Содержание к диссертации
Введение
Глава 1. Методика спектральных наблюдений и обработки спектров . 17
1.1. Наблюдения в фокусе Нэсмита 17
1.2. Наблюдения в фокусе куде 18
1.3. Система регистрации и обработки двумерных изображений 19
1.4. Обработка результирующих одномерных спектров 21
1.5. Определение параметров спектральных линий и оценка погрешностей полученных результатов 23
1.6. Наблюдения на Nordic Optical Telescope 24
1.7. Дополнительный наблюдательный материал 25
Глава 2. Характеристика исследуемых звезд и основные результаты наблюдений с низким спектральным разрешением, полученные с помощью спектрографа СПЭМ 27
2.1. Общие сведения об исследуемых звездах.. 27
2.1.1. CQTau 27
2.1.2. WWVul 28
2.1.3. UXOri ЗО
2.1.4. BFOri 31
2.1.5. RRTau 33
2.1.6. VXCas 34
2.1.7. HD 179218 35
2.1.8. HD 31648 37
2.2. Результаты исследования звезд типа UX On с низким спектральным разрешением 38
2.2.1. Эмиссионная линия Н
2.2.2. Линия гелия Не I 5876 А 44
2.2.3. Диффузные полосы в спектрах молодых звезд 49
2.2.4. Выводы 50
Глава 3. Результаты многолетнего спектрального мониторинга Ае звезд Хербига на основе высокодисперсионных спектров 51
3.1.WWVul 51
3.1.1. Эмиссионная линия На 53
3.1.2. Линии резонансного дублета натрия Na ID 58
3.1.3. Линия Не 15876 А 62
3.2. CQ Таи 63
3.2.1. ЛИНИЯ На 65
3.2.2. ЛИНИИ резонансного дублета натрия Na ID 72
3.2.3. Линия гелия Не 15876 А 77
3.2.4. Влияние пылевых облаков на спектральную переменность.. 78
3.3. HD 31648 79
3.3.1. Переменность в линии Нц на короткой шкале времени 80
3.3.2 Долговременная спектральная переменность в линии На 83
3.3.3. Линия гелия Не 5876
3.3.4. Линии резонансного дублета натрия Na ID 87
3.3.5. Линии резонансного триплета 01 7774 А 91
3.3.6. Другие спектральные линии 95
3.3.7. Структура звездного ветра MWC 480 96
3.4. HD 179218 100
3.4.1. Результаты наблюдений линии Н« 100
3.4.2. Долговременная спектральная переменность линии На 106
3.4.3. Линии резонансного дублета натрия Na ID ПО
3.4.4. Природа спектральной переменности HD 179218 112
3.5. Выводы 114
Глава 4. Результаты исследования эшельных спектров звезд типа UXOri 118
4.1. Наблюдения и обработка данных 118
4.2. Общее описание спектров 119
4.2.1. Линия Н« 122
4.2.2. Линии Не I 5876 А и 01 7774 А 128
4.2.3. Линии резонансного дублета натрия 129
4.2.4. Диффузные полосы 140
4.3. Спектральная переменность звезд типа UX Оп 143
4.3.1. Переменность линии Н« 144
4.3.2. Природа CS абсорбционных компонент линиий резонансного дублета натрия D Na 1 145
4.3.3. Другие линии 146
4.4. Расчет синтетических спектров 156
4.5. Обзор эшельных спектров UX Оп и сравнение с результатами расчетов синтетических спектров 159
4.6. Темп газовой аккреции 167
4.7. Обсуждение результатов 169
4.8. Выводы 170
Заключение 172
Литература 177
- Определение параметров спектральных линий и оценка погрешностей полученных результатов
- Результаты исследования звезд типа UX On с низким спектральным разрешением
- Долговременная спектральная переменность в линии На
- Обзор эшельных спектров UX Оп и сравнение с результатами расчетов синтетических спектров
Введение к работе
Молодые звезды, в недрах которых еще не начались процессы термоядерного синтеза, и которые светят за счет продолжающегося гравитационного сжатия, являются одними из наиболее активно исследуемых сегодня объектов астрофизики. Это вызвано тем, что изучение природы физических процессов, протекающих в околозвездных газопылевых дисках, окружающих молодые звезды, и, особенно, в пограничной области между поверхностью звезды и диском, помогает пролить свет на такие малоизученные проблемы астрофизики, как природа звездного магнетизма, физические механизмы аккреции и звездного ветра, структура и динамика внутренних областей аккреционных дисков и многие другие.
