Спектральное исследование звезды типа UX Ori RZ Psc тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

На правах рукописи

Потравнов Илья Сергеевич

Спектральное исследование звезды типа их Оп КЪ Рэс

Специальность 01.03.02 - астрофизика и звездная астрономия

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

2 8 АВГ 2014

Санкт-Петербург 2014

005552032

005552032

Работа выполнена в Санкт-Петербургском государственном университете и Главной (Пулковской) астрономической обсерватории Российской академии

наук.

Научный руководитель:

доктор физико-математических наук, профессор Гринин Владимир Павлович;

Официальные оппоненты: Ламзин Сергей Анатольевич, доктор физико-математических наук,

Государственный астрономический институт имени П.К. Штернберга МГУ имени М.В. Ломоносова, заместитель директора по научной работе;

Петров Пётр Петрович,

доктор физико-математических наук, старший научный сотрудник. Крымская Астрофизическая Обсерватория, ведущий научный сотрудник лаборатории физики звезд.

Ведущая организация:

Институт астрономии РАН

Защита состоится « 7 > октября 2014 г. в 15 ч. 30 м. на заседании диссертационного совет Д 212.232.15 на базе Санкт-Петербургского государственного университета по адресу: 19850 Санкт-Петербург, Старый Петергоф, Университетский пр., 28, математико-механический культет, ауд. 2143 .

С диссертацией можно ознакомиться в Научной библиотеке им. М. Горького Санкт-Пет бургского государственного университета по адресу: 199034, Санкт- Петербург, Университ екая наб., 7/9 и на сайте

http:// spbu.ru/science/disser/dissertatsii-dopushchennye-k-zashchite-i-svedeniya-o-zashcliite.

Автореферат разослан «

Ученый секретарь

диссертационного совета

Милапова Ю.В.

Общая характеристика работы

Звезда КЪ Рзс (а = 01л09т428.05 6 = +27°57'01".95) принадлежит к семейству переменных звезд типа иХ Оп. Звезды этого типа были впервые обособлены в отдельную группу в середине XX века в работах Гоффмейстера [1], Паренаго [2], Венцеля [3] и Холопова [4]. Особенностью, послужившей для выделения этих звезд в отдельное семейство стали наблюдаемые у них глубокие (ДУ и 2 — Зт) непериодические ослабления блеска продолжительностью от нескольких дней, до нескольких недель. В настоящее время общепринятой для объяснения феномена звезд типа 11Х Оп является модель переменной околозвездной экстинкции, сформулированная в ее современном виде Грининым в 1988 году [5]. Модель предполагает, что фотометрическая активность звезд типа ИХ Оп обусловлена переменной экстинкцией на луче зрения, вызванной неравномерным распределением вещества в протопланетных дисках, наклоненных под небольшим углом к лучу зрения. Выделение звезд типа 1ГХ Оп в отдельный подкласс является, таким образом, следствием эффекта наблюдательной селекции: алголе-подобные минимумы наблюдаются только у звезд, околозвездные диски которых наблюдаются почти с ребра.

У Рее наблюдаются важные признаки звезд типа их Оп:

• глубокие алголе-подобные минимумы,

• эффект поголубения,

• увеличение поляризации в минимумах.

Последние два свойства говорят о том, что в ближайших окрестностях звезды существует достаточно много пыли, а ее распределение в околозвездном пространстве сильно отклоняется от сферической симметрии (т.е., скорее всего, имеет дискообразную форму). С другой стороны, по целому ряду наблюдательных свойств Иг Рэс сильно отличается от среднестатистической звезды типа иХ Оп:

• Это самая холодная звезда этого семейства: по данным Хербига [6] ее спектральный класс КО IV,

• Алголеподобные минимумы Рее необычайно коротки: продолжаются всего 1-2 дня [7, 8]. Подобные кратковременные минимумы иногда наблюдаются и у других звезд этого типа (см. например [9, 10]), но у Рее наблюдаются только такие минимумы. Это свидетельствует о том, что околозвездные пылевые облака, экранирующие звезду от наблюдателя, имеют компактные размеры и довольно резкие границы,

• Рее находится на галактической широте Ь « —35° вдали от областей интенсивного звездообразования, и в отличие от остальных звезд типа их Оп, не имеет классических признаков молодости: у нее нет ни инфракрасного (ИК) избытка в полосах ,]НК [11], ни признаков эмиссии в линии На [6, 12].

