Самым популярным косвенным методом для массового определения температур центральных овеод остается метод Занстра. Применение метода Занстра к рекомбинационным линиям водорода, нейтрального и и ионизованного гелия приводит к различным оценкам температуры. Это раоличие в оценках температуры, полученных по линиям водорода и гелия, на наш вогляд не всегда обоснованно, выдвигается в качестве аргумента в пользу того, что туманность является оптически тонкой. В евши с этим раоработка метода, дающего более достоверные оценки температур и пригодного для массового использования, является актуальной задачей.

Радиоизлучение планетарных туманностей обнаружено в 1961 г., сейчас накоплен оначительный наблюдательный материал: у нескольких сотен планетарных туманностей плотность потока измерена хотя бы на одной частоте. Наиболее полным остается каталог Хигг-са [7], где собраны сведения о наблюдениях более чем 550 планетарных туманностей в диапазоне от 195 МГц до 31,4 ГГц, проведенных до 1971 г. Установлено, что непрерывное радиоизлучение планетарных туманностей имеет тепловой характер и обусловлено свободно-свободными переходами электронов в кулоновском поле ионов. Интерес к излучению планетарных туманностей в радиодиапаооне вьюван тем, что с помощью радиоданных можно определить такие важные параметры туманности как мера эмиссии, электронная температура, концентрация электронов, коэффициент межзвездного поглощения света и т.д. В последние 20 лет исследования радиоизлучения планетарных туманностей развивались весьма интенсивно. Достигнуты значительные успехи в изучении непрерывного спектра и спектральных линий, получены радиокарты ряда объектов с высоким разрешением, позволяющие выяснить распределение физических параметров по туманности. Обнаружена переменность нескольких протоплане-тарных объектов и одной планетарной туманности на высоких частотах с характерным временем порядка года и меньше. Обращает на себя внимание большой раоброс экспериментальных данных, полученных для NGC 40, NGC 7009 и 1С 418, достигающий 35-г 40% при точности номерений не хуже 10%, что наводит на предположение о возможной переменности этих объектов.

Благодаря оапускам космических обсерваторий IRAS, ANS, IUE, Einstein, ROSAT получена информация об излучении туманностей и центральных звезд в инфракрасном, ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. Под влиянием мощного потока экспериментальных данных складывается новый взгляд на планетарные туманности и их место в звездной эволюции, развиты модели эволюции звезд после асимптотической ветви гигантов [8, 9, 10]. Согласно современным представлениям, большинство звезд с начальными массами меньше ЮЛ/© на поздних этапах эволюции проходят через стадию планетарных туманностей [11]. Но многие вопросы еще ждут решения.

Одной из важных проблем остается определение полной массы вещества, оторвавшегося от звезды при образовании туманности, т.к. остается неизвестной масса вещества в нейтральной форме. Вопрос о полной или частичной ионизации планетарных туманностей имеет важное значение для построения картины эволюции туманностей, играет существенную роль при определении температуры центральной звезды. Диапазон значений ионизованной массы неоднократно обсуждался в связи с проблемой расстояний до планетарных туманностей. Кратко охарактеризуем современное состояние вопросов, связанных с ионизованной массой и расстояниями до галактических планетарных туманностей.

Традиционной является гипотеза, что все планетарные туманности имеют одну и ту же ионизованную массу, для которой обычно принимается значение 0,16 - 0,20М©. Она выдвинута И. С. Шкловским и легла в основу его метода определения расстояний [12], получившего широкое распространение и развитие в работах многих исследователей. Гипотеза опирается на два предположения: во-первых, независимо от свойств звезды при формировании планетарной туманности от нее всегда отделяется одна и та же масса, во-вторых, все планетарные туманности оптически прозрачны для ионизирующего излучения. От второго предположения для многих планетарных туманностей в настоящее время пришлось отказаться, т.к. было обнаружено излучение молекулярного водорода [13, 14, 15], окиси углерода [16], что свидетельствует о неполной ионизации туманностей. Альтернативная точка зрения состоит в предположении, что полная масса может значительно превосходить ионизованную. Она сформировалась, когда было обнаружено, что ионизованная масса растет с увеличением радиуса туманности [17], была получена эмпирическая линейная зависимость между ионизованной массой и радиусом.

