CC BY
0
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2023, том 78, № 4, с. 579-585
УДК 524.5:524.622
УСОВЕРШЕНСТВОВАННЫЙ МЕТОД ОПРЕДЕЛЕНИЯ РАССТОЯНИЙ ПО МЕЖЗВЕЗДНЫМ ЛИНИЯМ ИОНИЗОВАННОГО ТИТАНА
2023 Г. А. Галазутдинов1'2*, Т. A. Сантандер3**, Е. В. Бабина1***, Я. Креловски4****
1Крымская астрофизическая обсерватория РАН, Научный, 298409 Россия 2Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия 3Северный католический университет, Антофагаста, 1249004 Чили 4Жешувский университет, Жешув, 35-310 Польша
Поступила в редакцию 30 мая 2023 года; после доработки 12 июля 2023 года; принята к публикации 12 июля 2023 года
Мы измерили эквивалентные ширины (ЕШ) межзвездных линий поглощения ТШ А 3383.759 для более 250 звезд с межзвездным покраснением и обнаружили хорошую корреляцию между значениями ЕШ и расстояниями до звезд, оцененными с помощью параллаксов по данным Gaia DR3. Для очень ярких объектов, которые не наблюдались космическим телескопом Gaia, были использованы тригонометрические параллаксы Hipparcos. Процедура оценки расстояния по линиям Т II аналогична хорошо известному Ca П-методу. Однако у Т П-метода есть, как минимум, три преимущества: в отличие от межзвездных H и K линий Ca II, нет блендирования линий Т II со звездными линиями даже для B-звезд поздних классов; линии ТШ в гораздо меньшей степени подвержены влиянию эффекта насыщения; измеряется только одна линия, то есть учитывается только одна погрешность измерения. Связь между эквивалентной шириной линии Т II и расстоянием задается простым уравнением й ~ 30ЕШ, где й — расстояние в парсеках, а ЕШ — эквивалентная ширина линии Т II 3383.759 в мЛ.
Ключевые слова: межзвездная среда: облака — атомы: звезды — расстояния
1. ВВЕДЕНИЕ
Почти 100 лет назад Struve (1928) предложил использовать зависимость между звездными параллаксами в Галактике и интенсивностью межзвездных линий Ca II в качестве метода измерения расстояний. Beals and Oke (1953) опубликовали простые уравнения, связывающие звездные расстояния с эквивалентными ширинами межзвездных линий натрия и калия. По оценкам Beals and Oke (1953) ошибки определения расстояний этим методом не превышали 25%. Позже были опубликованы работы по определению расстояний по линиям межзвездного поглощения, в том числе по линиям Ca II, Ti II, Na I и другим. Упомянем лишь некоторые относительно недавние, тесно связанные с данным исследованием. Galazutdinov (2005) обнаружил взаимосвязь между расстоянием, оцененным по тригонометрическим параллаксам Hipparcos, и эквивалентной шириной линий Ca II, а также слабую зависимость между расстояниями и интенсивностью других межзвездных линий. Megier et
E-mail: runizag@gmail. com
** -1
E-mail: tatiana.araya@alumnos .ucn. cl
E-mail: helenka_truth@mail. ru
E-mail: [email protected]
al. (2005; 2009) разработали широко известный CaII-метод, позволяющий оценивать расстояние на основе измерений эквивалентных ширин межзвездных линий дублета H и K ионизованного кальция. Несмотря на ограничения метода, он эффективен в сочетании с другими методами оценки расстояний, в частности, в случаях пекулярных звезд (например, двойных), объектов с неточными измерениями тригонометрического параллакса и в случаях со звездами, имеющими сложный спектр, для которых калибровка светимости по спектральной классификации неточна. Метод, предложенный Megier et al. (2005; 2009), можно использовать для для объектов, расположенных в галактическом диске на достаточно больших расстояниях (до нескольких килопарсек).
