Содержание к диссертации
Введение
2 Наблюдательный материал: получение, обработка, и методы анализа 22
2.1 Фотометрические наблюдения 22
2.2 Спектральные наблюдения 26
2.2.1 Аппаратура и обработка спектров 26
2.2.2 Анализ спектральных данных 31
2.3 Моделирование Бальмеровских линий и континуума околозвездного газа 32
2.4 Моделирование пылевых оболочек 35
2.5 Методика позиционной кросс-корреляции каталогов 40
2.6 Основные результаты Главы 2 42
3 Ае/Ве звезды Хербига и структура их околозвездной пыли 44
3.1 Эволюция околозвездной пыли вблизи молодых звезд промежуточной массы 45
3.2 Моделирование пылевых оболочек Ае/Ве звезд 54
3.2.1 Сферические модели 54
3.2.2 Двухкомпонентные модели 57
3.3 Исследования отдельных Ае/Ве звезд 63
3.3.1 Новые Ае/Ве звезды, найденные путем кросс-корреляции каталогов 63
3.3.2 Молодая звезда IP Per 70
3.3.3 Переходный объект HD 203024 74
3.3.4 Объект HD 35929 76
3.4 Основные результаты Главы 3 78
4 Звезды с В [е] феноменом 81
4.1 Начальные исследования В[е] феномена 81
4.2 Классификация объектов с В[е] феноменом, основанная на времени образования пыли 87
4.3 Объекты типа FS СМа 88
4.3.1 Природа и эволюционный статус объектов типа FS СМа 96
4.3.2 Примеры исследования отдельных объектов типа FS СМа 104
4.3.3 Поиск новых членов группы объектов типа FS СМа 111
4.3.4 Результаты наблюдений новых объектов типа FS СМа 117
4.4 Новые объекты с избытками ИК излучения без В[е] феномена 126
4.5 Основные результаты Главы 4 129
5 Звезды высокой светимости с околозвездной пылью: В[е] сверхгиганты и LBV 133
5.1 Общая характеристика В[е] сверхгигантов 135
5.1.1 В[е] сверхгиганты А^агеллановых Облаков 136
5.1.2 MWC349A 138
5.1.3 MWC300 141
5.1.4 HDE327083 148
5.1.5 AS 381 152
5.1.6 Другие представители подгруппы sgB[e] 160
5.2 Объекты типа LBV 164
5.2.1 MWC314 166
5.2.2 AS 314 173
5.2.3 MWC930 177
5.3 Основные результаты Главы 5 182
6 Классические Be звезды 185
6.1 Общая характеристика Be звезд 185
6.2 Статистические исследования и открытие новых членов группы 188
6.2.1 Be звезды в обзоре IRAS 188
6.2.2 Новый каталог ярких Be звезд 192
6.3 Исследования отдельных объектов 198
6.3.1 7г Aquarii 198
6.3.2 7 Cassiopeae 204
6.3.3 5 Scorpii 209
6.4 Основные результаты Главы 6 218
Заключение 220
Литература
- Спектральные наблюдения
- Моделирование пылевых оболочек Ае/Ве звезд
- Классификация объектов с В[е] феноменом, основанная на времени образования пыли
- В[е] сверхгиганты А^агеллановых Облаков
Введение к работе
1.1 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 асимпотиче-ской 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
Введение
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 ~ Ю-11 — 10~9 М0год-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.
Рассмотрим более подробно круг проблем, связанных с основными группами объектов с эмиссионными линиями в спектрах в указанном интервале масс, существовавший ко времени начала настоящей работы (1993-1994 г.г.). Некоторые из них остаются актуальными до сих пор.
Одной из основных проблем в изучении 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 разных диапазонах спектра, малая продолжительность слежения за объектами (часто имеются только единичные фотометрические и/или спектральные наблюдения), недостаток наблюдений с высоким спектральным и пространственным разрешением.
До начала 1960-х годов единственной известной группой эмиссионных горячих объектов были классические Be звезды, считающиеся объектами ГП. Они определяются как звезды спектрального класса В и классов светимости III - V, а основным признаком присутствия значительного количества ОЗМ в их непосредственной близости являются Бальмеровские эмиссионные линии. ОЗМ стала гораздо более доступной для изучения в 1960-х годах, когда астрономия стала всеволновой. Появление, в первую очередь, инфракрасной (ИК) астрономии привело к открытию новых фаз некоторых спокойных и критических стадий звездной эволюции. Еще в 1960 году были найдены кандидаты в молодые (не достигшие ГП) горячие звезды (Herbig 1960), названные Ае/Ве звездами Хербига. Помимо спектральных классов А и В и наличия Бальмеровских эмиссионных линий в спектрах, их основными отличительными характеристиками являлись связь с темными или отражательными туманностями. Однако, и некоторые Be звезды оказались окружены видимыми туманностями, что привело
Введение
к неоднозначности разделения этих двух групп объектов. Последующие наблюдения с применением различных методик (фотометрия, спектроскопия, поляриметрия) не привели к существенному прогрессу. В середине 1990-х годов был сделан вывод об отсутствии уникального набора наблюдаемых характеристик, позволяюшего однозначно разделять молодые и проэволюционировавшие горячие объекты (The, de Winter, & Perez 1994).
Одним из результатов сложившейся ситуации является, например, то, что 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 попали сверхгиганты, Ае/Ве звезды, и даже звезды с В[е] феноменом. Список же последних (Allen & Swings 1976) оказался таким неоднородным (см. Главу 4), что это привело к значительной потере к ним интереса и существенно замедлило изучение феномена пылеобразования горячими звездами.
Важным аспектом проблемы классификации является проблема определения светимости эмиссионных объектов. Спектры нормальных звезд содержат фотосферные линии, параметры которых (глубина, ширина) зависят от физических параметров фотосферы (температура, светимость, сила тяжести на поверхности, скорость вращения). В спектрах же эмиссионных объектов фотосферные линии искажены излучением оболочки как в линиях, так и в континууме. У многих звезд с В[е] феноменом фотосферные линии не видны даже при высоком спектральном разрешении и высоком отношении сигнала к шуму (см. рис. 1.1). Фотосферные линии в спектрах классических Be звезд, сильно уширенные за счет вращения, плохо выделяются на фоне континуума, который, в свою очередь, вносит сильный вклад в излучение звезды в оптическом диапазоне (Carciofi et al. 2006). Излучение ОЗМ может также приводить к мимикрии объектов низкой светимости (напр., Прото-Планетарные Туманности, далее ППТ) под объекты высокой светимости (напр., Luminous Blue Variables - далее LBV, см. Chentsov et al. 2003). Для устранения классификационных трудностей необходимы были новые количественные критерии разделения различных групп объектов. Ряд таких критериев был найден при исследовании объектов в ИК диапазоне, в котором излучение ОЗМ доминирует над фотосфер-ным, отражая особенности распределения околозвездных газа и пыли.