Если фотометрическое поведение Рее было изучено довольно полно [7, 8, 13-16], то исследованию ее спектра было посвящено всего две работы. В 1960 году Хербиг [6] определил спектральный класс звезды: КО IV. Спустя сорок лет Каминский и др. [12] исследовали спектр Бй Рее и определили параметры атмосферы звезды, на основе которых был сделан вывод о сходстве звезды с умеренно проэволюционировавшими гигантами II типа населения.

Из сказанного выше следует, что хотя КЪ Р.чс обладает многими признаками звезд типа 1ГХ Оп, ряд наблюдательных свойств ставит ее в обособленное положение и оставляет открытым вопрос о ее эволюционном статусе. Исследование спектра звезды, параметров ее атмосферы и свойств околозвездного окружения стало основной задачей данной работы.

Цели и задачи диссертационной работы

Основной целью Диссертации является исследование околозвездного окружения RZ Psc, а также определение ее возраста и эволюционного статуса. Учитывая дефицит спектральных наблюдений RZ Psc, главной наблюдательной задачей Диссертации является получение достаточно качественного спектрального материала для количественного анализа спектра звезды и поиска возможной переменности спектральных линий.

Для оценки возраста RZ Psc использован, так называемый, кинематический метод, основанный на данных о собственном движении звезды из каталога Tycho-2 и ее лучевой скорости. Одним из индикаторов возраста звезд является линия лития Lil 6708 А. В цитированных выше статьях Хербига и Каминского и др., посвященных изучению спектра RZ Psc, не встречается упоминания об этой линии. Поэтому обнаружение линии Lil 6708 Â в спектре RZ Psc и определение ее эквивалентной ширины является одной из наблюдательных задач Диссертации.

На основе данных каталогов WISE, AKARI и IRAS, мы исследуем распределение энергии в спектре RZ Psc в области длин волн А > 5 цтп, где согласно работе [16] ожидается существование инфракрасного избытка. В результате решения поставленных задач впервые появляется возможность определить эволюционный статус этой необычной звезды, понять в основных чертах устройство ее околозвездного диска и прояснить положение RZ Psc в общем контексте эволюции молодых звезд с околозвездными дисками.

Научная новизна

1. В ходе работы накоплен оригинальный спектральный материал по RZ Psc, превышающий весь имевшийся до этого объем данных для этой звезды.

2. Впервые разными методами, дополняющими друг друга, оценен возраст звезды и определен ее эволюционный статус. Возраст звезды заметно пре-

вышает характерное время жизни протопланетных дисков звезд типа Т Тельца.

3. Впервые обнаружен околозвездный газ в окрестности RZ Psc. Переменные профили линий дублета натрия свидетельствуют о том, что этот газ удаляется от звезды со скоростями до 120 км/с. С учетом полученной оценки возраста звезды это означает, что заключительные фазы диссипации про-топланентных дисков могут продолжаться значительно дольше, чем это считается сейчас.

4. По данным архивов инфракрасных наблюдений WISE, AKARI и IRAS у звезды впервые обнаружен ИК избыток, предсказанный в работе Шаховского и др. [16]. Он находится в области Л > 5 цт и хорошо аппроксимируется функцией Планка при температуре 500 К.

5. Установлено, что в случае RZ Psc реализуется иная модель затмений по сравнению с той, что принимается для большинства звезд типа UX Ori. Звезда является первым обнаруженным примером post- UXORa.

Научная и практическая ценность работы

В настоящее время эволюция звезд с околозвездными дисками с наблюдательной точки зрения может изучаться только с помощью построения последовательности объектов с по возможности надежно определенными возрастами. В результате решения задач Диссертации, на основе оригинального наблюдательного материала, определен эволюционный статус RZ Psc. Звезда признана самым старым, из известных на настоящий момент, представителем звезд типа UX Ori и одним из немногочисленных представителей звезд с дисками переходными от протопланетных к остаточным (debris). В первом приближении выяснено устройство ее околозвездного окружения. Оно отвечает за нехарактерную для большинства звезд типа UX Ori модель затмений. Таким образом, добавлено

важное звено, дополняющее последовательность молодых звезд с околозвездными дисками. Этот результат может стать отправной точкой для дальнейших перспективных поисков и исследования объектов такого типа, что, в свою очередь, важно для уточнения общей картины ранней эволюции звезд солнечного типа. Обрисованы в общих чертах основные наблюдательные свойства подобных объектов. Накопленный спектральный материал и результаты его анализа могут быть использованы в других работах.

