Абсорбции, отождествляемые с диффузными межзвездными полосами

Для объяснения соотношения интенсивностей эмиссионных полос (1;0), (0;0) и (0;1) системы Свана в спектре IRAS04296+3429 мы привлекали механизм резонансной флуоресценции (Клочкова и др., 1997в). При этом предполагалось, что между звездной атмосферой и излучающей эмиссию областью оболочки находится среда, в которой происходит селективное поглощение (покраснение) излучения звездной атмосферы, возбуждающего молекулы углерода. Ниже приведем новые результаты наблюдений, поддерживающие указанную гипотезу.

Некоторые эмиссионные полосы, обнаруженные Шмидтом и др. (1980) в спектре туманности RAFGL915, были отождествлены Сарре и др. (1995) с диффузными абсорбционными межзвездными полосами в спектре стандарта HD183143. Поэтому естественным представляется поиск абсорбционных околозвездных деталей, положения которых совпадают с положениями диффузных межзвездных полос. Такие полосы были найдены нами у ряда холодных объектов на post-AGB стадии, ниже опишем только спектр IRAS23304.

На рис.4а,б приведены два участка спектра IRAS23304, содержащие наиболее сильные диффузные полосы, показаны также синтетические спектры, рассчитанные нами с помощью программы STARSP (Цымбал, 1995) для модели с параметрами и химическим составом, определенными нами для IRAS23304. Вертикальными линиями отмечены положения диффузных полос, перечисленные в работе Дженнискенса и Дезерта (1994).

Для оценки полноты используемого списка атомных линий и адекватности модельного описания спектра атмосферы на рис.5 дано сопоставление наблюдаемого и синтетического спектра в интервале длин волн, который, судя по результатам многочисленных исследований диффузных межзвездных полос в спектрах сильно покрасневших горячих звезд, можно считать относительно свободным от этих деталей (Дженнискенс, Дезерт, 1994). Неидеальное совпадение наблюдаемого и теоретического спектров объясняется неполнотой используемого списка линий, разбросом экспериментальных значений сил осцилляторов, неточностью модельного приближения и рядом других причин, анализ которых является предметом отдельного исследования. Здесь же нам важно установить факт достоверности обнаружения диффузных полос (что определяется в результате вычитания синтетического спектра из наблюдаемого на участке, где ожидается присутствие сильных диффузных полос).

Поиски диффузных межзвездных полос в спектрах проэволюционировавших звезд уже предпринимались. Коуэн и Джонс (1987) обнаружили диффузные межзвездные полосы в спектре сильно покрасневшего ядра планетарной туманности (WC11, IRAS21282+5050). Ле Бертре и Лекю (1993) изучили выборку звезд с признаками потери вещества и, подтвердив результаты Коуэн и Джонс (1987) для IRAS21282+5050, дополнительно обнаружили межзвездные полосы в спектрах IRC+10420 и ACHer. Напомним, что IRC+10420 является объектом, быстро эволюционирующим к стадии WR (Клочкова и др., 1997б), а химический состав полуправильной переменной ACHer по всем признакам соответствует исследуемой подгруппе холодных post-AGB звезд, находящихся на стадии PPN (Клочкова, Панчук, 1998). Однако в спектрах двух горячих звезд на стадии post-AGB: HR4049 (B9I) и HD213985 (B9I) диффузные межзвездные полосы не обнаружены (Ле Бертре, Лекю, 1993).

Все семь холодных объектов на стадии post-AGB (IRAS04296+3429,
IRAS05381+1012, IRAS07134+1005, IRAS22223+4327, IRAS22272+5435,
IRAS23304+6147, RAFGL2688), в спектрах которых по наблюдениям на БТА мы уверенно обнаружили диффузные абсорбционные полосы, в ИК-спектрах имеют эмиссионную деталь 21мкм. Для полуправильной переменной ACHer, в спектре которой также обнаружены диффузные полосы, детальные исследования ИК-спектра, насколько нам известно, пока не предпринимались. Обращаем внимание на возможную связь абсорбционных околозвездных полос и эмиссионной детали 21мкм, наблюдаемой в ИК-спектрах тех PPN, которые демонстрируют эволюционные изменения химического состава. Это обстоятельство может иметь непосредственное отношение к проблеме носителей диффузных межзвездных полос, которая пока окончательно не решена (Вильямс, 1996).

Одним из основных направлений в решении проблемы идентификации диффузных межзвездных полос являются попытки сгруппировать полосы в семейства, внутри каждого из которых относительное поведение полос и других деталей межзвездного происхождения носит более скоррелированный характер, чем у полос, принадлежащих к разным семействам (Хлевицки и др., 1987, Креловски, Уокер, 1987). Кроме взаимных корреляций интенсивностей полос известна немонотонность изменения эквивалентной ширины полос, нормированной на степень покраснения (или на величину полного поглощения), от величины, на которую выполнена нормировка (${\rm E(B-V)}$ или ${\rm A_v}$). Так, например, в направлении на Орион выделены два типа зависимости нормированной интенсивности полос от поглощения (Дженнискенс и др., 1994). Для звезд с малым покраснением (${\rm E(B-V)<0.08^m}$), находящихся перед газо-пылевым комплексом, наблюдается усиление ${\rm W/E(B-V)}$ с ростом ${\rm E(B-V)}$. При больших покраснениях, когда значительная часть водорода находится в молекулярной форме, нормированные интенсивности всех полос ослабевают с ростом покраснения. Кроме того, известно, что в случае диффузной (безоблачной) межзвездной среды нормированная интенсивность полос неизменна с ростом величины, на которую выполнена нормировка. Итак, для различных видов структуры межзвездной среды установлены зависимости нормированных интенсивностей полос от величины покраснения (поглощения). Если оценить величину покраснения для объектов на стадии post-AGB, то появится возможность сравнить характер поведения нормированных интенсивностей диффузных полос в их спектрах с аналогичными зависимостями, полученными для межзвездной среды.

В спектре IRAS23304 мы измерили эквивалентные ширины нескольких диффузных полос. В табл.3 приведены результаты измерений и нормировки эквивалентных ширин на величину покраснения ${\rm E(B-V)=0.93^m}$, соответствующую оценке поглощения ${\rm A_v=2.8^m}$ по данным Редди и Партасарати (1996). В табл.3 приведены также средние значения для диффузной межзвездной среды (Dif) и для гигантского молекулярного облака (GMC) по данным Дженнискенса и др. (1994). В среднем нормированные интенсивности диффузных полос в спектре IRAS23304 выше, чем для случая диффузной межзвездной среды, и тем более выше, чем в случае прохождения излучения через гигантское молекулярное облако, где интенсивности диффузных полос ослаблены. Приходим к выводу, что в направлении на IRAS23304 условия, обеспечивающие связь покраснения и интенсивности диффузных полос, отличаются как от условий в диффузной межзвездной среде, так и от условий в гигантском молекулярном облаке.

Уже сам факт, что спектры некоторых post-AGB звезд на высоких галактических широтах содержат диффузные полосы, указывает на их околозвездную природу. В случае IRAS23304 более определенно об этом свидетельствует приводимое ниже сравнение результатов измерений лучевой скорости, выполненных по полосам и по атмосферным абсорбциям.