Введение
Рис. 1.1: Эмиссионные линии в спектре MWC 137. Объект классифицируется как звезда с В[е] феноменом (Allen & Swings 1976) и как Ае/Ве звезда Хербига (Finkenzeller & Mundt 1984). Спектр получен в декабре 2004 г. на 3.6-м телескопе CFHT. Фотосферные линии не обнаружены. По оси абсцисс отложены длины волн в ангстремах, по оси ординат - интенсивность в единицах локального континуума.
В 1970 году были открыты избытки 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 только ~30% из 70-ти объектов, описаннных Geisel, являются молодыми звездами, окруженными облаками пыли, созданной предыдущими поколениями звезд (напр., Strom et al. 1972). Еще ~40% являются сильно проэволюционировавшими (сверхгиганты, планетарные туманности), которые действительно создают новую пыль на различных критических стадиях эволюции. В оставшиеся
Уо входят классические Be звезды, которые не содержат пыли в оболоч-
Введение 8
^~> -1
иҐ -2
О 1 2
Рис. 1.2: Исправленные за межзвездную экстинкцию распределения энергии в спектрах классической Be звезды 7 Casssiopeae (крестики) и Ае/Ве звезды Хербига HD 200775 (кружки). Сплошной линией показана модель атмосферы карлика с температурой 25000 К (Kurucz 1994). По оси абсцисс - логарифмическая шкала длин волн в микронах, по оси ординат - поток излучения, нормированный к эффективной длине волны фотометрической полосы V (0.55 мкм).
ках (Gehrz, Hackwell, & Jones 1974), и 6 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 к, Swings 1976).
Таким образом, ИК наблюдения начала 1970-х годов показали, что Ае/Ве звезды Хербига имеют значительно более сильные избытки ИК излучения, чем классические Be звезды (рис. 1.2). Однако, даже более поздние списки Ае/Ве звезд содержали классическую Be звезду ш Orionis (The, de Winter, к Perez 1994). Кроме того, появилась проблема разделения Ае/Ве звезд и звезд с В[е] феноменом. Обе группы обладают как эмиссионными спектрами, так и сильными избытками ИК излучения, но первая считалась содержащими только молодые объекты, тогда как во вторую молодые объекты изначально старались не включать. Ситуацию усугубило открытие изолированных Ае/Ве звезд (не входящих в состав молодых скоплений или явных областей звездообразования, Grinin et al. 1991). Детальное сравнение распределений энергии в спектре (РЭС) в ИК диапазоне у этих двух групп объектов не проводилось.
Введение
Следующей серьезной проблемой является проблема возникновения и эволюции ОЗМ. Она включает в себя проблему возникновения аномально сильного истечения вещества из звездных атмосфер и проблему образования пыли в ближайших окрестостях горячих звезд.
Одной из первых моделей, объясняющих сильную потерю массы Be звездами, была гипотеза Struve (1931), который предположил, что нестабильность состояния вещества на поверхности этих быстровращаюших-ся одиночных звезд приводит к образованию кольца околозвездного газа. Эта гипотеза качественно объясняла наблюдаемые профили эмиссионных линий (узкие однопиковые или широкие двухпиковые в зависимости от ориентации плоскости кольца по отношению к лучу зрения, см. рис. 1.3). Однако, конкретный механизм истечения вещества, переходы Be звезд от фазы с сильными эмиссионными линиями к фазе без наблюдаемых эмиссионных линий, и отсутствие феномена Be у многих быстровращаюшихся звезд спектрального класса В объяснены не были.
Kfiz & Harmanec (1975) предположили, что Be звезды (которые более правильно называть объектами с Be феноменом, Collins 1987), являются двойными системами, в которых вращение главного компонента (звезды класса В) ускорено переносом вещества со вторичного компонента во время заполнения последним полости Роша. Одним из следствий такого переноса предполагалось обнажение внутренних слоев вторичного компонента, вследствие чего он должен был бы представлять собой звезду небольшого размера с повышенным содержанием гелия в атмосфере. Однако, многочисленные наблюдения в ультрафиолетовом (УФ) диапазоне привели к открытию лишь нескольких таких систем (Thaller et al. 1995). Кроме того, эта гипотеза не получила поддержки вследствие неблыпого количества известных двойных систем с Be компонентами (Pavlovski et al. 1997).
В последствии теоретически исследовалась, как правило, модель одиночной истекающей звезды. Bjorkman & Cassinelli (1993) показали, что строго радиальное истечение в присутствие широтного градиента фо-тосферной температуры за счет вращения может привести к образованию экваториального диска. Но работы группы S. Owocki (напр., Owocki, Cranmer, & Gayley 1996), выполненные с учетом нерадиальных сил, выявили упрощенность только радиального подхода и указали на неэффективность формирования диска в случае Be звезд. Таким образом, проблема возникновения ОЗМ и ее эволюции у Be звезд осталась нерешенной.
Рис. 1.3: Качественное объяснение профилей s
ых линий Be звезд.
Сильные избытки ИК излучения у Ае/Ве звезд Хербига указывают на присутствие околозвездной пыли, распределение которой в оболочке оста-вается предметом полемики со времени ее открытия. Strom et al. (1972) предположили, что ОЗМ вокруг Ае/Ве звезд имеет форму диска. Двадцать лет спустя почти одновременно вышли две работы, в которых на основе анализа РЭС в широком диапазоне спектра отстаивались разные точки зрения на геометрию ОЗМ. Hillenbrand et al. (1992) доказывали, что пылевые оболочки сформированы сильной дисковой аккрецией, тогда как Berrilli et al. (1992) утверждали, что газ и пыль имеют сферическое распределение. В обеих работах модельные РЭС довольно грубо описывали наблюдаемые, оставляя открытым вопрос о характеристиках ОЗМ.
Несколько позже Waelkens, Bogaert, к Waters (1994), анализируя РЭС 15-ти Ае/Ве звезд, выдвинули гипотезу о слипании пылинок с температурами 300-500 К в процессе эволюции к ГП. Этим процессом они пытались объяснить наблюдаемый минимум РЭС нескольких объектов в области длин волн ~10 мкм. Недостаточность статистического материала оставила эту гипотезу нуждающейся в дальнейшей проверке.
Введение
Информация, полученная из обзора неба в диапазоне длин волн 12-100 мкм, выполненного спутником IRAS в 1983 году, позволила уточнить детали эволюции ОЗМ у некоторых групп горячих объектов. В частности, были открыты объекты типа Беги, являющиеся звездами спектрального класса А, сохраняющими остатки пылевых оболочек на протяжении значительной части их эволюции на ГП (Aumann 1985), и особенности оболочек ППТ, выметающих околозвездную пыль, созданную на предыдущей эволюционной стадии, в межзвездную среду (van der Veen, Habing, & Geballe 1989). Эти открытия внесли существенный вклад в изучение как ранних, так и поздних стадий звездной эволюции, а также процесса образования околозвездной пыли.
