Введение к работе
Общая характеристика работы и ее актуальность
Звезды аккрецируют вещество или теряют его с различным темпом на протяжении почти всей своей эволюции, так что некоторое количество материи всегда присутствует в непосредственной близости от звезды или звездной системы Эта околозвездная материя (ОЗМ) перерабатывает энергию фотонов, излученных центральными звездами, и переизлучает ее в форме рекомбинационных эмиссионных линий и континуума (свободно-свободное и свободно-связанное излучение). Присутствие большого количества ОЗМ в звездных системах, с одной стороны, искажает наблюдаемые характеристики звезд и затрудняет определение их физических параметров, а с другой, вносит новые особенности в излучение объектов, позволяющие изучать характеристики ОЗМ и, таким образом, звездную эволюцию Последняя характеризуется спокойными стадиями, когда внутренняя структура и наблюдаемые параметры объектов меняются плавно (например, стадия Главной Последовательности, далее ГП)/ и критическими стадиями, когда объекты испытывают сильные изменения (например, стадия асимпотической ветви гигантов) Критические стадии связаны со значительной потерей или аккрецией вещества звездами и, в ряде случаев, с созданием околозвездной пыли Изучение этих стадий дает возможность понять такие важные аспекты эволюции Вселенной как эволюция галактик и формирование планетных систем, при этом уточняя знания о спокойных стадиях и причинах межстадийных переходов
Несмотря на то, что горячие звезды с эмиссионными спектрами известны со времени первых спектральных наблюдений, проведенных уже в середине 19-го века (Secchi 1867), механизмы образования и эволюции их ОЗМ не понятны до настоящего времени Это в полной мере относится к эволюции звезд с начальными массами от 3-х до 20-ти М©, которые имеют на ГП спектральные классы В и А Типичные темпы потери массы такими звездами (М 10 и — 10 9 М© год"1) не предполагают наличия мощных околозвездных оболочек вокруг них Однако, заметное их количество характеризуется Be и В[е] феноменами, существование которых является вызовом современным моделям звездной эволюции и требует тщательного исследования, но также представляет возможности для развития и проверки новых методов астрофизического анализа данных
Недавние исследования показывают, что значительная часть звезд в указанном интервале начальных масс рождается двойными и кратными (Preibisch et al 2000) Перенос вещества (а с ним и углового момента) в двойных системах может объяснить как быстрое вращение Be звезд (Knz & Harmanec 1975), так и присутствие большого количества ОЗМ Однако, обнаружение двойственности является трудной задачей, поскольку в большинстве известных случаев вторичные звездные компоненты объектов с Be и В[е феноменами существенно (на 2-4 звездные величины) слабее главных компонентов в оптическом диапазоне, тогда как в ЙК диапазоне околозвездная оболочка излучает значительно сильнее центральных звезд В результате, проблема роли двойственности в таких объектах детально изучена не была
ОЗМ стала доступной для изучения в 1960-х годах, когда астрономия стала всеволновой Это привело к открытию новых фаз некоторых спокойных и критических стадий звездной эволюции В 1970 году были открыты избытки инфракрасного (ИК) излучения у горячих звезд и замечена корреляция между присутствием этих избытков и эмиссионных линий однократно ионизованного железа (Geisel 1970) Эти явления были интерпретированы как следствие сильной потери массы, приводящей к образованию пыли Однако, скоро выяснилось, что 30% из 70-ти объектов, описаннных Geisel, являются молодыми звездами, окруженными облаками ПЫЛИ, созданной предыдущими поколениями звезд Еще 40% являются сильно проэ-волюциоиировавшими (сверхгиганты, планетарные туманности), которые действительно создают новую пыль на различных критических стадиях эволюции В оставшиеся 30% входят классические Be звезды без пыли в оболочках и б объектов, которые были названы пекулярными Be звездами позднее вошедшими в список звезд с В[е] феноменом (одновременное присутствие запрещенных эмиссионных линий и сильных избытков ИК излучения, Allen & Swings 1976)
Информация, полученная из обзора неба в диапазоне длин волн 2-100 микрон, выполненного спутником IRAS в 1983 году, позво-ила уточнить детали эволюции ОЗМ у некоторых групп горячих бъектов В частности, были открыты объекты типа Беги, явля-щиеся звездами спектрального класса А, сохраняющими остатки ылевых оболочек на протяжении значительной части их эволюции а ГП (Aumann 1985), и особенности оболочек Прото-Планетарных уманностей (ГШТ), выметающих околозвездную пыль, созданную а предыдущей эволюционной стадии, в межзвездную среду (van er Veen, Habmg, & Geballe 1989) Эти открытия внесли существен-ый вклад в изучение как ранних, так и поздних стадий звездной волюции, а также процесса образования околозвездной пыли