Положения, выносимые на защиту

1. В ходе наблюдений впервые в спектре RZ Psc обнаружена линия лития Lil 6708 А и определена ее эквивалентная ширина (EW). Сравнение с данными о литии в рассеяных скоплениях разного возраста позволило грубо оценить возраст звезды: 10-70 Муг. Привлечение данных о собственном движении звезды позволило определить кинематический возраст 25 ± 5 Муг, и, тем самым, уточнить оценку литиевого возраста. Полученный результат позволяет считать RZ Psc самой старой звездой типа UX Ori (post-UXOR). Она является промежуточным звеном между звездами с прото-планетными и остаточными (debris) дисками.

2. Обнаружена спектральная переменность звезды в линиях резонанского дублета Nal, наблюдавшаяся в форме нестационарного истечения вещества. Высказано предположение, что это истечение является результатом взаимодействия остатков околозвездного газа с магнитосферой звезды. Обнаруженная у звезды переменность в ядре линии На интерпретируется как результат присутствия на поверхности RZ Psc горячих пятен, образующихся вследствие вялотекущей остаточной аккреции.

3. На основе спектров высокого разрешения заново определены параметры атмосферы RZ Psc, ее химический состав, лучевая скорость и проекционная скорость вращения V sin i. Параметры атмосферы звезды оказались

7

близки к параметрам атмосфер молодых звезд типа WTTS (weak lined Т Tauri stars) и PTTS (post T Tauri stars).

4. По данным архивов инфракрасных наблюдений WISE, AKARI и IRAS обнаружен ИК избыток в области длин волн Л > 5 цт, хорошо аппроксимирующийся функцией Планка при температуре 500 К. Избыток оказался довольно большим (8% от болометрической светимости звезды) для звезд на стадии эволюции post TTS. Делается вывод о том, что из-за отсутствия зоны испарения пыли в окрестностях RZ Psc модель затмений этой звезды отличается от разработанной для звезд типа UX Ori, в которой важную роль играет утолщение диска вблизи зоны испарения пыли.

Апробация работы

Основные результаты работы докладывались на следующих конференциях:

1. III Пулковская молодежная конференция, Санкт-Петербург, 25-30 сентября, 2010;

2. Международная конференция JENAM-2011, Санкт-Петербург, 4-8 июля, 2011;

3. IV Пулковская молодежная конференция, Санкт-Петербург, 18-22 сентября, 2012;

4. Всероссийская конференция «Многоликая Вселенная» (ВАК-2013), 23-27 сентября, 2013;

5. Конкурс молодых астрономов ГАО РАН на соискание премии им. В.Я. Струве, 6 декабря, 2013;

Публикации по теме диссертации

Основные результаты работы изложены в следующих публикациях в рецензируемых журналах:

1. V.P. Grinin, I.S. Potravnov, F.A. Musaev «The evolutionary status of the UX Orionis star RZ Psc», A&A, 524, A8, 2010

2. W.J. de Wit, V.P. Grinin, I.S. Potravnov, D.N. Shakhovskoi, A Muller, M Moerchen «Active asteroid belt causes the UXOR phenomenon in RZ Piscium», A&A, 553, LI, 2013

3. И.С. Потравнов, В.П. Гранин «О кинематическом возрасте звезды RZ Psc», Письма в Астрон. Ж. 39, 861, 2013

4. И.С. Потравнов, В.П. Гринин, И.В. Ильин «Обнаружение околозвездного газа в ближайших окрестностях RZ Psc», Астрофизика, 56, N 4, 2013

5. I.S. Potravnov, V.P. Grinin, I.V. Ilyin, D.N. Shakhovskoi «An in-depth analysis of the RZ Piscium atmosphere», A&A, 563, A139, 2014

Личный вклад автора

Автор Диссертации участвовал в спектральных наблюдениях RZ Psc в сентябре 2012 года на обсерватории Терскол, в октябре 2012 года на 6 м. телескопе БТА. Обработка спектров с Терскола и заключительные фазы обработки материала с БТА и Nordic Optical Telescope, их измерения в статьях 4 и 5 выполнены автором. В статьях 1 и 3 расчеты кинематического возраста выполнены автором, как и приводимая в статье 2 его уточненная оценка. Автором выполнено моделирование спектра с целью определения параметров атмосферы звезды в статье 5. Диссертант на равных правах с соавторами статей участвовал в постановке задач и интерпретации результатов.