Уже в 1970-е годы были поняты причины образования пыли в хромосферах и оболочках холодных звезд, где температура вещества близка к температуре сублимации пылинок, тогда как плотность вещества высока (Salpeter 1974). Последующее изучение горячих объектов высокой светимости (L > 105 L, звезды Вольфа-Райе и LBV) показало, что пыль может образовываться при менее благоприятных, но особых условиях (например, при дефиците водорода в ОЗМ или присутствии плотных конденсаций, которые могут создавать повышенную плотность материи даже на далеких расстояниях от звезды). Поскольку даже одиночные такие звезды интенсивно теряют массу (М > Ю-5 Мгод-1) за счет сильного давления излучения в их атмосферах, плотность ОЗМ в их оболочках велика, и пыль может в них образовываться. Однако, до недавнего времени не возникало предположений о возможности образования пыли вблизи горячих звезд со светимостями ниже светимостей сверхгигантов (Gehrz 1989, Dwek 1998).
Развитие ИК астрономии привело к повышению чувствительности приемников излучения. В результате, обзор IRAS, остававшийся наиболее глубоким обзором неба в диапазоне 12-100 мкм до недавнего времени, обнаружил около 246 тысяч точечных источников. Однако, позиционная его точность составляла 10" — 30". Так возникла проблема неоднозначности позиционного отождествления ИК источников с оптическими.
Приведем несколько примеров этой проблемы, найденных автором. Только 36 ИК источников из 103-х были правильно отождествлены с яркими звездами спектральных классов В и А в работе Patten & Willson (1991). В работе Oudmaijer et al. (1992), 462 ИК-источника были отождествлены с яркими звездами астрометрического каталога SAO (1966). Многие источ-
Введение
ники оказались Be, Ае/Ве звездами, объектами типа Беги, ППТ, LBV, и объектами с В[е] феноменом. Однако, почти у половины (214) объектов этого каталога природа ИК избытка была непонятна. Проанализировав информацию об этих объектах, автор выяснил, что, например, 20 оптических источников находятся за пределами области неопределенности координат соответствующих ИК источников; 15 объектов являются кратными системами, в которых ИК излучение обусловлено присутствием звезды позднего спектрального класса (а не раннего, как указывают Oudmaijer et al. 1992); 34 объекта оказались звездами спектральных классов К и М (а не В и А), что было подтверждено независимыми наблюдениями автора. Из 287-ми ИК источников с сильными избытками ИК излучения, отождествленных Dong & Ни (1991) с горячими эмиссионными звездами, около 30% отождествлений оказались неправильными. Работа автора по новому отождествлению оптических и ИК источников позволила как устранить вышеупомянутые ошибки, так и обнаружить новые объекты - кандидаты в рассматриваемые в настоящей работе группы эмиссионных объектов.
Наконец, последняя проблема, которую автор считает важной в исследовании звезд промежуточной массы, это проблема роли двойственности. 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 (Kriz & 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 ИК диапазоне околозвездная оболочка излучает значительно сильнее центральных звезд. В результате, проблема роли двойственности в таких объектах детально изучена не была.
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 и многоцветных фотометрических наблюдений большой выборки таких объектов, опреде-
Введение
ления 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 Беги), 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 при-
Введение
менение комплексных методов исследования в широком диапазоне спектра и 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.
1.2 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.
Более детально цели работы можно сформулировать следующим образом:
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.
Введение
1.3 Основные результаты и их достоверность
Для достижения вышеупомянутых целей были собраны практически все ранее полученные спектральные и фотометрические наблюдения объектов упомянутых групп и получены новые наблюдения наименее исследованных объектов. Основное внимание было уделено получению многоцветной фотометрии и спектроскопии высокого разрешения (R = Л/АЛ > 20000). Эти данные были использованы для построения распределений энергии в спектрах (РЭС) объектов, исследования их ИК избытков и определения физических параметров избранных объектов. Были проанализированы списки горячих эмиссионных звезд в Галактике (Wackerling 1970, Allen & Swings 1976, Jaschek к Egret 1982, The, Perez & de Winter 1994) и проведена их позиционная кросс-корреляция с оптическими (USNO-B1.0) и ИК (IRAS. 2MASS) обзорами неба.
В ходе выполнения работы получены следующие основные результаты 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 на этой стадии эволюции, являются важными поставщиками пыли как в Млечном Пути, так, возможно, и в других галактиках. Такие объекты со светимостями 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 пылеобразо-вания вблизи горячих звезд.
Введение
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.
Получено, обработано и исследовано более 200 спектров высокого разрешения более чем 50-ти объектов, а также более 2000 многоцветных фотометрических наблюдений более чем 100 объектов.
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.
1.4 Положения, выносимые на защиту
1. Выделение новой группы объектов типа FS СМа с сильными эмиссионными спектрами и избытками ИК излучения, основным 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.
Введение
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 200) и фотометрических (более 2000) наблюдений и анализ результатов.
Открытие 16-ти новых объектов типа FS СМа, 3-х галактических В[е] сверхгигантов и двойственности 6-ти звезд с В[е] феноменом.
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.
Открытие и результаты исследования 3-х галактических объектов типа LBV, 2-х звезд 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 газопылевыми оболочками и 4-х молодых Ае/Ве звезд Хербига.
Результаты исследования РЭС большой группы Ае/Ве звезд Хербига и звезд типа Беги, 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.
1.5 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 ~30000 L), а не только вблизи горячих звезд высокой светимости (Wolf-Rayet 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.
Введение
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.
1.6 Структура диссертации
Диссертация состоит из 6-ти глав, заключения и списка литературы, включающей 394 источника. Объем диссертации - 250 страниц, включая 91 рисунок и 19 таблиц.
В первой главе выполнен обзор проблем в исследовании горячих объектов с околозвездными газопылевыми оболочками, сформулированы цели работы, ее новизна, практическая ценность, результаты, выносимые на защиту. Описаны личный вклад автора, апробация работы и структура диссертации.
Во второй главе описаны полученый фотометрический и спектральный материал, методы наблюдений и обработки, а также примененная методика позиционной кросс-корреляции обзоров неба. В ней рассмотрены основные методы моделирования наблюдаемых параметров (спектральных линий и РЭС) и программы, применяемые для такого анализа данных.
В третьей главе рассмотрены наблюдаемые особенности Ае/Ве звезд Хербига и эволюция избытков их ИК излучения. Впервые на большом статистическом материале (более 50-ти объектов) получен вывод о том, что околозвездная пыль с течением времени удаляется от звездных источников, сохраняя при этом лишь далекий ИК избыток (на длинах волн более
Введение
10 мкм) ко времени выхода на ГП. Обсуждается проблема моделирования РЭС Ае/Ве звезд и показывается, что одновременное объяснение РЭС и изменения размеров оболочек объектов с длиной волны (увеличение до ~100 мкм с дальнейшим уменьшением в сторону миллиметрового диапазона) возможно лишь в рамках модели с двухкомпонентным распределением пыли: оптически толстый диск и оптически тонкая оболочка.