Уже в 1970-е годы были поняты причины образования пыли в ромосферах и оболочках холодных звезд, где температура веще-тва близка к температуре сублимации пылинок, тогда как плот-ость вещества высока (Salpeter 1974) Последующее изучение горя-их объектов высокой светимости (L 105 L©, звезды Вольфа-Райе Luminous Blue Variables - далее LBV) показало, что пыль может бразовываться при менее благоприятны но особых условиях (на-ример, при дефиците водорода в ОЗМ или присутствии плотных онденсаций, которые могут создавать повышенную плотность ма-ерии даже на далеких расстояниях от центральной звезды) По-кольку даже одиночные такие звезды интенсивно теряют массу (М 10 5 МОгод 1) за счет сильного давления излучения в их атмо-ферах, плотность ОЗМ в их оболочках велика, и пыль может в них бразовываться Однако, до недавнего времени возможность образо-ания пыли вблизи горячих звезд со светимостями ниже светимостей верхгигантов не рассматривалась (Gehrz 1989, Dwek 1998)
Таким образом, не все процессы, происходящие со звездными си-темами на спокойных стадиях эволюции, детально изучены и не все критические стадии эволюции открыты Одной из основных про-лем в понимании эволюции горячих звезд с большим количеством ОЗМ является недостаточно четкая классификация объектов, относимых к различным группам, связанная с ограниченностью наблюдательной информации К последней относятся неодновременность наблюдений в различных диапазонах спектра, малая продол жителыюсть слежения за объектами (часто имеются только единичные фотометрические и/или спектральные наблюдения), недостаток наблюдений с высоким спектральным и пространственным разрешением Другими проблемами являются отсутствие строгих критериев разделения молодых и проэволюционировавших объектов, а также критериев спектральной классификации звезд с оболочками В результате, например, до 30% объектов единственного опубликованного к настоящему времени каталога классических Be звезд (1159 объектов, Jaschek & Egret 1982) относятся к этому типу только на основании присутствия в их спектрах эмиссионных линий, обнаруженных на спектрограммах, полученных с объективной призмой Как следствие, в список этих объектов (по определению III и V классов светимости) попали сверхгиганты, Ае/Ве звезды, и даже звезды с В[е] феноменом Список же последних (Allen & Swings 1976) оказался таким неоднородным, что это привело к значительной потере интереса к этой группе объектов и существенно замедлило изучение феномена пылеобразования горячими звездами
В связи с этим автором была поставлена задача сбора и обобщения существующего наблюдательного материала по основным группам горячих эмиссионных объектов, поиска новых членов этих групп в обзорах неба в разных диапазонах спектра (IRAS, 2MASS и USNO) и разработки критериев их выделения, проведения новых спектральных с высоким разрешением и многоцветных фотометрических наблюдений большой выборки таких объектов, определения физических параметров избранных (в основном, малоизученных и открытых при выполнении настоящей работы) звезд и их оболочек. и создания фундамента для исследования физических механизмов образования и эволюции ОЗМ на основе базы полученных данных
В представляемой диссертации рассматриваются звездные системы, в состав которых входит хотя бы один компонент раннего спектрального класса (в основном, класса В) и которые окружены большим количеством околозвездного газа и пыли Основными группами объектов/ рассматриваемыми автором, являются не достигшие ГП Ае/Ве звезды Хербига, классические Be звезды, и звезды с В[е] феноменом Согласно современным представлениям, эти объекты находятся на различных стадиях звездной эволюции, на которых происходят интенсивные процессы потери или обмена массой как внутри систем (например, между звездными компонентами), так и с окружающими их околозвездной оболочкой и межзвездной средой (например, с молекулярным облаком, из которого система образовалась) Эти группы объектов могут представлять последовательные стадии эволюции звездных систем в одном и том же диапазоне масс Кроме того, возможно, что феномены Be и В[е] возникают у звездных систем с разными параметрами (например, разными отношениями масс звездных компонентов и разными орбитальными периодами в начале эволюции)