Исследования зависимости между ионизованной массой и радиусом проводились неоднократно. Корреляция между этими параметрами установлена для туманностей вблизи галактического центра [18], в галактическом балдже [19, 20], для галактических планетарных туманностей с хорошо известными индивидуальными расстояниями и внегалактических [21]. Характерно, что в области больших радиусов на эмпирических зависимостях нет уплощения: ионизованная масса продолжает расти. Некоторые исследователи считают корреляцию массы и радиуса следствием эффектов селекции и ошибок [19, 20, 6]; придерживаются точки зрения, что подавляющее большинство планетарных туманностей оптически тонкие в лайманов-ском континууме. Действительно, влияние наблюдательной селекции нельзя исключить из-за ограниченного числа объектов в проведенных исследованиях.

Проблема расстояний является ключевой при решении вопросов происхождения и эволюции планетарных туманностей. Сложность ее решения для галактических планетарных туманностей связана с тем, что классические методы астрометрии и астрономии неприменимы к определению расстояний до этих объектов. До последнего времени лишь для туманности NGC 7293 был померен тригонометрический параллакс. Совсем недавно с помощью космического спутника HIPPARCOS измерены тригонометрические параллаксы центральных звезд в 19 планетарных туманностях [22], удовлетворительная точность (около 40%) достигнута только для 4 объектов: А35, NGC 1514, PHL 932, SaSt 2-12. Существует два подхода к проблеме. Первый состоит в поиске особых методов независимого определения индивидуальных расстояний до планетарных туманностей. Существенный вклад в этом направлении сделан благодаря развитию измерительной техники. Это, во-первых, оценка расстояний до 21 туманности по межзвездному поглощению в пиниях резонансного дублета нейтрального натрия [23], во-вторых, определение расстояний до 7 туманностей по собственным движениям, измеренным на VLA [24, 25, 26, 27]. Всего независимыми методами расстояния установлены более или менее надежно для 110 планетарных туманностей. Для них получено 306 оценок расстояний, из них 60% - методом межзвездного поглощения. Второй подход — построение статистических шкал расстояний. Основополагающую роль в этом направлении сыграли метод постоянной светимости, предложенный Б. А. Воронцовым-Вельяминовым (1934г.), и метод постоянной массы, предложенный И.С.Шкловским (1956г.). Эти методы иногда используются в настоящее время, например в работах [28, 29]. Но, как правило, новые шкалы расстояний основаны на статистических зависимостях между параметрами туманности. Чаще всего используются зависимости между ионизованной массой и радиусом [30] или между радиусом и яркостной температурой радиоизлучения [31], иногда шкала опирается на обе эти зависимости [32]. Между оценками расстояний в различных шкалах существуют значительные расхождения, поэтому проблема расстояний до галактических планетарных туманностей остается актуальной. Шкалы расстояний, постулирующие постоянство ионизованной массы или ее изменение с ростом радиуса, не подходят для оценки ионизованной массы туманностях и исследования ее эволюционных иоменений. Создание шкалы расстояний до галактических планетарных туманностей без привлечения априорных ограничений на их параметры представляет актуальную задачу современной астрофизики.

Диссертационная работа выполнена в рамках федеральной научно-технической программы (ФНТП) "Астрономия. Фундаментальные космические исследования" и научно-технической программы Министерства образования РФ "Фундаментальные проблемы физики волн в природных средах и космическом пространстве".

Цель работы. Работа направлена на установление внутренних связей между параметрами центральных звезд и планетарных туманностей на основе комплексных данных в радио-, оптическом и инфракрасном диапазонах. Целью работы является экспериментальное исследование радиоспектров ряда планетарных туманностей, разработка метода определения температур центральных звезд с привлечением радиопотока планетарной туманности, создание шкалы расстояний до галактических планетарных туманностей, исследование эволюционных зависимостей ионизованной массы и концентрации атомов водорода на основе новых расстояний.

Содержание диссертации. Диссертация изложена на 150 стр., содержит 26 рисунков и 16 таблиц, состоит из введения, четырех глав и заключения.