Четвертая глава посвящена основному направлению исследований автора - выяснению природы звезд не очень высокой светимости (L < 105 L) с В[е] феноменом. Впервые показано, что большинство неклассифицированных таких объектов демонстрирует резкое падение наблюдаемых ИК потоков с увеличением длины волны, начиная от ~10 мкм. Эта особенность может быть объяснена компактностью распределения околозвездной пыли. На основе анализа наблюдаемых свойств этих объектов и поиска подобных источников в обзорах неба, выполненных в различных диапазонах спектра, показано, что их можно выделить в отдельную группу (~50 объектов), названную автором звездами типа FS СМа. Рассмотрены особенности ИК излучения объектов с околозвездными оболочками на различных стадиях эволюции и разработаны критерии выделения горячих объектов с компактными пылевыми оболочками. Выдвинута гипотеза о двойственности этих объектов. Описывается открытие ряда других объектов (как с эмиссионными линиями в спектрах, так и без них) с ИК избытками, не показывающими В[е] феномена, возможно представляющих новую группу пылеобразующих звезд, недавно закончивших свою эволюцию на ГП.
В пятой главе описываются исследования В[е] сверхгигантов и объектов типа LBV. Автором было предпринято первое систематическое исследование галактических В[е] сверхгигантов, опубликована серия из пяти статей, и открыты 4 новых Галактических В[е] сверхгиганта (Hen 3-298, Hen 3-1398, HDE327083, AS 381), у последних двух из которых были обнаружены вторичные звездные компоненты. Автор впервые детально изучил свойства объектов MWC 314, AS 314 и MWC 930 и показал, что они принадлежат к типу LBV. Путем моделирования профилей Бальмеровских линий в спектрах этих объектов, автор получил оценки темпа потери массы (М ~ Ю-6-2 Ю-5 МО год-1).
В шестой главе содержится обзор современного состояния исследования классических Be звезд; обсуждаются результаты, полученные автором по обновлению каталога Галактических объектов этого типа и его
Введение
статистическому исследованию; описываются работы автора по изучению отдельных объектов и обнаружению их двойственности.
В Заключении подведены итоги диссертации и намечены пути дальнейшего исследования звездных систем с околозвездными газопылевыми оболочками.
1.7 Апробация работы
В ходе выполнения работы постановка задач и полученные результаты обсуждались на:
научных семинарах: ГАО РАН (2001 и 2007 годы), САО РАН (2001 и 2007 годы), Институтов Астрофизики в Льеже (Бельгия, 1997 год) и Париже (Франция, 2002 год), Института Макса Планка по Радиоастрономии (Бонн, Германия, 5 докладов, 2002-2007 годы). Университетов Амстердама и Утрехта (Нидерланды, 2002, 2004, и 2005 годы), Университета Лидса (Великобритания, 2007 год), Университета штата Северная Каролина в г. Гринсборо (США, 2005 и 2006 годы), Обсерватории Cote d'Azur (Ницца, Франция, 2004 год), Бразильской Национальной Обсерватории (Рио де Жанейро, 2006 год);
между народных конференциях: коллоквиуме "Звездные джеты и биполярные истечения" (остров Капри. Италия, 1991); симпозиуме МАС № 162 "Пульсации, вращение и потеря массы звездами ранних спектральных классов" (Антиб, Франция, 1993 год); конференции "Природа и эволюционный статус Ае/Ве звезд Хербига" (Амстердам, Нидерланды, 1993 год); конференции "Околозвездная материя - 94" (Эдинбург, Шотландия, 1994 год); конференции "Околозвездные диски, истечения и звездообразование" (остров Козумел, Мексика, 1994 год); конференции "Голубые переменные высокой светимости: массивные звезды на промежуточной стадии эволюции" (Гавайи, США, 1996 год); конференции "В[е] звезды" (Париж, Франция, 1997 год, автор входил в состав научного оргкомитета); коллоквиуме МАС №169 "Переменные и несферичные ветры горячих звезд высокой светимости" (Гейдельберг, Германия, 1998 год); коллоквиуме МАС №175 "Be феномен в звездах ранних спектральных классов" (Аликанте. Испания, 1999 год); коллоквиуме MAC №187 "Экзотические звезды как
Введение
вызов эволюции" (Майами, США, 2002 год); коллоквиуме "Открытые вопросы локального звездообразования" (Уро-Прето, Бразилия, 2003 год); Всероссийской Астрономической Конференции "Горизонты Вселенной" (ВАК-2004, Москва); конференции "Массивные звезды во взаимодействующих двойных системах" (Монреаль, Канада, 2004 год); конференции "Звезды с В[е] феноменом" (остров Флиеланд, Нидерланды, 2005 год, автор являлся со-председателем научного оргкомитета и со-издателем трудов конференции); конференции "Потеря массы звездами и эволюция звездных скоплений" (Лунтерен, Нидерланды, 2006 год), региональных совещаниях астрономов штатов Южная и Северная Каролина (США, 4 доклада, 2005-2007 годы); и съездах Американского Астрономического Общества в 1998, 1999, 2000, 2001 и 2004 годах.
Результаты работы отражены в 67-ми публикациях, 59 из которых написаны совместно с другими авторами.
1.8 Личный вклад автора
Автору принадлежат постановка задачи по комплексному исследованию В[е] звезд; организация долговременной международной программы наблюдения этих объектов и сбора всех наблюдательных данных; получение и обработка более 200 эшельных спектров с помощью комплекса программ IRAF; получение и обработка более 2000 фотометрических наблюдений более 100 объектов (классических Be звезд, звезд с В[е] феноменом, Ае/Ве звезд Хербига, звезд типа Беги, звезд типа VV Сер, LBV); написание трех обзоров по исследованию В[е] звезд; анализ спектральных и фотометрических характеристик и интерпретация наблюдений всех исследованных объектов; выполнение расчетов по моделированию Бальмеровских линий в спектрах LBV, распределений энергии в спектрах, и определению орбитальных элементов двойных звезд с Бе и В[е] феноменом, открытых автором; разработка и реализация методов кросс-корреляции каталогов позиционных и фотометрических данных в оптическом и ИК диапазонах спектра.
Спектральные наблюдения
Существенное значение в выполнении настоящей работы имеют результаты, полученные по программам автора на 6-м телескопе БТА САО РАН. В 1989-1994 г.г. автор использовал телевизионный сканер с одномерным 1024-элементным приемником (Балега и др. 1979). Наблюдения выполнялись с обратной дисперсией 50 и 100 Амм-1 (R 5000-10000). Обработка спектров была проведена автором на ЭВМ СМ-4 САО РАН по стандартной методике, описанной Копыло-вым и др. (1986). С этим прибором было получено более 60 спектров 12 объектов. Результаты наблюдений, имеющих отношение к настоящей работе, были опубликованы в 5-ти работах.