Основным направлением работы является исследование наименее изученной группы звезд с В[е] феноменом, половина объектов начального списка которой (32 объекта, Allen & Swings 1976), не была причислена ни к одной из известных групп (неклассифицированные объекты с В[е] феноменом, см ниже описание Главы 4). Исследование других групп объектов как в вышеуказанном интервале начальных звездных масс, так и вне его (LBV. звезды типа VV Сер, и звезды типа Веги), имеет в данной работе вспомогательное значение Так, например, изучение LBV помогло открыть новые объекты этого типа и показало, что ИК избытки их излучения объясняются, как правило, только присутствием холодной околозвездной пыли (с температурами 100-200 К), что позволяет легко отличить LBV от объектов с В[е] феноменом Кроме того, такой комплексный подход привел как к более ясному пониманию физики объектов основной исследуемой группы, так и к уточнению представлений о свойствах других исследованных групп, а также к открытию новых их членов
В целом, характер работы является наблюдательным с акцентом на применение комплексных методов исследования в широком диапазоне спектра и на сравнение наблюдаемых характеристик больших групп объектов, представляющие различные стадии эволюции Основное внимание уделялось классификации объектов, определению физических параметров центральных звезд и качественной диагностике околозвездных оболочек Такой подход обеспечивает фундамент для последующего количественного исследования рассматриваемых объектов с учетом всей сложности их строения
Цели работы
Основной целью работы является развитие представлений об эволюции звезд и звездных систем на критических стадиях, на которых объекты интенсивно теряют массу или обмениваются ей, образуя оболочки как вокруг отдельных звездных компонентов, так и вокруг систем в целом
Конкретизируя, можно сформулировать следующие частные цели работы
• изучить эволюцию околозвездной пыли у не достигших ГП Ае/Ве звезд Хербига, а также различия между Ае/Ве звездами и звездами с В[е] феноменом,
• изучить роль двойственности в объектах с Be и В[е] феноменами,
• проверить достоверность отождествления горячих эмиссионных звезд с позиционно близкими ИК источниками,
• проверить и уточнить классификацию объектов, относимых к основным группам горячих эмиссионных звезд, и провести новый поиск таких объектов в фотометрических обзорах неба,
• исследовать вновь открытые объекты, уточнить физические параметры отдельных представителей различных групп и проследить изменения их наблюдаемых параметров на длительных промежутках времени (годы - десятилетия),
• разработать новые методы выделения горячих звезд с компактными пылевыми оболочками
Основные результаты и их достоверность
Для достижения вышеупомянутых целей были собраны практически все ранее полученные спектральные и фотометрические наблю ения ооъектов упомянутых групп и получены новые наблюдения аименее исследованных объектов Основное внимание было уделе-о получению многоцветной фотометрии и спектроскопии высокого азрешения (R = АЛ/Л 20000) Эти данные были использованы ля построения распределений энергии в спектрах (РЭС) объектов, сследования их ИК избытков и определения физических парамет-ов избранных объектов Были проанализированы списки горячих миссионных звезд в Галактике (Wackerlmg 1970, Allen & Swings 976, Jaschek & Egret 1982, The, Perez & tie Winter 1994) и проверена их позиционная кросс-корреляция с оптическими (USNO-B1 0) ИК (IRAS, 2MASS) обзорами неба
В ходе выполнения работы получены следующие основные ре-ультаты и выводы
• Впервые детально и систематически изучены галактические звезды с В[е] феноменом, найдены незамеченные ранее особенности ИК избытков неклассифицированных объектов этого типа (сильные эмиссионные спектры и быстрое падение ИК потока излучения с длиной волны)
• Впервые показано, что среди звезд с В[е] феноменом только неклассифицированные объекты и сверхгиганты создают (или недавно создавали) околозвездную пыль в своих оболочках
• Впервые предположено, что неклассифицированные объекты с В[е] феноменом являются взаимодействующими двойными системами в широком диапазоне светимостей и что звезды спектрального класса В, находящиеся па этой стадии эволюции, являются важными поставщиками пыли как в Млечном Пути, так, возможно, и в других галактиках Такие объекты со свети-мостями L 105 L© выделены в новую группу, названную объектами типа FS СМа Показано, что около 30% объектов этой группы действительно показывают различные признаки двойственности Таким образом, открыто новое направление в звездной астрофизике, связанное с исследованием пылеобразования вблизи горячих звезд • Получено, обработано и исследовано более 700 спектров высокого разрешения более чем 50-ти объектов, а также более 5000 многоцветных фотометрических наблюдений более чем 100 объектов