Согласно Welsh et al. (1997), отношение обилия ионов TiII/CaII практически постоянно при различных условиях межзвездной плотности. Этот вывод позже подтвердили Welty and Crowther (2010) как для нашей Галактики, так и для Магеллановых Облаков. Таким образом, естественно ожидать хорошей корреляции между интенсивностью линий ионизованного межзвездного титана (EW или лучевой концентрацией) и расстоянием. Stokes (1978) в своем обзоре по исследованию линии Ti II
Л 3883.759, наблюдаемой в 68 объектах, отметил, что Ti II является доминирующим состоянием межзвездного титана в областях H I из-за почти точного совпадения потенциала ионизации однократно ионизованного титана и нейтрального водорода H I (13.57 эВ и 13.595 эВ соответственно). Hunter et al. (2006) сообщили о тесной корреляции между лучевой концентрацией межзвездного Ti II и расстоянием, но уравнение, связывающее эти параметры, не привели.
В настоящее время предлагается четыре различных метода оценки расстояния до молодых звезд, находящихся в диске Галактики:
1. Тригонометрический параллакс. Метод требует измерения положения каждого рассматриваемого объекта не менее чем в две эпохи и точного знания положения наблюдателя в эти моменты. Первым тригонометрический параллакс измерил Bessel (1838) для звезды 61 Cyg. Тогда этот метод позволял измерять расстояния, не превышающие 25 пк. Орбитальные телескопы (Hipparcos, Gaia) позволили измерять параллаксы с более высокой точностью до объектов на расстояниях в тысячи парсек.
2. Спектрофотометрический параллакс, основанный на определении видимых и абсолютных звездных величин наблюдаемых объектов, а также учете поглощения межзвездным веществом, расположенным на луче зрения. Однако требуется откалибровать абсолютные величины по ближайшим звездам с известным тригонометрическим параллаксом. Кроме того, измерение полного поглощения до каждого объекта может быть недостаточно точным, поскольку в том числе зависит от оптических свойств межзвездных облаков (пылинок, содержащихся в них), различающихся от объекта к объекту.
3. Ca II-метод, который предложил Struve (1928). Очевидно, что лучевая концентрация химических элементов должна быть пропорциональна расстоянию до наблюдаемых объектов. Однако межзвездное вещество распределено в пространстве неравномерно; в пределах диска нашей Галактики его гораздо больше, чем вдали от него (в высоких галактических широтах), что накладывает ограничение на применимость метода.
4. Ti II-метод, предложенный Hunter et al. (2006) и представленный в этой статье. Межзвездная линия Ti 11 Л 3383.759 обычно не блендирована с звездными линиями и не подвержена эффекту насыщения; в основе метода — измерения EW только по одной линии, а не по двум, как в предыдущем случае.
В данной статье мы приводим самую большую на данный момент выборку измерений интенсивно-стей линии Ti 11 Л 3884 (EW), даем анализ некоторых пекулярных случаев, а также обсуждаем ограничения предлагаемого Ti II-метода измерения расстояний.
2. НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЙ МАТЕРИАЛ
Наши измерения, представленные в таблице 1, основаны как на наших собственных спектрах, так и на спектрах из архива ESO (обработанных нами с нуля), полученных с помощью двух эшелле-спектрографов высокого разрешения:
• UVES (Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph), работающем на 8-м зеркале Kueyen VLT (Dekker et al., 2000). Спектральное разрешение до R = 80 000 в диапазоне Л ~ 300-500 нм!). Размер телескопа позволяет получать спектры с высоким отношением S/N даже для довольно слабых звезд. Некоторые из выбранных спектров были получены в рамках программы EDIBLES (ESO Diffuse Interstellar Bands Large Exploration Survey).
• Спектрограф MIKE (Bernstein et al., 2003) на 6.5-м телескопе Magellan обсерватории Лас-Кампанас (Чили). Спектры наблюдались с щелью 0.'35 х 5''. Мы оценили разрешающую способность по одиночным линиям тория. Разрешение составляет R « 56 000 (Av ~ 5.4 км с-1) в спектральном диапазоне Л ~ 330-505 нм.