Начиная с 1998 г., автор переходит к спектроскопии высокого разрешения. Все последующие наблюдения были выполнены в сотрудничестве с Лабораторией астроспектроскопии САО РАН с помощью спектрометров PFES (Panchuk et al. 1998), LYNX (Панчук и др. 1999)
Информация, приведенная в колонках таблицы: название обсерватории (1); местонахождение обсерватории (2); размер главного зеркала телескопа (3); количество чувствительных элементов приемника (4), спектральная разрешающая способность приемника, рассчитанная на элемент разрешения, обычно равный двум приемным элементам (5), рабочий спектральный диапазон (6). и НЭС (Панчук и др. 2002). За последние 9 лет время на программы автора регулярно выделялось КТБТ (2-3 ночи в полугодие). Всего было выделено 46 ночей, в 30 из которых было получено 65 спектров объектов программы автора. Обработка наблюдений была выполнена сотрудниками Лаборатории астроспектроскопии САО РАН с использованием комплекса программ MIDAS, разработанного в Южно-Европейской Обсерватории, и программы DECH, разработанной в САО РАН (Галазутдинов 1992). Результаты наблюдений 26 объектов были опубликованы в 16-ти работах.
В 2002-2006 г.г. в программах наблюдений автора использовались два штатных спектрометра 3.6-м Canada-France-Hawaii телескопа (CFHT): Gecko (Baudrand & Vitry 2000) и ESPaDOnS (Manset k Donati 2003). Наблюдения с Gecko были получены с Д=100000 в участ о ках спектра шириной порядка 120 А, содержащих важные особенности (линии На, Si II 6347 и 6371 А, Не I 5876 A Na I D-линии 5889 и 5895 А). Начиная с декабря 2004 г., для наблюдений был использо ван эшелле-спектрополяриметр ESPaDOnS, обеспечвающий разрешение R 75000 в спектральной моде иЛ 68000 в поляриметрической моде. Все наблюдения были выполнены и обработаны Nadine Manset. Всего было получено 45 наблюдений 28-ми объектов в течение 15-ти ночей, результаты которых были опубликованы в 9-ти работах.
ИК спектроскопия имеет большое значение для исследования объектов с ОЗМ. Начиная с 2000 г., автор сотрудничает с астрофизической группой из Aerospace Corporation, в которой был разработан ИК спектрометр низкого разрешения NIRI (Rudy, Puetter, &; Mazuk 1999). NIRI позволяет получать спектры в диапазоне 0.8-2.45 мкм (в 2006 г. был добавлен оптический канал, расширивший спектральный диапазон в коротковолновую сторону до 0.46 мкм) с разрешением 14А (А 1.4 мкм) и 36А (А 1.4 мкм). Наблюдения с NIRI выполняются (и обрабатываются) сотрудниками Aerospace Corporation на 3-м телескопе Ликской Обсерватории два раза в год. Всего за 6 лет было получено более 30 спектров 20 объектов (в основном, объекты с В[е] феноменом). Результаты этих наблюдений опубликованы в 11 работах.
Начиная с 2001 г., автор регулярно наблюдает на обсерватории Mcdonald, принадлежащей Университету штата Техас. В 2001-2004 г. наблюдения выполнялись на 2.1-м телескопе им. Отто Струве с эшелле-спектрометром Sandiford (McCarthy et al. 1993) в фокусе Кас-сегрена. Приемник спектрографа позволяет получать спектр, состоящий из 28-ми порядков, в диапазоне длин волн шириной 1500А с і?=60000. В нескольких порядках спектра вблизи красной границы наблюдаемого диапазона (обычно на АА6000-6600 А) инструментальные эффекты искажают форму континуума, которую трудно исправить с помощью наблюдений плоского поля (из-за разного освещения приемника звездой и рассеянным светом лампы плоского поля) и звезд с малым количеством спектральных линий (из-за гнутия). В результате, профили некоторых линий, в частности На, нельзя считать надежными. Однако, в неискаженных участках спектра содержится немало важной информации. Результаты наблюдений с этим инструментом (более 140 спектров 70-ти объектов в течение 9-ти ночей) были полностью обработаны автором с помощью системы обработки астрономической информации IRAF и опубликованы в 15-ти работах.
В связи с обнаружением автором новых кандидатов в объекты с В[е] феноменом, оптический блеск которых не превышает V = 10 зв. вел. (Miroslmichenko et al. 2003а, см. Главу 4), и более слабой чувствительности спектрометра Sandiford в коротковолновой области, где фото-сферные линии обнаружить легче вследствие меньшего вклада околозвездного континуума, с 2005 г. наблюдения на McDonald проводились с 2.7-м телескопом им. Harlan J. Smith и эшелле-спектрометром в фокусе кудэ (Tull et al. 1995). Приемник этого спектрометра позволяет получать 62 спектральных порядка, полностью покрывающих оптический диапазон с разрешением 72=60000. Небольшие промежутки между порядками в красной области позволяют наблюдать большинство важнейших спектральных линий и межзвездных особенностей. За 1 час наблюдения звезды 11 зв. вел. в полосе V достигается среднее отношение сигнала к шуму 100. Из 12 ночей, выделенных автору в 2005 и 2006 г.г., было 8 наблюдательных. Было получено 52 спектра 20 объектов с В[е] феноменом. Результаты полностью обработаны автором и часть их вошла в последнюю, опубликованную по теме настоящей работе, статью Miroshnichenko et al. (2007).
В 2000-2006 г.г. спектры южных звезд с Be и В[е] феноменами были получены в сотрудничестве с Hugo Levato и Monica Grosso (Complejo Astronomico El Leoncito, Аргентина). Для этих наблюдений исполь зовался 2.1-м телескоп этой обсерватории с эшелле-спектрометром REOSC в фокусе Кассегрена. Эта комбинация обеспечивает разре о шение R 15000-20000 в диапазоне шириной 3000 А, позволяя полностью покрыть оптический диапазон в 2 экспозиции. Наблюдения по программе автора были проведены в течение 20 ночей, в основном, Monica Grosso, которая их и обработала. Было получено около 40 спектров 20-ти объектов. Результаты были опубликованы в 7-ми работах.
Моделирование пылевых оболочек Ае/Ве звезд
Вышеописанная работа по исследованию эволюции избытков ИК излучения Ае/Ве звезд получила продолжение в работе по моделированию РЭС ряда этих объектов, проведенном автором совместно с группой Moshe Elitzur (Университет шт. Кентукки, США). Она была выполнена с применением программы расчета излучения звезд со сферическими пылевыми оболочками DUSTY (Ivezic et al. 1999) для объяснения РЭС 7-ми Ае/Ве звезд. На основе собранных автором фотометрических данных в диапазоне длин волн 0.3-100 мкм было показано, что изменение лишь одного параметра модели (оптической толщины пылевой оболочки) позволяет с высокой точностью воспроизвести наблюдаемые РЭС. Основные параметры модели кратко описаны в Главе 2.4, сбор данных в Главе 3.1. Результаты этого исследования опубликованы в работе Miroshnichenko et al. (1997а).