4.4 Выводы

На основе новой шкалы расстояний получены оценки концентрации атомов водорода и массы планетарных туманностей и проаналжш1 рованы их изменения со временем.

1. Показано, что вследствие регрессионной зависимости между температурой и радиусом центральных звезд произведение ионизованной массы туманности и концентрации атомов водорода является функцией температуры центральной звезды и максимально при Т*=56000 К. Максимальное значение массы ионизованного водорода равно 1,1 М© , если Те = 104 К и Ыц = 100 см-3.

2. Получены оценки концентрации атомов водорода и ионизованных масс в планетарных туманностях. Для реперных туманностей использованы независимые расстояния, для остальных — наша шкала расстояний. Концентрации атомов водорода лежат в интервале от Ля = 30 см-3 до Ля = 2,6 • 105 см-3. Массы туманностей занимают интервал от Ю-3 М0 до 1,87 М0.

3. Концентрации атомов водорода, полученные на основе радиопотоков и расстояний, находятся в удовлетворительном согласии с оценками электронной концентрации, полученными по запрещенным линиям, что подтверждает достоверность оценки расстояний.

4. Установлены регрессионные зависимости концентрации атомов водорода Ля и ионизованной массы М{ от кинематического возраста туманности т в виде степенных функции: Ля ос т-1>49 и М{ ос т1»42. Показано, что они согласуются с теоретическими в модели взаимодействующих звездных ветров при условии постоянной скорости потери массы центральной звездой порядка 10~8 Ч-10~7 М0 в год.

Заключение

Диссертационная работа направлена на решение проблем, связанных с радиоизлучением планетарных туманностей, определением температур центральных звезд и расстояний. В диссертационной работе получены следующие результаты.

1. Получены новые экспериментальные данные о радиоконтинууме 17 планетарных туманностей.

- Уточнены радиоспектры в сантиметровом диапазоне. Для всех туманностей оптическая толщина меньше 1 на волнах короче 8 см. Определены критические частоты и меры эмиссии.

- В результате систематических наблюдений обнаружены вариации радиоспектра туманности 1С 418 в сантиметровом диапазоне в пределах 10-^-13% с характерным временем порядка года.

- Для туманностей NGC 6369 и 1С 418 впервые получены мгновенные радиоспектры в диапазоне от 2,7 см до 31 см, охватывающем оба предельных случая оптической толщины. На их основе уточнены критические частоты, меры эмиссии и электронные температуры туманностей.

2. Разработан метод определения температуры и углового радиуса центральной звезды по радиопотоку планетарной туманности и звездной величине ядра. Учтено влияние гелиевой и пылевой составляющих туманности на оценку параметров центральной звезды. Определены температуры и угловые радиусы 166 центральных звезд.

3. Впервые получена регрессионная зависимость между температурой и радиусом для центральных звезд. Зависимость установлена на основе параметров ядер в 71 планетарной туманности с известными индивидуальными расстояниями. Радиус звезды обратно пропорционален квадрату температуры. Это соответствует эволюции центральной звезды без изменения светимости. Для светимостей получен доверительный интервал значений: 100 до 2000 £<©. В этот интервал попадают теоретические значения светимостей в моделях эволюции после асимптотической ветви гигантов звезд с массами 0,4 М© и 0,6 М© без ядерных источников энергии и звезды с массой 0,546 М0, имеющей слоевые источники горения водорода и гелия. Вследствие регрессионной зависимости параметр возбуждения и радиопоток планетарной туманности в области оптической прозрачности должны быть максимальны при температуре центральной звезды 56000 К.

4. Построена радиоастрономическая шкала расстояний до галактических планетарных туманностей на основе регрессионной зависимости между параметрами центральной звезды. Разработаны алгоритмы определения расстояний по радиопотоку туманности и звездной величине ядра или по одной из этих величин и температуре центральной звезды. Учтено влияние гелиевой и пылевой составляющих туманности на оценку расстояния. Определены расстояния до 122 планетарных туманностей. Показано, что наша шкала лучше других согласована с независимыми оценками расстояний.