Мы обрабатывали исходные данные и проводили измерения в обработанных спектрах с помощью собственного программного обеспечения DECH (Galazutdinov, 2022). Для обработки данных с помощью DECH мы сначала усредняли изображения bias для последующей коррекции всех остальных изображений. Рассеянный свет был определен как двумерная функция сложной формы, которая индивидуально рассчитывается для каждого спектрального изображения звезды и плоского поля с помощью двумерной аппроксимации кубическим сплайном по областям минимумов между спектральными порядками. Затем корректировалась неоднородность чувствительности пикселей ПЗС-матрицы путем деления всех спектральных изображений звезд на усредненное и нормализованное спектральное изображение плоского поля. Одномерные звездные спектры извлекались посредством простого суммирования в направлении поперечной дисперсии каждого спектрального порядка с переменной апертурой в направлении основной дисперсии. Извлеченные спектры одного
'•'Подробнее см. https: //www.eso.org/sci/facilities/ paranal/instruments/uves.html
Таблица 1. Данные измерений и расстояния: — эквивалентная ширина межзвездной линии ТШ А 3383,759; ЕШ2 — эквивалентная ширина межзвездной линии ТШ А3241,983; — расстояние, оцененное ТШ-методом;
з, — расстояние, оцененное с помощью параллаксов Оа1аЭН3, ЭН2 и И1ррагео8; ¿Са —
расстояние, оцененное Са 11-методом; I и Ь — галактические координаты. Приведен фрагмент таблицы; полная версия прилагается как Дополнительный материал
Звезда EWuuk (¿Ti, ПК EW2, MÄ d'DRS, ПК dDR2, ПК ¿Hip, ПК ¿Ca, ПК /, град 6, град
BD-14 5037 100.4 ±5.7 3013± 171 74 ±9 1850 ig 2000 tifi 625t2™8 2521 ±375 16.9 -1.0
CD-32 4348 105.3± 1.7 3160 ± 52 69.5 ±3 3158±}Ц> 3059 2145± 383 248.2 -4.5
CD —33 4141 100.6±6.3 3019 ±190 66± 11 1934 1644 ±ii4 2763 ±501 248.6 -4.1
CD -59 3300 83.4 ±3.4 2501±101 2503 4995 +1132 4fZO -78Г) 2756±190 287.6 -0.7
CD -59 2603 110.8 ± 5.4 3325±162 261 li^ 364515^ 3236±175 287.6 -0.7
HD 22951 17.7± 1.0 531 ±31 369tII 329 ±24 437 ± 19 158.9 -16.7
HD 23016 1.7 ±0.4 50 ± 12 1 ±0.4 159 to 155 ±1 172 ±4 169.0 -27.5
HD 23180 5.4 ±0.3 163± 10 5.1 ± 1.1 345 t™ 256 357 ±9 160.4 -17.7
HD 23466 5.1 ± 1.1 152 ±33 3.4 ± 1.5 180 ±1 188 ±1 238 ±4 181.3 -36.4
HD 24263 15.5 ± 2.8 495±180 221 222 tr 699 ± 12 182.1 -34.9
и того же объекта, наблюдавшиеся в одну и ту же ночь, были усреднены для достижения наибольшего отношения S/N. Нормализация на континуум была основана на интерполяции кубическим сплайном через интерактивно указанные опорные точки.
Спектры MIKE подвержены влиянию эффекта наклонной щели, что уменьшает разрешающую способность экстрагированного спектра и искажает профиль спектральных линий при использовании традиционных методов выделения спектров. Отметим, что величина наклона линий изменяется как вдоль спектральных порядков, так и с длиной волны. Программное обеспечение DECH предлагает следующее решение этой проблемы: на основе спектров ThAr-лампы с высокой щелью (тогда эффект наклона наиболее контрастен) строится карта величины наклона. Эта карта используется для компенсации наклона на этапе извлечения спектров (см. детали алгоритма в работе Galazutdinov (2022)).
Очевидным недостатком TiII-метода является ограниченное количество спектрографов, работающих в ближнем УФ-диапазоне, в котором видна линия Ti II Л 3383.759. Отсутствие наблюдательных данных для объектов Северного полушария приводит к тому, что на карте, приведенной на рис. 1, виден пробел. Линия Ti II не очень сильная, поэтому точность предлагаемого метода критически зависит от спектрального разрешения и отношения S/N полученных спектров. Низкая эффективность спектрографов в УФ-диапазоне требует использования больших телескопов, необходимых для сбора большего количества света.
I, deg
Рис. 1. Местоположение исследуемых объектов в галактических координатах. Тригонометрическое расстояние показано серой шкалой.
Мы оценили погрешности измеренных эквивалентных ширин с помощью уравнения (7) из работы Vollmann and Eversberg (2006), где учитывается S/N измеренного спектра и неопределенность нормализации на континуум. Последний фактор имеет меньшее значение из-за незначительной ширины межзвездных линий атомов.
