Эмиссионные детали

Как уже отмечалось, профиль линии ${\rm H{\alpha}}$ в спектрах PPN искажен эмиссией. Эмиссионный профиль, в свою очередь, деформирован поглощением в слоях, расположенных выше областей, формирующих эмиссионную компоненту. В табл.1 приведены значения лучевой скорости, соответствующие абсорбционной компоненте профиля ${\rm H{\alpha}}$ и эмиссионной детали, смещенной в голубую область спектра. Понятно, что интерпретация измерений положений остатков эмиссионной компоненты в терминах "лучевая скорость эмиссионной компоненты" будет зависеть от положения эмиссии на крыле атмосферной абсорбции, от положения центра линии поглощения в вышележащих слоях относительно центра эмиссионной компоненты и от соотношения интенсивностей всех трех компонент. Поэтому мы не придаем большого физического смысла измерениям положений остатков эмиссионной компоненты (когда они выполняются в пределах профиля атмосферной абсорбции ${\rm H{\alpha}}$). Важно подчеркнуть, что форма сложного профиля ${\rm H{\alpha}}$ в спектрах PPN переменна с характерным временем несколько суток (Клочкова, 1998).

Наблюдения молекулярных переходов в радиодиапазоне позволяют измерить скорость центра системы "звезда+оболочка" и по ширине линии оценить скорость расширения оболочки. Независимые оценки этой скорости могут быть выполнены и по деталям оптического спектра, формирующимся в атмосфере и в оболочке. Не исключено, что в комбинации с оценкой параметров слоев, формирующих (и искажающих) эмиссию в ${\rm H{\alpha}}$, такие измерения помогут построить полную картину стратификации вещества в атмосфере и оболочке.

Обратимся к проявлениям оболочки в оптическом диапазоне. Выше мы отметили, что в оптических спектрах отдельных PPN на фоне спектра, типичного для F-, G-сверхгиганта, найдены абсорбционные молекулярные полосы. В работе Клочковой и Панчука (1996) показано, что интенсивность полос окиси титана в спектре IRAS07331+0021 не удается объяснить в рамках модели атмосферы, хорошо описывающей атомные линии. Температура внешних слоев атмосферы, соответствующая интенсивности этих полос, должна быть существенно ниже. Альтернативой является формирование абсорбционного спектра окиси титана в оболочке. Бэккер и др. (1997) обнаружили абсорбционные молекулярные полосы систем Свана и Филлипса молекулы ${\rm C_2}$, красной системы молекулы CN в спектрах 10 из 16 изученных ими post-AGB звезд и сделали вывод о формировании этих молекулярных спектров в околозвездной газо-пылевой оболочке. Только у объекта RAFGL2688 была зарегистрирована эмиссия в полосе (1;0) системы Филлипса молекулы ${\rm C_2}$. Подчеркнем также вывод Бэккера и др. (1997) о том, что в оптических спектрах всех известных объектов, имеющих деталь на 21мкм, наблюдаются абсорбционные молекулярные полосы указанных углеродосодержащих молекул. До начала систематических исследований PPN на 6-м телескопе нам были известны только три случая наблюдения эмиссионных молекулярных деталей в оптических спектрах PPN: Крэмптон и др. (1975) обнаружили и отождествили полосы (0;0) и (0;1) системы Свана молекулы ${\rm C_2}$ в спектре туманности RAFGL2688 (Egg nebula), Шмидт и др. (1980) обнаружили эмиссионные полосы в диапазоне 5600-6600${\rm \AA}$ спектра туманности RAFGL915 (Red Rectangle), отождествленные впоследствии с положениями диффузных межзвездных полос, а в синей части спектра этого объекта были обнаружены (Уилкенс и др., 1992) и отождествлены (Бальм, Джура, 1993) эмиссионные линии иона ${\rm CH^+}$.

Оба упомянутых объекта относятся к системам, излучение центральной части которых (звезда и внутренние области околозвездной оболочки) испытывает сильное поглощение в газо-пылевом диске и рассеяние на пылевых частицах биполярной структуры. Предположим, что должны встречаться объекты с ориентацией, при которой центральная часть объекта не закрыта от наблюдателя пылевым диском, тогда поглощение излучения центральной звезды уменьшается в десятки и сотни раз, и по соседству с яркой звездой биполярная система становится трудно обнаружимой. Наблюдая спектр системы в такой ориентации, мы можем регистрировать как абсорбционные, так и эмиссионные спектры, принадлежащие молекулам одного и того же сорта. Первый случай реализуется, когда в данной длине волны вклад излучения фотосферы преобладает над излучением оболочки, второй - когда преобладает вклад эмиссионного излучения оболочки.

Клочкова и др. (1997в) по спектрам, полученным на эшелле-спектрометрах 6-м телескопа, обнаружили сильные эмиссионные полосы Свана в спектре объекта IRAS04296+3429, входящего в группу богатых углеродом PPN с деталью на 21мкм. Затем был предпринят систематический поиск этих полос и они были обнаружены еще у двух объектов: IRAS22223+4327 (Клочкова, 1998) и IRAS23304+6147 (рис.3). Обращает внимание, что все эти объекты, включая RAFGL2688, принадлежат к менее яркой части списка исследуемых PPN (их звездные величины V=13-15${\rm ^m}$), причем у более слабых объектов (IRAS04296+3429 и RAFGL2688) интенсивность эмиссионных полос, выраженная в долях интенсивности непрерывного спектра, оказывается более высокой. Максимальную относительную интенсивность эмиссионных полос системы Свана имеет RAFGL2688, где центральный объект закрыт пылевым диском. Поэтому в основу феномена естественно полагать не различия в интенсивности эмиссии, а, в первую очередь, различия в степени поглощения излучения центрального объекта.

У большинства объектов нашего списка, для которых выполнен спектральный мониторинг, обнаружена переменная во времени интенсивность эмиссии в ${\rm H{\alpha}}$. Поэтому не исключено, что эмиссия в полосах системы Свана также окажется переменной во времени. Здесь, однако, следует иметь в виду эффект, связанный с различными угловыми размерами звезды и оболочки. Из четырех перечисленных объектов, у которых обнаружена такая эмиссия, один (RAFGL2688) явно имеет протяженную структуру (несколько угловых секунд). Аналогичная, не наблюдаемая из-за контраста, связанного с другой ориентацией пылевого диска (см. выше), структура, может быть и у других объектов. Важно подчеркнуть, что угловые размеры таких оболочек уже не позволяют рассматривать их как точечные объекты. В этом случае поток излучения оболочки, зарегистрированный через щель спектрометра с характерными размерами в одну угловую секунду, будет практически не зависеть от качества изображений в момент наблюдений, тогда как поток, зарегистрированный от точечного объекта (звездной атмосферы), будет обратно пропорционален диаметру звездного изображения.

Следует отметить, что в сложном спектре туманности RAFGL915 (Шмидт и др., 1980) на фоне протяженной красной эмиссии наблюдается слабая эмиссионная деталь, которую мы отождествляем с кантом полосы (0;1) ${\rm 5635\,\AA}$ системы Свана. С учетом этого число post-AGB объектов, у которых обнаружены эмиссионные полосы молекулы ${\rm C_2}$, достигает пяти: RAFGL915, RAFGL2688, IRAS04296+3429, IRAS22223+4327, IRAS23304+6147.