5. На основе новой ттшялы расстояний оценены концентрации атомов водорода и массы 186 планетарных туманностей, проанализированы их изменения со временем. Концентрации атомов водорода лежат в интервале от — 30 см-3 до ЛГ# = 2,6 • 105 см-3. Массы туманностей занимают интервал от 10~3-М© до 1,87М©. На основе параметров 132 туманностей установлены регрессионные зависимости концентрации атомов водорода Ад и ионизованной массы Мг от кинематического возраста туманности т в виде степенных функций: 1\ч ос г-1,49 и М, ос г1'42. Показано, что они согласуются с теоретическими в модели взаимодействующих звездных ветров при условии постоянной скорости потери массы центральной звездой порядка Ю-8 -г-10~7 М0 в год.

1. Регек L., Kohoutek L. "Catalogue of galactic planetary nebulae", prague: Academia publ. House of the Czechoslovac Academy of Science, 1967, 391 P.

2. Аллер Л., Лиллер У. "Планетарные туманности". М.: Мир, 1971, 149 С.

3. Костикова Е.Б."Физика планетарных туманностей". М.: Наука, 1982, 128 С.

4. Хромов Г.С. "Планетарные туманности. Физика. Эволюция. Космогония". М.: Наука, 1985, 296 С.

5. Потташ С. "Планетарные туманности". М.: Мир, 1987, 351 С.

6. Гурзадян Г.А. "Планетарные туманности. Физика. Динамика". М.: Наука, 1993, 752 С.

7. Higgs L.A. "Catalog of radio observations of planetary nebulae and related optical data". Nat. Res. Council of Canada, 1971, 454 P.

8. Schonberner D. "Late stages of evolution: central stars of planetary nebulae". Astron. and Astrophys., 1981, V.103, P.119-130.

9. Schonberner D. "Late stages of stellar evolution. П. Mass loss and the transition of asymptotic giant branch stars into hot remnants". Astrophys. J., 1983. V.272, P.708-714.

10. Blocker Т., Schonberner D. "On the fading of massibe AGB remnants" Astron. and Astrophys., 1990. V.240, L11-L14.

11. Iben I.Jr. "Planetary nebulae and their central stars origin and evolution". Physics Reports, 1995, V.250, N1,2. P.l-94.

12. Шкловский И.С. "Новая шкала расстояний до планетарных туманностей". Астрон. ж., 1956, Т.ЗЗ, С.222-236.

13. Isaacman R. "Molecular hydrogen in planetary nebulae". Astron. and Astrophys., 1984, V.130, P.151-156.

14. Zuckermann B. and I.Gatley "Molecular hydrogen maps of extended planetary nebulae the Dumbbell, the Ring and NGC 2346". Astrophys. J., 1988, V.324, P.501-515.

15. Kastner J.H., D.A.Weintraub, I.Gatley, K.M.Merrill and R.G.Probst "H2 emission from planetary nebulae: signpost of bipolar structure". Astrophys. J. 1996, V.462, P.777-785.

16. Huggins P.J. and A.P.Healy "CO in planetary nebulae". Astrophys. J., 1989, V.346, P.201-211.

17. S.R.Pottasch "Masses of planetary Nebulae". Astron. and Astrophys., 1980, V.89, P.336-341.

18. Gathier R., S.R.Pottasch, W.M.Goss and J.H.van Gorkom "VLA observations of planetary nebulae at the Galactic Centre". Astron. and Astrophys., 1983, V.128, P.325-334.

19. Zijlstra A.A. "A radio study of planetary nebulae". Astron. and Astrophys., 1990, V.234, P.384-395.

20. Stasinska, R.Tylenda, A.Acker and B.Stenholm "An extensive study of planetary nebulae in the galactic bulge. II. Statistical properties of the nebular envelopes". Astron. and Astrophys., 1991, V.247, P.173-182.

21. Boffi F.R. and L.Stanghellini "Filling factors and ionized masses in planetary nebulae". Astron. and Astrophys., 1994, V.284, P.248-258.

22. Acker A.,A.Fresneau, S.R.Pottasch, and G.Jasniewicz "A sample of planetary nebulae observed by HIPPARCOS" Astron. and Astro-phys., 1998, V.337, P.253-260.