3. РЕЗУЛЬТАТЫ
На рис. 2 показано соотношение между тригонометрическими расстояниями и эквивалентными ширинами межзвездных линий Ti II и Ca II. Коэффициент корреляции Пирсона для титана (R = 0.9) даже выше, чем для кальция (R = 0.8). Вероятно, это различие обусловлено тем, что линии Ca II
6000
4000
о 2000 л
50
100 150 200 250
0
й 6000
К
is
6 4000
2000
200 400 600
Equivalent width, mA
800
100 г
•С
S 80
oo <N
H
60
40
20
20 40 60 80 100 (Till X3383.759), mA
120
Рис. 2. Линейная зависимость между эквивалентными ширинами межзвездных линий Т1II Л 3383.759 (а) и Са II К (Ь) и оценками расстояний, найденных по данным Оа1а/Н1ррагеоБ. Также указаны коэффициенты корреляции Пирсона Я и НЭ-идентификаторы для двух отскоков (выбросов).
часто бывают насыщенными, а линии ТШ — нет. График для линии Са II на рис. 2 явно нелинейный. Линейность заканчивается примерно при 2.5 кпк, тогда как линейная зависимость ТШ от расстояния сохраняется примерно до 4 кпк. Это еще один аргумент в пользу использования ТШ в качестве оценки расстояния.
Чтобы продемонстрировать слабое влияние эффекта насыщения на измерение линии ионизованного титана, мы сравнили эквивалентную ширину линии ТШ Л 3383.759 с шириной другой, более слабой линии ТШ Л 3241.983. Почти идеальное линейное соответствие (коэффициент корреляции Пирсона К = 0.99) показывает наклон 0.64 ± 0.01 (рис. 3), идентичный отношению сил осцилляторов этих двух линий (/3241.983 = 0.2 32 и /3383.759 = 0.3 58 (МоЛоп, 2003)). Таким образом, наши измерения точны, а линии не насыщены, что указывает на их надежность при использовании в качестве индикатора расстояния.
Результирующее соотношение между эквивалентной шириной ТШ и расстоянием описывается уравнением:
й = 30(±1) х (ТШ) - 30(±2),
где эквивалентная ширина ТШ дана в мА. Значение первого коэффициента зависит от выборки данных, поэтому упрощенное уравнение й & 30(±1) х (ТШ) является более предпочтительным.
Рис. 3. Сравнение эквивалентной ширины двух межзвездных линий ионизованного титана.
В таблице 1 мы приводим основные данные для более чем 250 объектов и наши измерения EW межзвездной линии поглощения Л 3383.759 в каждом спектре. В частности, мы указываем расстояния, основанные на тригонометрических параллаксах, доступных в базе данных GaiaDR3. Для нескольких звезд имеются параллаксы из более ранних версий базы данных. Удивительно, но некоторые объекты демонстрируют сильный разброс по расстоянию в различных версиях данных Gaia (например, для HD 73882 ^dri = 485 пк, dDR2 = 358 пк, dDR3 = 755 пк, dHip = 460 пк, dCaII = 1212 пк, dspL = 1020 пк). Напомним, что метод Ca II был откалиброван с использованием параллаксов Hipparcos. Более свежие данные должны быть более точными, но различия настолько велики, что трудно решить, какое из измерений является правильным. Однако, используя нашу большую выборку, можно полагать, что усредненные соотношения между интенсивностью межзвездных линий и расстояниями достаточно точны.
Интересной проблемой является наличие «отскоков», то есть объектов, которые на рис. 2 серьезно отклоняются от средних значений. Некоторые очевидные «отскоки» перечислены в таблице 2. Это объекты, в которых либо межзвездные линии, либо покраснение выглядят явно слишком сильными или слишком слабыми. Это объекты, в которых взаимосвязи между межзвездными линиями сильно отличаются от средних.