Процедура определения экстинкции, которая частично возникает в околозвездной оболочке и частично в межзвездной среде, отличалась от описанной в Гл. 3.1. Например, Hillenbrand et al. (1992) не учитывали эффект околозвездного покраснения для оценки межзвездной экстинкции. Моделирование же излучения околозвездной пыли позволяет разделить компоненты экстинкции, так как величина околозвездного покраснения, максимально проявляющегося в УФ и оптическом диапазонах, связана с величиной излучения пыли в ИК области.
На этой диаграмме, исправление РЭС за межзвездную экстинкцию смещает данные влево параллельно пунктирной линии и пропорционально величине Ау. Модели же с разной оптической толщиной оболочки ту формируют кривую, показанную сплошной линией. Положение объектов (в пределах ошибок определения РЭС) на сплошной линии свидетельствует в пользу модели и показывает, что межзвездное поглощение мало. Более того, модельные РЭС (см. рис. 3.6) показывают, что оптические толщины туп, определенные по положениям объектов на рис. 3.5, удовлетворительно согласуются с наблюдаемыми.
Эти модели накладывают некоторые ограничения на свойства околозвездной пыли. Например, температура сублимации может изменяться в пределах нескольких сотен градусов от типичного значения в 1500 К, производя малые изменения в модельных РЭС, выражающиеся в небольших подвижках пика излучения в районе Л 2-3 мкм. Химический состав пылинок в основном определяется величиной силикатной особенности на 10 мкм. Для всех источников, отношение содержания графита и силикатов отличается от стандартного для межзвездной среды не более чем на 20 %. Распределние плотности пыли в оболочке во всех моделях соответствует теоретическому для сферической аккреции, р ос г-3 2, с возможным изменением показателя степени в пределах ±0.1. Результаты этого исследования не могут быть распространены на весь класс Ае/Ве звезд, но они предлагают метод одновременного разделения вклада межзвездной и околозвездной экстинкции и определения параметров околозвездной пыли.
Эта работа также показала, что РЭС объектов, у которых, согласно Hillenbrand et al. (1992), должны быть аккреционные диски, могут быть успешно смоделированы оптически тонкими сферическими оболочками. различающимися лишь оптической толщиной. Более того, эти объекты показывают эмиссионную полосу силикатов на А=10 мкм. которая не может образовываться в оптически толстых аккреционных дисках (модель диска с оптически тонким поверхностным слоем не была опубликована на момент выхода этой работы). Кроме того, проведенное моделирование показало, что модель Hartmann et al. (1993) не согласуется с наблюдениями. В этой модели также рассматривается сферическое распределение пыли, но с удалением части сферы для снятия противоречия с большой оптической толщиной, создаваемой темпами аккреции порядка М = 10 6 Мгод-1, определенными по результатам работы Hillenbrand et al. (1992).
Сразу после публикации вышеописанных сферических моделей, Mannings & Sargent (1997) доказали, что распределение околозвездной пыли не может быть сферическим. Из результатов их наблюдений в миллиметровом диапазоне спектра следует, что для объяснения потоков излучения и размеров оболочек некоторых Ае/Ве звезд (включая 2 объекта, исследованных Miroshnichenko et al. 1997 - HD 31648 и HD 150193) требуется оптическая толщина сферической пылевой оболочки ту 220. Однако, предложенное этими авторами объяснение избытка ИК излучения присутствием одного аккреционного диска не согласуется с РЭС в ближнем ИК диапазоне. Так, экстраполируя измеренный на Л=2.6 mm поток от HD 150193 (13.7 мЯн) с использованием спектра аккреционного диска Fv ос z/1/3, получаем 0.1 Ян на Л=2.2 мкм при наблюдаемом потоке в 4.6 Ян.
Кроме того, изображения ряда источников в далеком ИК диапазоне показывают уменьшение размера с ростом длины волны. Например. Di Francesco et al. (1998) для MWC 137 получили размер 66" ± 2" на А—50 мкм и 58" ±2" на Л=100 мкм. Похожий результат был получен и для Беги: размер 35" ± 5" на Л=60 мкм (van der Bliek et al. 1994) и 24 x 21" ± 3" на A=850 мкм (Holland et al. 1998). Этот эффект нельзя объяснить в рамках однокомпонентно?! модели распределения околозвездной пыли, нагреваемой только центральной звездой, так как в такой оболочке температура будет монотонно падать с удалением от звезды, обуславливая постоянное увеличение размера изображения объекта с длиной волны.
Классификация объектов с В[е] феноменом, основанная на времени образования пыли
Рассмотрим природу околозвездной пыли в объектах различных подгрупп, выделенных Lamers et al. (1998). В оболочках НАеВ[е], пыль является продуктом деятельности предыдущих поколений звезд и попадает туда из протозвездных облаков. В оболочках cPNB[e] пыль образуется на предыдущей стадии эволюции, когда звезда находится на асимптотической ветви гигантов. На этой стадии температура звезды не намного превышает температуру конденсации пылинок, а сильный звездный ветер создает достаточную плотность вещества для их образования. Следовательно, объекты этих двух подгрупп непосредственно не отвечают за пылеобразование.
В symBfe] за пылеобразование отвечают холодные гиганты, являющиеся главными компонентами этих двойных систем. Механизм ее образования схож с механизмом, работающим в cPNB[e]. sgB[e] являются объектами очень высокой светимости с мощными ветрами, вызванными сильным давлением излучения в оптически толстых спектральных линиях. Пыль в их оболочках образуется довольно далеко от звезды в зонах, защищенных от воздействия ионизирующего излучения, каковыми могут быть неодно родности распределения ОЗМ (более подробно см. Гл. 5.1). Наконец, как будет показано ниже, наиболее вероятно, что образование пыли в unclBfe] происходит в настоящее время или закончилось недавно.
Таким образом, объекты с В[е] феноменом можно разделить на 2 больших класса по времени образования пыли: текущее или недавнее образование и образование на предыдущих стадиях эволюции. Среди пылеобразу-ющих объектов, symB[e] сильно отличаются от sgB[e] и unclB[e]. В symBje] мы имеем дело с сильным истечением вещества из заполняющего полость Роша холодного компонента тесной двойной системы (напр., Zamanov et al. 2006). В sgB[e] и unclB[e] горячая звезда (или горячий компонент системы) отвечает за потерю массы. Кроме того, пока нет явных свидетельств, что известные двойные системы среди представителей этих 2-х подгрупп являются контактными (за исключением sgB[e] RYSct, обзор исследований которого недавно был сделан Men shchikov & Miroshnichenko 2005). Следовательно, можно предположить, что sgB[e] и unclB[e] образуют отдельную группу горячих звезд, создающих пыль в своих оболочках.
Этот вывод автор сделал впервые в исследовании объектов с В[е] феноменом. Он был представлен в обзорном докладе (Miroshnichenko 2006) на второй конференции по этим объектам (остров Vlieland, Нидерланды, 10-16 июля 2005 года), одним из основных организаторов и членом научного оргкомитета которой автор являлся, а также позднее опубликован в работе Miroshnichenko (2007). В своем втором обзорном докладе на этой конференции (Miroshnichenko et al. 2006), автор обобщил результаты организованной им международной программы по исследованию unclB[e]. В частности, было показано, что многие такие объекты имеют светимости ниже сверхгигантских для звезд спектрального класса В (L (3 — 5) 104 L). Выполнение упомянутой программы впервые создало основу для детального рассмотрения свойств объектов подгруппы unclBfe].