23. Napiwotzki R., D.Schonberner "Spectroscopic investigation of old planetaries. III. Spectral types, magnitudes and distances". Astron. and Astrophys., 1995. V.301, P.545-558.

24. Masson C.R. "Angular expansion measurement with the VLA: the distance to NGC 7027". Astrophys. J., 1986, V.302, L27-30.

25. Hajian A.R., Y.Terzian, C.Bignell "Planetary nebulae expansion distances". Astron. J., 1993, V.106, P.1965-1972.

26. Hajian A.R., Y.Terzian, C.Bignell "Planetary nebulae expansion distances. II. NGC 6572, NGC 6210, NGC 3242, and NGC 2392". Astron. J., 1995, V.109, P.2600-2607.

27. Kawamura J. and C.Masson "Distances to planetary nebulae BD+30°3639 and NGC 6572". Astrophys. J., 1996, V.461, P.282-287.

28. Kingsburgh, R.L. & M.J. Barlow "Distances for galactic planetary nebulae, using mean OH] doublet ratio electron densities". Monthly Notices Roy. Astron. Soc., 1992. V.257, P.317-339 (KB)

29. Kingsburgh, R.L. & J. English "Distances for galactic planetary nebulae. II. A southern hemisphere survey5'. Monthly Notices Roy. Astron. Soc., 1992, V.259, P.635-651 (KE)

30. Cahn, J.H., J.B. Kaler & L.Stanghellini "A catalogue of absolute fluxes and distances of planetary nebulae". Astron. and Astrophys. Suppl., 1992. 94, P.399-452 (CKS).

31. Van de Steene G.C. & A.A. Zijlstra "On an alternative statistical distance scale for planetary nebulae". Astron. and Astrophys., 1995, V.293, P.541-549 (VdSZ).

32. Zhang C.Y. "A statistical distance scale for galactic planetary nebulae". Astrophys. J. Suppl. Ser., 1995. V.98, P.659-678.

33. Гершберг P.E. "Радиоизлучение планетарных туманностей и определение расстояний до этих объектов". Известия КрАО, 1962, Т.28, С.159-165.

34. Phillips J.P. and S.R.Pottash "Distances, radii and masses of the planetary nebulae". Astron. and Astrophys., 1984, V.130, P.91-96 (PP).

35. Aller L.H. and D.K.Milne "Observations at 2700 MGz of selected planetary nebulae". Austral. J. Phys., 1972, V.25, P.91-96.

36. Milne D. and B.L.Webster "2,7 GHz radio frequenccy measurements of planetary nebulae". Astron. and Astrophys., 1979,V.36, P. 169171.

37. Milne D.K. and L.H. Aller "Radio observations at 5 GHz of southern planetary nebulae". Astron. and Astrophys., 1975, V.38, P.183-196

38. Milne D.K. "Radio observations at 5 GHz of southern planetary nebulae: IF. Astron. and Astrophys. Suppl. Ser., 1979, V.38, P.227-236.

39. Milne D.K. and L.H.Aller "Radio observations at 14.7 GHz of southern planetary nebulae". Astron. and Astrophys. Suppl. Ser., 1982, V.50, P.209-215.

40. Gopal-Krishna "Electron temperatures of four planetary nebulae from radio continuum observatuins". Monthly Notices Roy. Astron. Soc., 1978, v. 182, P.723-726.

41. Calabretta M.R. "Observations of 196 southern planetary nebulae at 408 MGz". Monthly Notices Roy. Astron. Soc., 1982, V.199, P.141-150.

42. Terzian Y., B.Balick and C.Brignell "Radio synthesis observations of planetare nebulae". Astrophys. J., 1974, V.188, P.257-277.

43. Johnson H.M., B.Balick and A.R.Thompson "VLA observations of stellar planetary nebulae". Astrophys. J., 1979, V.233, P.919-924.

44. Felli M. and M.Perinotto "A comparison of optical and radio structures of planetary nebulae". Astron. and Astrophys., 1979, V.76, P.69-74.

45. Isaackman R.A. "A radio search for planetary near the galactic center. IV. Survey data". Astron. and Astrophys. Suppl. Ser., 1981, V.43, P.405-419.