Объем и структура диссертации

Диссертация состоит из Введения, четырех глав, Заключения и библиографии. Общий объем Диссертации 108 страниц, в том числе 20 рисунков и 6 таблиц. Библиография содержит 143 наименования на 15 страницах.

Содержание диссертации

Во Введении рассматриваются основные свойства переменных звезд типа UX Ori, приводится современная интерпретация их наблюдательных особенностей. Дается обзор основных характеристик объекта исследования- звезды RZ Psc, и подчеркивается ряд особенностей, отличающих ее от остальных представителей звезд типа UX Ori. Обосновывается актуальность работы, ставятся цели и задачи Диссертации. Описывается научная новизна работы, а также ее научная и практическая ценность. Сформулированы положения, выносимые на защиту. Представлен список публикаций и конференций на которых были представленные основные результаты, вошедшие в Диссертацию. Указан личный вклад автора.

Глава 1 посвящена наблюдательному материалу, на котором основывают^ ся исследования дальнейших глав Диссертации. Во введении к главе дается общая характеристика наблюдательного материала, приводится журнал спектральных наблюдений. Ввиду особенностей как наблюдений, так и методов обработки, описание разбито на разделы сообразно спектральному разрешению материала. Разделы 1.1 и 1.3 посвящены спектрам среднего (R= 13500) разрешения. В первом из них описываются наблюдения в обсерваториях Терскол и CAO. Всего в работе было использовано 8 спектров, полученных на Терсколе с помощью 2 м. телескопа и эшельного спектрографа MMCS в течении наблюдательных сезонов 2009-2012 гг. Один спектр был получен в CAO в октябре 2012 года с помощью 6 м. телескопа и спектрографа ОЗСП. В разделе 1.3 описывается методика обработки спектров среднего разрешения с помощью пакета

IRAF, включающая в себя алгоритм по исправлению наклона спектральных линий. Раздел 1.2 посвящен наблюдениям с высоким (R= 46000) разрешением на обсерватории Nordic Optical Telescope, в которой с помощью 2.5 м. телескопа и спектрографа FIES в августе и ноябре 2013 года было получено два спектра RZ Psc. В разделе 1.4 описываются особенности обработки спектров высокого разрешения, в том числе, методика коррекции теллурического спектра. В разделе 1.5 обсуждаются фотометрические наблюдения, необходимые для контроля блеска звезды, и проводившиеся параллельно спектральным в обсерваториях КрАО и Санглок.

Глава 2 посвящена исследованию спектра RZ Psc и поиску его переменности. Во введении к главе дается общая характеристика спектра. Показано, что спектр RZ Psc абсорбционный, без признаков эмиссии над уровнем континуума и демонстририует постоянство спектральных линий за исключением линий резонансного дублета Na I Dyi и На. Переменность в этих линиях рассмотрена в последующих разделах. Раздел 2.2 посвящен линиия Li I 6708 Â впервые обнаруженной в спектре RZ Psc. Эта линия является широко известным индикатором возраста звезд. В спектре RZ Psc ее эквивалентная ширина составляет EW = 0.202 ± 0.01 А. Сравнения этой величины с данными по рассеянным скоплениям разного возраста дает грубую оценку возраста звезды: 10 - 70 Муг. Раздел 2.3 посвящен изучению спектроскопических признаков околозвездного газа в окрестностях RZ Psc, впервые обнаруженных в ее спектре в результате наблюдения сильной переменности в линиях резонансного дублета Na I. Детально рассматривается переменность в линиях дублета на основе всего имеющегося спектрального материала. Переменность протекает на временном масштабе от ночи к ночи и имеет характер истечения вещества из окрестностей звезды. В линиях Na I D12 наблюдаются дополнительные абсорбционные компоненты, смещенные в синюю сторону. Результаты обсуждаются в сравнении с другими молодыми объектами. Высказывается предположение, что наблюдаемая переменность вызвана взаимодействием остатков аккрецируюшего