• Выполнена позиционная кросс-корреляция нескольких обзоров неба в разных спектральных диапазонах и найдено несколько десятков неизвестных ранее систем, содержащих горячую звезду с эмиссионным спектром и сильным ИК избытком
• Предложена схема эволюции пылевых оболочек Ае/Ве звезд Хербига, позднее независимо подтвержденная другими исследователями Предложена двухкомпонентная модель пылевых оболочек Ае/Ве звезд
• Изучены свойства группы из 300 ярчайших галактических Be звезд, установлено, что 25% из них являются двойными системами, предположено, что двойные системы следует прежде всего искать среди объектов с сильными эмиссионными линиями, показано, что вклад ОЗМ в оптическом континууме следует учитывать при определении светимостей Be звезд
Достоверность результатов по поиску новых горячих эмиссионных звезд и определению их физических характеристик обеспечивается многократными независимыми фотометрическими и спектральными наблюдениями оптических объектов, найденных с помощью позиционной кросс-корреляции в оптических и ИК каталогах Достоверность классификации объектов в настоящей работе обеспечивается исследованием больших групп звезд и звездных систем, находящихся на разных стадиях эволюции и имеющих различную природу и особенности образования околозвездных оболочек
Положения, выносимые на защиту
1 Выделение новой группы объектов типа FS СМа с сильными эмиссионными спектрами и избытками ИК излучения, основ ным звездным компонентом которых явлется горячая звезда, в результате анализа обзоров неба в оптическом и ИК диапазонах спектра на основе разработанных фотометрических критериев выделения объектов с компактными пылевыми оболочками
2 Результаты долговременной международной программы наблюдения звезд типа FS СМа организованной и руководимой автором с участием более 30-ти астрофизиков из 15-ти стран и с использованием 23 х телескопов, обработка полученных спектральных (более 250-ти) и фотометрических (более 2000) наблюдений и анализ результатов
3 Открытие 16-ти новых объектов типа FS СМа/ 4-х галактических В[е] сверхгигантов и двойственности 6-ти звезд с В[е] феноменом
4 Интерпретация результатов наблюдений звезд типа FS СМа в рамках гипотезы двойной звездной системы со взаимодействующими компонентами В частности, интерпретация результатов анализа наблюдаемых особенностей объектов и их возможного эволюционного статуса, а также результаты определения физических параметров 6-ти звезд типа FS СМа и 5-ти В[е] сверхгигантов.
5 Открытие и результаты исследования 3-х галактических объектов типа LBV, 2-х гигантов спектрального класса А и F с околозвездной пылью, 3-х двойных Be звезд (включая результаты определения элементов орбиты), 6-ти A/F/G звезд с газопыле-выми оболочками и 4-х молодых Ае/Ве звезд Хербига
6 Результаты исследования РЭС большой группы Ае/Ве звезд Хербига и звезд типа Веги, в результате которого впервые была предложена схема эволюции пылевых оболочек звезд промежуточной массы и двухкомпонентная модель распределения околозвездной пыли в оболочках Ае/Ве звезд Хербига. Научная новизна и практическая ценность работы
• Впервые показано, что образование околозвездной пыли возможно около горячих звезд (спектральных классов В/А) в широком диапазоне светимостей (от 300 до 3000G L0), а не только вблизи горячих звезд высокой светимости (типа Вольфа-Райе и LBV), как считалось ранее
• Открыт новый большой класс объектов, наиболее вероятно двойных систем (звезды типа FS СМа), вокруг которых образуется (или недавно образовалась) околозвездная пыль и которые следует принимать во внимание при исследовании эволюции пылевых компонент галактик
• Впервые найдены звезды спектральных классов A/F заканчивающие эволюцию на ГП или сразу после этой стадии, с ИК избытками излучения, связанными с горячей, недавно образованной пылью
Выделенная группа объектов типа FS СМа и другие обнаруженные объекты с околозвездной пылью являются основой более детального теоретического и практического исследования эволюции звездных систем на критических стадиях, а также исследования образования околозвездной пыли у более широкого класса объектов, чем изучалось ранее Эти результаты могут быть применены к анализу эволюции пылевых составляющих галактик как на современном этапе, так и в более ранней Вселенной Изучение процессов, протекающих в окрестностях объектов, исследованных в настоящей диссертации, может привести к развитию новых представлений об околозвездном пылеобразовании и методов анализа многокомпонентных звездных систем со сложной структурой околозвездной среды
Структура диссертации
Диссертация состоит из 6-ти глав, заключения к списка литературы, включающего 394 источника Объем диссертации - 250 страниц, включая 91 рисунок и 19 таблиц