46. Mross R., R.Weinberger and H.Harti "Radio observations of planetary nebulae at 6 cm". Astron. and Astrophys. Suppl. Ser., 1981, V.43, P.75-77.

47. Kwok S. and P.A.Feldman "Discovery of radio brightening in AFGL 618". Astrophys. J., 1981, V.247, L67-L71.

48. Purton C.R., P.A.Feldman and K.A.Marsh et. al. "Radio observations of early-type emission line stars and related objects". Monthly Notices Roy. Astron. Soc., 1982, V.198, P.321-338.

49. Knapp G.R., P.F.Bowers, K.Young and T.G.Phillips "Radio-frequency continuum emission from evolved stars". Astrophys. J., 1995, V.455, P.293-299.

50. Брауде Б.В., Н.А.Есепкина, Н.Л.Кайдановский, Н.Ю.Парий-ский, О.Н.Шиврис "Выбор размеров отражающих элементов и расчет электрических характеристик радиотелескопа РАТАН-600". Известия ГАО, 1972, Т.188, С.40-51.

51. Acker A., Ochsenbein F., Stenholm В. et al "Strasbourg-ESO Catalogue of Galactic planetary Nebulae" Publ. ESO., 1992.

52. Gilra D.P., S.R. Pottasch, P.R. Wesselius, C.-C. Wu and R.J. van Duinen "Ultraviolet radiation from planetary nebulae. III. Variability of central stars". Astron. and Astrophys., 1978, V.63, P.297-301.

53. Handler G., R.H.Mendez, R.Medupe et. al "Variable center stars of young planetary nebulae. I. Photometric multisite observations of 1С 418". Astron. and Astrophys., 1997, V.320, P.125-135.

54. Zijlstra A.A., Pottasch S.R., Bignell C. "A catalogue of VLA radio continuum observations of planetary nebulae with the Very Large Array". Astron. and Astrophys. Suppl. Ser., 1989, V.79, P.329-357.

55. Pottasch S.R., P.R. Wesselius, C.-C. Wu and R.J. van Duinen "Ultraviolet radiation from planetary nebulae. I. Determination of extinctions". Astron. and Astrophys., 1977, V.54, P.435-442.

56. Pottasch S.R., Wesselius P.R., Wu C.-C. et al. "Ultraviolet radiation from planetary nebulae. II. Radiation from the central stars". Astron. and Astrophys., 1978, V.62, P.95-110.

57. Kaler J.B. and W.A.Feibelman "Ultraviolet spectra of the central stars of large planetary nebulae". Astrophys. J., 1985, V.297, P.724-750.

58. Pottasch S.R., R.Gaithier, D.P.Gilra, P.R.Wesselius "The ultraviolet spectra of the planetary nebula NGC 2371 and its exiting star". Astron. and Astrophys., 1981, V.102, P.237-244.

59. Perinotto M. and P.Benvenuti "The planetary nebula NGC 7009". Astron. and Astrophys., 1981, V.101, P.88-95.'

60. Tarafdar S.P. and K.M.V.Apparao "Einstein X-ray observations of planetary nebulae and their inplications". Astrophys, J., 1988, V.327, P.342-346.

61. Apparao K.M.V. and S.P.Tarafdar "X-ray observations of planetary n^billae with'the^xosAt seit&litS". 'Aatro^hys. 1989,^344, P.826-829.

62. Mendez R.H., R.P.Kudritzki, A. Herrero, D. Husffeld & H.G. Groth "High resolution spectroscopy of central stars of planetary nebulae. I. Basic atmospheric parameters and their interpf etation". Astron. and Astrophys., 1988, V.190, P. 113-136.

63. Abell G.O. "Properties of some old planetary nebulae". Astrophys. J., 1966, V.144, P.259-279.

64. Пилюгин JI.С., Хромов Г.С. "Эволюция планетарных туманностей и их ядер. Температуры ядер". Астрон. ж., 1979, Т.56, С.759-769.

65. Hummer D.G. "Atmospheres of central stars". In: IAU Symposium 76, Planetary Nebulae, 1978, P.171-183.

66. Hummer D.G., Seaton M.J. "The ionization structure of planetary nebulae. I. Pure hydrogen nebulae". Monthly Notices Roy, Astron. Soc., 1963, V.125, P.437-459.