В таблице 2 мы приводим множество возможных измерений расстояния для выборки «отскоков». Среди перечисленных расстояний есть такие, которые основаны на тригонометрических параллаксах Hipparcos (van Leeuwen, 2007) и трех выпусках данных Gaia (DR1 — Astraatmadja and
0
0
0
0
0
Таблица 2. Объекты с сильным отклонением от средней зависимости «эквивалентная ширина — расстояние». В столбцах: спектральный тип и класс светимости, показатель цвета, оценки расстояния в кпк по данным Оа1а ЭН3, ЭН2, ЭН1 и Н1ррагео8 (¿оиз, йоиг, йош, йшр соответственно); спектральный параллакс ¿эрь; оценки расстояний методами Са II и ТII
Звезда Sp/L E(B-V), зв. вел. Оценки расстояний, кпк
¿DR3 ¿DR2 ¿DR1 ¿Hip dspL ¿Call ¿Till
HD 57061 09II 0.16 3.52 5.50 - 0.92 0.91 0.52 0.64
HD 60479 09.5 lb 0.56 2.84 3.42 1.70 0.63 3.79 2.07 1.76
HD 73882 08.5 IV 0.69 0.76 0.36 - 0.46 1.02 1.13 1.53
HD 75309 B2II 0.14 1.80 1.93 1.00 - 2.69 1.32 0.61
HD 114886 09.511 0.36 0.64 2.00 - 0.47 2.16 2.11 2.82
HD 116852 08.511+ 0.16 3.49 6.21 - 2.86 5.98 1.75 2.16
HD 146285 B8V 0.32 1.55 1.56 0.16 0.15 0.28 0.32 0.62
HD 168076 04 III 0.76 1.47 5.06 - - 2.65 3.01 2.75
HD 177989 B2II 0.07 2.36 2.40 - 0.65 6.23 1.49 0.97
Bailer-Jones (2016), DR2 — Bailer-Jones et al. (2018) и DR3 — Bailer-Jones et al. (2021)). Мы также оценили расстояния по спектрофотометри-ческим параллаксам и с помощью двух «межзвездных» методов: по дублету Ca II и по эквивалентной ширине линии (TiII Л 3383.759), представленному в этой статье. Видно, что перечисленные семь расстояний могут серьезно различаться для одного и того же объекта. Даже в трех версиях Gaia значения параллаксов могут отличатся в три раза. Конечно, оценки спектрального параллакса зависят и от точности спектральной классификации, которая может быть ошибочной в случаях пекулярных или переменных спектров.
Наиболее очевидным случаем «отскока» является HD 57061. По оценкам Gaia объект находится гораздо дальше, чем следует из «межзвездной» шкалы расстояний и спектрального параллакса. Последний хорошо согласуется с измерениями Hipparcos. Очевидно, этот спектрально-двойной объект (V = 4m4) слишком яркий для Gaia и должен быть удален из рассмотрения в соотношении «Gaia — TiII».
Еще один интересный случай — HD 177989. В его спектре видны слабые линии Ti II, хотя объект находится явно дальше 1 кпк. Точное значение расстояния до него определить непросто из-за сильного разброса оценок расстояний, полученных разными методами. Sterling et al. (2002) оценивают расстояние по спектральному параллаксу как 4.9 кпк. Однако это противоречит и тригонометрическому — 2.36 кпк (Gaia DR3), и «межзвездному» — 1.49 кпк (Ca II-метод) расстояниям. Любопытно, что Sterling et al. (2002) рассматривали HD 177989 как фоновый источник света для изучения свойств сверхоболочки Scutum, которая находится на кинематическом расстоянии порядка
3.3 кпк (Callaway et al., 2000). Другой объект — HD 175754 — демонстрирует аналогичные межзвездные линии, подтверждающие его расположение за сверхоболочкой Scutum (Callaway et al., 2000). Мы оценили Ca II-расстояниедо HD 175754 в 1.9 кпк, что согласуется с величиной, полученной Gaia DR3 (Bailer-Jones et al., 2021). К сожалению, линия Ti II лежит вне диапазона имеющегося спектра HD 175754, поэтому мы не можем подтвердить наличие линии Ti II и совпадение ее интенсивности с таковой в спектре HD 177989.
Тем не менее сходство HD 177989 и HD 175754 ставит под сомнение расстояние до сверхоболочки Scutum, но этот вопрос выходит за рамки нашей статьи. Как бы то ни было, большой разброс расстояний, рассчитанных для HD 177989, выглядит странно. То же самое можно сказать, например, о HD 116852 и расстояниях до этого объекта по Gaia DR2 и спектральному параллаксу.