Первоначально автор предложил рассматривать sgB[e] и unclBfe] как единую группу объектов. Однако, это предложение встретило критику Lamers (2006), выразившего опасение, что исследование этой новой группы столкнется с проблемой различия эволюционных стадий (как изначально вся группа объектов с В[е] феноменом). Тогда автор оставил идею объедине ния подгрупп и сосредоточился на исследовании unclB[e].
С самого времени открытия объектов с В[е] феноменом, даже при детальном изучении самых ярких unclB[e] (напр., FS СМа и HD 50138) выводы о природе и эволюционном статусе были достаточно противоречивыми. Sitko et al. (1994) считали, что FS СМа является Ае/Ве звездой Хербига, в оболочке которой испарилась большая протокомета, что выразилось в медленном падении визуального блеска звезды на протяжении 15 лет (см. рис. 4.2). Herbig (1994), напротив, считал молодость FSCMa маловероятной, так как объект не связан с областями звездообразования и его свойства сильно отличаются от свойств изолированных Ае/Ве звезд. Cidale et al. (2001) пытались показать, что FS СМа является одиночной звездой, основываясь на его физических параметрах, измерениях величины Баль-меровского скачка, и отсутствии признаков вторичного компонента в спектре. В то же время, Baines et al. (2006) обнаружили присутствие слабого вторичного компонента в этой системе методом спектро-астрометрии. Подобные примеры могут быть приведены и для ряда других unclB[e] (HD50138, MWC 17, MWC342).
Некоторый прогресс в исследовании unclB[e] был достигнут после анализа их показателей цвета в системе IRAS (Miroshnichenko 1998а, Sheikina, Miroshnichenko, & Corporon 2000). На основе результатов этих работ, Miroshnichenko et al. (2002а) предложили выделить в отдельную подгруппу объекты с В[е] феноменом, РЭС которых показывает резкое падение потока ИК излучения с ростом длины волны, начиная с 10-30 мкм. Первоначально эта группа была названа "В[е] stars with Warm Dust" (B[e]WD) и содержала sgB[e] объекты. Название было явно неудачным, так как аббревиатура WD давно уже используется для обозначения белых карликов.
Miroshnichenko (2007) исключил из этой группы сверхгигантов и предложил название по имени прототипа - объекты типа FS СМа. Этот объект был предложен Allen & Swings (1976) в качестве прототипа всей второй подгруппы оригинального списка объектов с В[е] феноменом (см. на чало настоящей Главы) и позднее даже всех объектов с В[е] феноменом (Swings 2006). Группа объектов типа FS СМа включает 30 объектов и кандидатов из списков Allen к Swings (1976) и Dong & Ни (1991), то есть практически все unclB[e] за исключением нескольких наименее изученных (напр., Hen3-664) или таких, о которых имеется противоречивая информация (напр., Ve2-27). Работа автора по поиску новых членов группы в недавно опубликованных обзорах неба (см. Гл. 4.3.3) увеличила ее на 9 объектов (Miroshnichenko et al. 2007). Еще несколько кандидатов находятся в процессе рассмотрения. Перечислим наблюдательные и физические критерии, по которым можно выделить объекты типа FS СМа.
Наблюдательные критерии: 1. Эмиссионные спектры содержат следующие особенности: линии водорода (см. рис. 4.3), которые, как правило, сильнее таковых в спектрах классических Be звезд, Ае/Ве звезд и нормальных ОВ сверхгигантов; линии Fe II и [О I]; иногда линии [Fe II] и слабые линии [О III]. 2. Сильные избытки ИК излучения с максимумом на Л 10-30 мкм и резким падением потока в длинноволновую сторону (см. рис. 4.4). 3. Расположение вне областей звездообразования. 4. В случае присутствия, вторичный компонент является: а) нормальной звездой, то обычно существенно холоднее и слабее главного компонента в оптическом диапазоне; или б) компактным остатком звезды, закончившей свою ядерную эволюцию. Физические критерии: 1. Температура фотосферы горячей звезды/главного компонента двойной системы Teff от 30000 К до 9000 К (что соответствует диапазону спектральных классов 09-А2). 2. Светимость горячей звезды/главного компонента двойной системы находится в пределах lg L/L0 = 2.5 - 4.5.
В[е] сверхгиганты А^агеллановых Облаков
До выполнения наиболее важных исследований Галактических sgB[e], подобные объекты были открыты в Магеллановых Облаках (Zickgraf et al. 1985, 1986). Межзвездная экстинкция в этих галактиках мала, и sgB[e] в них находятся в группе ярчайших объектов. Zickgraf et al. (1986) описали 8 объектов, обладающих всеми основными признаками В[е] феномена. Позднее Gummersbach, Zickgraf, & Wolf (1995) нашли еще 4 подобных объекта. Наконец, Zickgraf (2006) привел список из 15-ти объектов (характеристики одного из них, S111 из Большого Облака, определены неуверенно, и он не учитывается при дальнейшем анализе). В дополнение к оптической спектроскопии и U BV RI J Н К LM фотометрии (0.3-5 мкм), большинство этих объектов спектрально наблюдались орбитальным телескопом IUE в УФ диапазоне. Эти наблюдения показали, что большинство УФ линий имеет профили типа Р Cyg, тогда как профили эмиссионных линий в оптическом диапазоне двухпиковые без заметных абсорбционных компонентов.
Сосуществование этих особенностей в спектре одного объекта было названо "гибридным" спектром. Поскольку профили типа Р Cyg считаются признаком сферического истечения, а объяснение двухпиковых профилей требует сильно уплощенного распределения вещества, наблюдаемые свойства sgB[e] в Облаках были интерпретированы в рамках модели сферического звездного ветра с увеличением плотности вещества к экваториальной плоскости системы (см. рис. 5.1). Существование дискообразного уплотнения в оболочке связывается с быстрым вращением звезды, но причины этого ускоренного (по сравнению с большинством нормальных сверхгигантов) вращения выяснены не были. По имеющимся спектральным данным скорости вращения были измерены для 3-х объектов. Лишь в одном случае (для объекта R50) можно сделать вывод, что скорость его вращения близка к критической (v sin г 150 км с-1, vcr-lt = у/—ц- - 200 км с-1, где М и R - масса и радиус звезды, G - гравитационная постоянная, Zickgraf 2006). В спектрах остальных 11-ти объектов фотосферные линии не видны вследствие вуалирования излучением околозвездного газа и недостаточно высокого отношения сигнала к шуму в полученных данных. Основные параметры sgB[e] Облаков следующие (по Zickgraf 2006). Спектральные классы: В0-В2 (10 объектов), В5-В9 (4 объекта) Светимости: lg L/L = 5.6 ± 0.3 (В0-В2), 4.4 ± 0.3 (В5-В9) Вышеприведенная сводка показывает, что эти объекты можно разделить на 2 подгруппы: горячие и холодные. Горячая подгруппа имеет на порядок более высокие светимости и, как правило, более сильные эмиссионные спектры. По величине избытка ИК излучения за счет пыли подгруппы не разделяются. Сравнение положений sgB)e] Облаков на ДГР с эволюционными треками показывает, что все они находятся за пределами ГП для своих масс. Среди них была обнаружена одна двойная система (R4 из Малого Облака) с орбитальным периодом в 21 год, состоящая из двух массивных звезд (ранняя-В и ранняя-А). Более холодный компонент системы слабее более горячего на 2 зв. вел. (Zickgraf et al. 1996).