газа с магнитосферой звезды. В разделе 2.4 рассматривается переменность RZ Psc в ядре линии На. По аналогии со звездами Т Тельца (см. [17]) она объясняется вуалированием ядра линии дополнительной эмиссией, возникающей в горячих аккреционных пятнах на поверхности звезды. Эти пятна могут быть результатом вяло текущей аккреции остатков околозвездного газа. Данные о лучевой скорости RZ Psc на основе известных литературных источников и наших собственных измерений приводятся в разделе 2.5. Там же дается наиболее вероятное значение лучевой скорости звезды и обсуждается возможная причина отдельных наблюдаемых выбросов как результат действия эффекта Росси-тера-МакЛафлина. В заключительном разделе 2.6 сформулированны основные выводы к Главе 2.

Глава 3 посвящена количественному анализу спектра RZ Psc высокого разрешения, полученного на Nordic Optical Telescope. Во введении к главе рассматриваются прежние данные о параметрах атмосферы RZ Psc. Согласно выводам Каминского и др. [12] RZ Psc - гигант II типа населения. Нами обосновывается необходимость повторного определения параметров ее атмосферы на основе имеющегося наблюдательного материала более высокого качества по сравнению с наблюдениями, использованными в предыдущих исследованиях. Раздел 3.2 посвящен описанию методики определения параметров атмосферы, основанной на методе синтетического спектра. В следующем разделе 3.3 представлены пошаговые результаты определения всех основных параметров атмосферы с помощью пакета SME [18]. Обсуждаются ошибки их определения. Отмечен критерий проверки достоверности определения lg в сравнении крыльев наблюдаемого профиля линии Mg I 5183 А с расчетными. Параметры атмосферы RZ Psc сведены в итоговую таблицу в разделе 3.4. Полученное значение температуры TeS = 5350±150К совпадает в пределах ошибки с предыдущими определениями Хербига [6] и Каминского и др. [12]. Однако, полученная нами величина lgg = 4.2 на 0.8 dex больше величины Igg = 3.4, полученной в цитированной выше работе. Это исключает возможность того, что RZ Psc является звездой- гигантом.

В этом же разделе проводится обсуждение и сравнение этих и других параметров атмосферы как с предыдущими данными для RZ Psc, так и с известными из литературы исследованиями звезд в ряде молодых ассоциаций. В заключительном разделе 3.5 сформулированы основные результаты главы, в том числе вывод о том, что полученные параметры атмосферы звезды характерны для молодых звезд WTTS и PTTS.

Глава 4 посвящена уточнению оценки возраста RZ Psc и изучению структуры ее околозвездного диска на основе архивных инфракрасных данных. Во введении к главе обсуждается необходимость уточненной оценки возраста звезды для более точного понимания ее эволюционного статуса, равно как необходимость изучения структуры ее диска для объяснения особенностей наблюдаемых затмений. Для решения первой задачи использован метод кинематического возраста. Метод рассматривается в разделе 4.2, где приводятся исходные данные, уравнения движения звезды в гравитационном потенциале Галактики и результаты расчетов для RZ Psc вместе с их обсуждением. Кинематический возраст RZ Psc, согласно представленным расчетам, составляет tk = 25 ± 5 Муг. Это время превышает характерное время диссипации протопланетных дисков 10 Муг [19]) и означает, что звезда окружена молодым debris диском, допускающим существование остаточного вещества протопланетного диска. Раздел 4.3 посвящен построению и анализу распределения энергии в спектре RZ Psc на основе фотометрических данных из работы Шаховского и др. [16] и архивов инфракрасных обзоров WISE, AKARI и IRAS. У RZ Psc обнаружен значительный (8% от болометрической светимости звезды) избыток излучения в области длин волн Л > 5 цтп. Этот избыток хорошо аппроксимируется функцией Планка при температуре 500 К. На основе этих данных делаются численные оценки ряда важных параметров диска RZ Psc, в том числе расстояния от звезды на котором находится излучающая пыль. Делается вывод о том, что у RZ Psc реализуется иная модель затмений, чем широко используемая для объяснения затмений звезд типа UX Ori [20], так как в диске звезды отсутствует вещество

в зоне испарения пыли. Выводы к главе сформулированны в разделе 4.5.