Таким образом, известные в настоящее время тригонометрические параллаксы, а также спектральные классы и классы светимости звезд ранних типов в ряде случаев остаются неопределенными. Различия измеренных расстояний неприемлемо велики и, очевидно, требуются дополнительные исследования.
4. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Метод измерения расстояния до объектов по линиям межзвездного ионизованного титана подобен известному CaII-методу, но Ti II-метод демонстрирует лучшую корреляцию со значениями известных тригонометрических параллаксов. Подчеркнем, что Ca II-метод неприменим для медленно вращающихся звезд позднего В-класса, у которых
584 1.0
13 О) N
0.5
1, 1 ' 1 1 1 1 1
Ca IIH^ Х3968.468 / Ti II 1X3383.7588 / -
" HD 166937 - , 1 , Ca II K 3933.663 I.I. 1 ,-
ГАЛАЗУТДИНОВ и др 8000
-100 0 100 200 Heliocentric radial velocity, km s"1
Рис. 4. Пример сильного зашумления профилей линий Ca II звездными линиями, затрудняющего точные измерения EW. Показаны профили межзвездных линий Ti II Л 3383.759, Ca II H и K.
6000
2 4000 О
2000
2000
4000
DR3, рс
6000
8000
Рис. 6. Сравнение расстояний для изучаемых объектов по данным Оа1а ЭК2 и ЭК3. Красная пунктирная линия у = х приведена для наглядности.
0
0
200
100
И-1-1-1-1-1-1-1-1-1-г
104565
14
# 75309 60498
н
80558
R = 0.87
_L
500
EW (Ca II K), mA
1000
Рис. 5. Сравнение эквивалентной ширины межзвездного ионизованного кальция и титана. Отмечены ИЭ-идентификаторы объектов с большим отклонением от среднего отношения эквивалентных ширин.
20 40 60 80 Distance estimation relative error, %
1 00
Рис. 7. Относительное отличие (в процентах) расстояний, определенных по линиям ТШ, от тригонометрических расстояний.
0
0
0
межзвездные линии Ca II могут быть сильно блен-дированы звездными линиями (пример приведен на рис. 4). При сравнении эквивалентных ширин межзвездного ионизованного кальция и титана(рис. 5) видно достаточное количество «отскоков». Например, спектры HD 60498, HD 80558 содержат сложные профили линий Ca II, смешанные со звездными линиями; в спектрах HD 104565 и HD 75309 видны некоторые особенности в линиях Ca II и т.д.
Несмотря на хорошую корреляцию с расстоянием, расхождения во многих случаях наблюдаются как для Ca, так и для Ti. С другой стороны, тригонометрические расстояния демонстрируют существенный разброс. Мы сравнили расстояния, полученные в релизах Gaia DR2 (Bailer-Jones et al., 2018) и DR3 (Bailer-Jones et al., 2021), и во
многих случаях эти различия достаточно велики (рис. 6). Было бы интересно проверить будущие релизы базы данных Са1а и сравнить их с последним выпуском
Рисунок 7 позволяет оценить точность^ ¡¡-метода — в большинстве случаев относительная погрешность не превышает 30 процентов. Очевидно, что метод, который мы здесь предлагаем, может быть использован в качестве дополнительной независимой оценки расстояния, особенно полезной для сложных случаев с неопределенными тригонометрическими и/или спектроскопическими параллаксами. Это особенно полезно для объектов, не имеющих тригонометрических оценок параллакса, например, ИЭ 319718 (см. таблицу 1). Наконец, было бы интересно дополнить выборку с учетом наблюдений объектов в Северном полушарии.
БЛАГОДАРНОСТИ В этом исследовании использовались сервисы ESO Science Archive Facility и база данных SIMBAD, работающая в CDS, Страсбург, Франция. Часть наблюдений проведены на Европейской южной обсерватории в рамках программ ESO 65.I-0379(A), 68.C-0024(A), 078.C-0403(A), 194.C-0833(A), 0102.C-0699(A), 106.20WN.001.
ДОПОЛНИТЕЛЬНАЯ ИНФОРМАЦИЯ
Дополнительные материалы, представленные онлайн, включают полную версию таблицы 1.