Эти исследования задают определенный стандарт для сравнения со свойствами Галактических sgB[e]. Как показывают результаты работ автора, приведенные ниже, Галактическая группа этих объектов значительно отличается от группы горячих sgB[e] в Облаках. Говорить о сравнении Галактических объектов типа FSCMa с группой холодных sgB[e] в Облаках пока рано из-за малого количества последних.
MWC 349А является оптически слабым объектом (V 13 зв. вел.), но очень ярким в ИК диапазоне (К 3.3 зв. вел.). Это связано с его расположением в направлении на ассоциацию CygOB2, находящуюся на расстоянии 1.5 ± 0.2 kpc (Hanson 2003) в области с сильным межзвездным покраснением. Эмиссионный спектр объекта является одним из сильнейших среди объектов с В[е] феноменом (эквивалентная ширина линии На 700 А, Cohen et al. 1985). MWC349A является источником мазерного и лазерного излучения в линиях водорода в ИК и миллиметровом диапазонах спектра (Martin-Pintado et al. 1989, Thum et al. 1998).
Несмотря на пристальнейшее внимание к этому объекту практически во всех диапазонах спектра от оптического до радио (MWC 349А слишком слаб в УФ из-за сильного покраснения), физические параметры центральной звезды известны плохо. Предложенные в 1970-е годы гипотезы, претендовавшие на объяснение его наблюдаемых свойств, были критически рассмотрены в статье Hofmann et al. (2002) при активном участии автора, которому принадлежит их анализ и компромиссное преположение о природе и эволюционном статусе объекта. Таких гипотез было три: 1. Be звезда Хербига, аккрецирующая вещество из протозвездного диска (Thompson et al. 1977); 2. sgB[e] с диском, образовавшимся из вещества сильного звездного ветра (Hartmann, Jaffe, &; Huchra 1980); Кроме того, Cohen et al. (1985) предположили, что между объектом и соседней звездой, находящейся на угловом расстоянии 2/./4, существует физическая связь. Предположение было сделано на основе картирования области объекта в радиодиапазоне, которое показывает присутствие эмиссионной перемычки между двумя изображениями. В результате, эмиссионный объект часто называют MWC 349А, а соседнюю звезду (которая не показывает эмиссионных линий в спектре) - MWC 349В.
Прежде всего автором была ревизована температура центральной звезды, которую, пользуясь методом Занстра, Hartmann et al. (1980) оценили как Teff=35000 К. Однако, спектры приведенные в той же работе не показывают эмиссионных линий Не II, обычно присутствующих в спектрах звезд с Teff 28000 К (Schmutz et al. 1991). Принимая во внимание присутствие в спектре объекта сильных эмиссионных линий Не I, автор предложил нижний предел Teff 20000 К, поскольку эти линии в эмиссии наблюдаются у звезд не позднее спектрального класса В2 (Miroshnichenko et al. 1998а). Наблюдаемый блеск MWC349A в полосе V 14 зв. вел. был найден из спектрофотометрии Cohen et al. (1985), свободной от влияния сильных эмиссионных линий и вклада MWC349B. Величина экстинкции была принята равной Ау=9.9 зв. вел., исходя из данных оптической фотометрии и независимой оценки Cohen et al. (1985).
Наконец, для оценки физических параметров центральной звезды, нужно было принять оценку расстояния до объекта. Таких оценок было сделано две. Используя свои спектрофотометрические наблюдения MWC349B, Cohen et al. (1985) оценили ее спектральный класс как ВО III и расстояние в 1.2 кпс. Таким образом, этот результат рассматривает MWC349A объектом переднего фона ассоциации Cyg ОВ2. С другой стороны, Knodlseder (2000) причислил объект к членам этой ассоциации и оценил расстояние до нее в 1.7 кпс. Последняя согласуется с принятым значением экстинкции, поскольку даные о распределении межзвездной материи в этом направлении показывают, что на расстояниях 1.2 кпс экстинкция достигает только 4-5 зв. вел. (Neckel & Klare 1980). Поскольку даже при значительном вкладе околозвездного континуума в блеск объекта практически невозможно получить величину околозвездного покраснения в несколько зв. вел., автор принял расстояние до объекта в 1.7 кпс.
Из этих данных, при болометрической поправке ВС=—2.5 ± 0.4 зв. вел. (Miroshnichenko 1998b) для принятого диапазона Teff звезды, была получена оценка светимости lg L/L = 5.7 ± 1.0. Большая неопределенность оценки принимает во внимание возможный неучтенный вклад околозвездной экстинкции и излучения оболочки в оптическом континууме. Этот результат ясно показывает, что MWC349A не может быть молодой звездой, поскольку ее положение на ДГР оказывается выше линии рождения даже при самом сильном темпе протозвездной аккреции (Palla & Stabler 1993. см. рис. 3.1). Гипотеза о принадлежности объекта к ПТ также не выдерживает критики, поскольку даже при нижней границе принятой светимости звезда должна была бы сильно изменить свою температуру на промежутке времени в несколько лет (Blocker 1995). Однако, присутствие сильного эмиссионного спектра низкого возбуждения на протяжении нескольких десятилетий не согласуется с этим сценарием. Приведенные оценки наряду с присутствием основных признаков объектов с В[е] феномена привели автора к выводу, что MWC349A является sgB[e]. Это поддерживает гипотезу Hartmann et al. (1980), сужает интервал возможных параметров объекта, и подразумевает, что MWC 349В не является физически связанной с эмиссионным объектом.
Однако, разу после публикации работы Hofmann et al. (2002) появилась работа Meyer et al. (2002), в которой приводились аргументы в пользу физической связи MWC349A и MWC349B, выводимые из спектрополя-риметрической информации. В последней также возрождалась гипотеза о молодости объекта, основанная на морфологическом сходстве с Ае/Ве звездами и предполагавшая меньшее расстояние до него (1.2 кпс, см. выше). Однако, даже при таком расстоянии до объектов, угловое расстояние между ними соответствует линейному в 2800 астрономических единиц. Тем не менее, модель двойной системы (с гораздо более близким вторичным компонентом) является привлекательной возможностью для объяснения природы MWC349A, особенно его сильного эмиссионного спектра (как в случае CI Cam, см. Гл. 4.3.2) и радиоизлучения.