В Заключении суммированы основные результаты и выводы, полученные в Диссертации.

Литература

1. Hoffmeister К. Die RW Aurigae-Sterne und ihre Nebenformen // Astronoinishe Nachrichten. 1949. Bd. 278. S. 24-40.

2. Parenago P. Untersuchung der Sterne im Gebiet des Orion-Nebels. Tabelle III: Katalog der genauen Positionen. (Bestimmung von photographischen Beobachtungen) // Trudy Gosudarstvennogo Astronomicheskogo Instituta. 1954. T. 25. С. 1.

3. Wenzel W. // Die Sterne. 1957. Bd. 33. S. 196.

4. Kholopov P. The System of T-Associations // Soviet Astronomy. 1959. Vol. 3. P. 425.

5. Гринип В. П. О происхождении голубой эмиссии, наблюдаемой в глубоких минимумах молодых неправильных переменных звезд // Письма в Астрономический журнал. 1988. Т. 14. С. 65-68.

6. Herbig G. Spectral Classifications for 112 Variable Stars // The Astrophysical Journal. 1960. Vol. 131. P. 632-638.

7. Кардаполов В. И., Саханенок В. В., Шутемова Н. А. О характере изменений блеска RZ Рыб // Переменные звезды. 1980. Т. 21. С. 283-285.

8. Зайцева Г. В. Фотометрические свойства RZ Рыб // Переменные звезды. 1985. Т. 22. С. 181-190.

9. Шаховской Д. Н., Ростопчина А. Н., Гринин В. П., Миникулов Н. X. Фотополяриметрическая активность Ае-звезды Хербига VX Cas // Астрономический журнал. 2003. Т. 80. С. 331-341.

10. Findeisen К., Hillenbrand L., Ofek Е. et al. Disk-related Bursts and Fades in Young Stars // Astrophysical Journal. 2013. Vol. 768. P. 93.

11. Glass I., Periston M. An infrared survey of RW Aurigae stars // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1974. Vol. 1G7. P. 237-249.

12. Каминский Б. M., Ковальчук Г. У., Пугач А. Ф. Спектральные характеристики RZ Psc- холодной звезды с алголеподобными ослаблениями блеска // Астрономический журнал. 2000. Т. 77. С. 689-701.

13. Цесевич В. П. Пекулярная переменная звезда RZ Psc // Переменные звезды. 1956. Т. 10. С. 406-409.

14. Pugach A. F. The So-Called Antiflare Stars (abstract) // Variable Stars and Stellar Evolution / Ed. by V. E. Sherwood, L. Plaut. Vol. 67 of IAU Symposium. 1975. P. 143.

15. Зайцева Г. В. Минимумы RZ Psc // Письма в Астрономический журнал. 1978. Т. 4. С. 283-285.

16. Шаховской Д. Н., Гринин В. П., Ростопчина А. Н. Фотополяриметрическая активность RZ Psc // Астрономический журнал. 2003. Т. 80. С. 631-637.

17. Додин А. В., Ламзин С. А. Интерпретация эффекта вуалирования фото-сферного спектра звезд Т Тельца в рамках аккреционных моделей // Письма в Астрономический журнал. 2012. Т. 38. С. 727.

18. Valenti J. A., Piskunov N. Spectroscopy made easy: A new tool for fitting observations with synthetic spectra. // Astronomy & Astrophysics Supplement Series. 1996. Vol. 118. P. 595-603.

19. Williams J. P., Cieza L. A. Protoplanetary Disks and Their Evolution // Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 2011. Vol. 49. P. 67-117.

20. Dullemond C. P., van den Ancker M. E., Acke В., van Boekel R. Explaining UX Orionis Star Variability with Self-shadowed Disks // The Astrophysical Journal. 2003. Vol. 594. P. L47-L50.

Подписано к печати 03.06.14. Формат 60 х 84 'Лб. Бумага офсетжл. Гарнитура Тайме. Печать цифровая. Печ. л. 1,57.

Т.':раж 100 экз. Заказ 6033._

Отпечатано в Отделе оперативной полиграфии химического факультета СПбГУ 198504, Санкт-Петербург, Старый Петергоф, Университетский пр., 26 Тел.: (812)428-4043,428-6919