ФИНАНСИРОВАНИЕ ГАГ провел обработку и анализ данных с помощью приборов, разработанных в Специальной астрофизической обсерватории при финансовой поддержке гранта №075-15-2022-262 (13.МНПМУ.21.0003) Министерства науки и высшего образования Российской Федерации.
КОНФЛИКТ ИНТЕРЕСОВ Авторы данной работы заявляют, что у них нет конфликта интересов.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1.T. L. Astraatmadja and C. A. L. Bailer-Jones, Astrophys. J. 833, 119(2016).
2. C. A. L. Bailer-Jones, J. Rybizki, M. Fouesneau,
G. Mantelet, R. Andrae, Astron. J. 156, 58 (2018).
3. C. A. L. Bailer-Jones, J. Rybizki, M. Fouesneau,
M. Demleitner, R. Andrae, Astron. J. 161, 147(2021).
4. C. S. Beals and J. B. Oke, Monthly Notices Royal
Astron. Soc. 113,530(1953).
5. R. Bernstein, S. A. Shectman, S. M. Gunnels,
S. Mochnacki, A. E. Athey, SPIE, 4841 1694 (2003).
6. F. W. Bessel, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 4,152
(1838).
7. M. B. Callaway, B. D. Savage, R. A. Benjamin,
L. M. Haffner, S. L. Tufte, Astrophys. J. 532, 943 (2000).
8. H. Dekkeret al., SPIE, 4008 534 (2000).
9. G. A. Galazutdinov, J. Korean Astron. Soc., 38 215
(2005).
10. G. A. Galazutdinov, Astrophysical Bulletin , 77, 519 (2022)
11. I. Hunter, J. V. Smoker, F. P. Keenan, C. Ledoux, E. Jehin, R. Cabanac, C. Melo et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 367, 1478(2006).
12. F. van Leeuwen, Astron. and Astrophys. , 474, 653 (2007).
13. A. Megier, A. Strobel, A. Bondar, F. A. Musaev, I. Han, J. Krelowski, G. A. Galazutdinov, Astrophys. J. 634, 451 (2005).
14. A. Megier, A. Strobel, G. A. Galazutdinov, J. Krelowski, Astron. and Astrophys. 507, 833 (2009).
15. D. Morton, Astrophys. J. Suppl., 149, 205 (2003).
16. N. C. Sterling, B. D. Savage, P. Richter, D. Fabian, K. R. Sembach, Astrophys. J. 567, 354 (2002).
17. G.M. Stokes, Astrophys. J. Suppl. 36, 115(1978).
18. O. Struve, Astrophys. J. 67,353(1928).
19. K. Vollmann, T. Eversberg, Astronomische Nachrichten 327, 862 (2006).
20. B. Y. Welsh, T. Sasseen, N. Craig, S. Jelinsky, C. E. Albert, Astrophys. J. Suppl. 112, 507(1997).
21. D. E. Welty and P. A. Crowther, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 404, 1321 (2010).
The Interstellar Ti II Distance Scale
G. A. Galazutdinov1'2, T. A. Santander3, E. Babina1, and J. Krelowski4
1 Crimean Astrophysical Observatory, Russian Academy of Sciences, Nauchny, 298409 Russia 2Special Astrophysical Observatory, Russian Academy of Sciences, Nizhnii Arkhyz, 369167 Russia 3Universidad Catolica del Norte, Antofagasta, 1249004 Chile 4University of Rzeszow, Rzeszow, 35-310 Poland
We measured the equivalent widths (EWs) of interstellar Till absorption lines at A3383.759 for about 250 reddened objects and found a good correlation of the EWs with distances to the background stars, estimated using Gaia DR3 parallaxes. Hipparcos trigonometric parallaxes were used for very bright objects which were not observed by Gaia. The Ti II based distance estimation procedure is similar to the well known Ca Il-method (Megier et al., 2005, 2009). However, there are at least 3 advantages of the Ti II method: in contrast to interstellar Ca II H and K lines, blending of Ti II with stellar lines is not an issue even for late B stars; Ti II is to a much less extent influenced by the saturation effect; only a single line must be measured, i.e. there is only a single measurement error to be taken into account. The relation of between Ti II EW and distance is given by simple equation d « 30 EW, where d is the distance in pc and EW is the equivalent width of the Ti II A 3383.759 line in mA.
Keywords: ISM: clouds—atoms: stars—distances