67. Hummer D.G., Seaton M.J. "The ionization structure of planetary nebulae. II. Collisional cooling of pure hydrogen nebulae". Monthly Notices Roy. Astron. Soc., 1963, V.125, P.461-468.

68. Hummer D.G., Seaton M.J. "The ionization structure of planetary nebulae. 1П. The ionization of helium". Monthly Notices Roy. Astron. Soc., 1964, V.127, P.217-240.

69. Hummer D.G. and M.J.Seaton "The ionization structure of planetary nebulae. IV. Optical thicknesses of the nebulae and temperature of the central stars". Monthly Notices Roy. Astron. Soc., 1966, V.132, R15-33.

70. Flower D.R. "The ionization structure of planetary nebulae. VIII. Models of nebulae NGC 7662 and IC418". Monthly Notices Roy. Astron. Soc., 1969, V.146, P.243-263.

71. Pottasch S.R., Baud В., Beintema D. et al. "IRAS measurements of planetary nebulae". Astron. and Astrophys., 1984, V.138. P.10-18.

72. Iyengar K.V.K. "Study of IRAS observations of faint planetary nebulae". Astron. and Astrophys., 1986, V.158. P.89-96.

73. Ленг К. "Астрофизические формулы". М.: Мир, 1978, Т.1, 448 С.; Т.2, 383 С.

74. Соболев В.В. "Курс теоретической астрофизики". М.: Наука, 1975, 504 С.

75. Chu Y.-H., Gruendl R.A., Conway G.M. "Rosat xray observations of two nebulae: NGC 1535 and NGC 3587". Astron. J., 1998, V.116, P. 1882-1886.

76. Аллен К.У. "Астрофизическиевеличины". M.: Мир, 1977, 446 С.

77. Kaler J.В. "Chemical abundences and the parameters of planetary nebulae". Astrophys. J., 1970, V.160, P.887-913.

78. Kaler J.B. "The evolution of large planetary nebulae and their central stars". Astrophys. J., 1983, V.271, P.188-220.

79. Shaw R.A., Kaler J.B. "Apparent magnitudes of luminous planetary nebula nuclei. I. Method and application." Astrophys. J., 1985, V.295, P.537-546.

80. Tylenda R., A. Acker, F. Gleizes and B.Stenholm "Magnitudes of central stars of southern planetary nebulae". Astron. and Astrophys., Suppl. Ser., 1989, V.77, P.39-44.

81. Archipova V.R "On the methods of correction for the interstellar reddening of planetary nebulae". In: IAU Symposium 34. Planetary Nebulae, 1968, P.159-161.

82. Архипова В.П. "Уточненные значения межзвездного поглощения света для планетарных туманностей". Астрон. ж., Т.45, С.467-468.

83. Heap S.R., Hintzen P. "CCD imagery of planetary nebulae: the properties of the central stars of NGC 2440 and NGC 7027". Astrophys. J., 1990, V.353, P.200-204.

84. Leung C.M. "Radiation transport in dense interstellar dust clouds. I. Grain temperature". Astrophys. J., 1975. V.199. P.340.

85. Sabbadin F."Planetary nebulae at known distances". Astron. and Astrophys. Suppl. Ser., 1986. V.64, P.579-589.

86. Пачиньский Б. "Эволюция одиночных звезд и модели ядер планетарных туманностей". Белые карлики, сб. статей, ред. В.С.Имшенника. М.: Мир, 1975, С. 174-188.

87. Hayashi С., Hoshi R., Sugimoto V. "Evolution of stars", progr. Theor. phys. Suppl. Ser., 1962, V.22, P.l-183

88. Milne D.K. "On the radio distance scale for planetary nebulae". Monthly Notices Roy. Astron. Soc., 1982, V.200, №-2, 51p-54P.

89. Preite-Martinez A., A.Acker, J.Koppen and B.Stenholm "Energy-balance temperature of central stars of galactic planetary nebula«". Astron. and Astrophys. Suppl. Ser., 1989, V.81, P.309-322.

90. Maciel W.J. and S.R. Pottasch "Distances of planetary nebulae." Astron. and Astrophys. Suppl. Ser., 1980, V.88, P. 1-7.

91. Daub, C.T. "A statistical survey of local planetary nebulae". Astrophys. J., 1982, V.260, P.612-624.

92. Станкевич К.С., Шарова О.И. "Определение температуры и радиуса центральной звезды по радиопотоку планетарной туманности и звездной величине ядра". Астрон. журн., 1983, Т.60, С.931-937.

93. Станкевич К.С., Шарова О.И. "О расстояниях до планетарных туманностей". XV всесоюзная конференция по галактической и внегалактической радиоастрономии 11-13 октября 1983г. Тезисы докладов. Харьков, 1983. С. 109-110.

94. Шарова О.И. "К вопросу определения параметров центральной звезды по радиопотоку планетарной туманности". Астрон. журн., 1992, Т.69, С.38-51.

95. Шарова О.И. "Новая шкала расстояний до планетарных туманностей" Изв. вузов. Радиофизика, 1995, Т.38, 522-538.

96. Kaler J.B., Mo J.-E. and S.R.Pottasch "Wind distances for planetary nebulae". Astrophys. J., 1985, V.288, P.305-309. P.305-309.

97. Mendez R.H., R.P. Kudritzki, A. Herrero "On central star luminosities and optical thickness in planetary nebulae". Astron. and Astrophys., 1992, V.260, P.329-340.

98. Zhang C.Y. "On the distance to galactic planetary nebulae". Astrophys. J., 1993. V.410, P.239-250.

99. Мальков Ю.Ф. "Самосогласованное определение расстояний до планетарных туманностей". Кинематика и физика небесных тел, 1994, Т.10, С.35-51.

100. Frank A., W.E.C.J.van der Veen, and B.Balick "Is there a connection between thermal pulses and pNe halos: on the way to an answer". Astron. and Astrophys., 1994, V.282, 554-560.

101. Hajian A.R., A.Frank, B.Balick, and Y.Terzian "The timescale correlation method: distances to planetary nebulae with halos" Astrophys. J., 1997, V.477, P.226-234.

102. Cahn J.H. and J.B. Kaler "Distances and distribution of planetary nebulae". Astrophys.J Suppl. Ser., 1971. V.22, P.319-368.

103. Cahn J.H. "Interstellar extinction: a calibration by planetary nebulae". Astron. J., 1976, V.81, P.407-418.

104. Acker A. "A new synthetic distance scale for planetary nebulae". Astron. and Astrophys. Suppl. Ser., 1978. V.33, 367-381.

105. Maciel W.J. "A catalogue of distances to planetary nebulae". Astron. and Astrophys. Suppl. Ser., 1984,

106. Amnuel P.R., Guseinov O.H., Novruzova H.I., Rustamov Y.S. 1984. "Statistical survey of planetary nebulae: distances, masses and distribution in the Galaxy". Astrophys. & Space Sci., V.107, P. 19-50 (AGNR).

107. Gathier R. "Properties of planetary nebulae. I. Nebular parameters and distance scales". Astron. and Astrophys., Suppl. Ser. 1987, V.71, P.245-253.

108. Acker A., J.Koppen, B.Stenholm and G.Jasniewicz "Spectrophotometry of southern planetary nebulae. I. Plasma diagnostics". Astron. and Astrophys. Suppl. Ser., 1989, V.80, P.201-213.

109. Каплан С.А., С.Б.Пикельнер "Межзвездная среда". М.: Наука, 1979, 592С.

110. Young К., T.G.Phillips and G.R.Knapp "Circumstellar shells resolved in IRAS survey data. II.Analysis". Astrophys. J. 1993, V.409, P.725-738.

111. Kwok S., C.R.Purton and P.M.Fitzgerald "On origin of planetary nebulae". Astrophys. J. 1978, V.219, L125-L127.

112. Kwok S. "From red giants to planetary nebulae". Astrophys. J. 1982, V.258, 280-288.

113. Kwok S. "On the distances of planetary nebulae". Astrophys. J. 1985, V.290, P.568-577.