Как установлено в настоящее время, молодые звезды, еще не вышедшие на Главную последовательность (ГП), окружены протяженными газопылевыми оболочками. Их можно обнаружить как косвенными методами по ИК излучению их пыли, так и прямыми методами (прямые пространственные изображения объектов, полученные в ИК, субмиллиметровом, миллиметровом и радиодиапазонах). Вещество этих оболочек сформировано из остатков родительского газопылевого облака. В процессе эволюции основная часть оболочки образует протопланетный диск, в котором затем происходит процесс формирования планет, а остальная часть либо аккрецирует на звезду, либо диссипирует (звездный ветер).
История исследования молодых звезд начинается с работы Джоя [1], который выделил группу из 11 звезд, назвав их звездами типа Т Тельца, по следующим признакам: 1) нерегулярные изменения блеска до Зт, 2) спектральные классы от F5 до G5 с эмиссионными линиями, похожими на спектр солнечной хромосферы, 3) низкая светимость, 4) связь с темными или светлыми туманностями. Джой отметил также существование целого ряда объектов (WW Vul,
6 RR Таи, переменные в Орионе), которые он назвал родственными звездам типа Т Тельца. Они удовлетворяют почти всем выше перечисленным признакам, кроме одного - имеют более ранние спектральные классы (А - F).
Вывод об эволюционном статусе звезд типа Т Тельца и родственных им объектов был сделан в работе Амбарцумяна [2], который проанализировал нестационарные явления, происходящие на этих звездах и их связь с ОВ-ассоциациями и туманностями, и пришел к заключению о молодости этих объектов и о продолжающемся в настоящее время в Галактике процессе звездообразования. Таким образом, звезды типа Т Тельца были отождествлены с молодыми звездами малых масс (М* < 2 М0), в которых продолжается процесс гравитационного сжатия и разогрева до температур, необходимых для начала горения водорода. В то же время более массивные звезды, с массами от 2 до 8-10 М0, еще почти двадцать лет оставались не отождествленными с конкретными объектами. Это было сделано в 1963 году в работе Дж. Хербига [3], в которую вошел список из 26 звезд ранних спектральных классов с эмиссионными линиями в спектре.
Поскольку время выхода звезды на ГП непосредственно обусловлено ее массой, среди известных нам молодых объектов абсолютное большинство составляют звезды малых масс (от 1 М0 и меньше). В то же время молодые звезды с массами от 2-х до 10-ти М0 эволюционируют намного быстрее, и вероятность застать такую звезду до ее выхода на ГП падает с увеличением М+. Быстрая скорость эволюции таких звезд не позволяет им уйти на значительное расстояние от мест своего рождения, благодаря чему они оказываются связанными с яркими отражательными туманностями. Этот факт как раз и был отмечен Хер битом в его работе [3], положившей начало новому классу объектов - Ае/Ве звезд Хербига. В той же работе были предложены наблюдательные критерии, позволяющие выделить эти объекты: 1) спектральный класс не позднее, чем А; 2) наличие в спектре эмиссионных линий; 3) связь с темными туманностями; 4) на- личие вблизи яркой туманности, освещаемой звездой.
Эти критерии позднее были значительно переработаны и дополнены. Выяснилось, что связь с туманностями не является обязательным условием для отнесения звезды к объектам этого типа, поскольку была выделена небольшая группа изолированных, то есть не ассоциированных с отражательными туманностями звезд [4-6], Возможные причины образования молодых звезд вдали от туманностей продолжают оставаться сегодня темой дискуссий. Так в работе Переса и Грэди [7] предлагается гипотеза о существовании изолированных молекулярных микроконденсаций, которые могут стать локальными районами звездообразования. В поддержку этой гипотезы говорят результаты исследований Тести и др. [8] и Хилленбранд [9], показавших, что молодые звезды промежуточных масс спектральных классов от поздних В до А7, являются центрами скоплений маломассивных молодых звезд, видимых большей частью только в инфракрасном (ИК) диапазоне.
Исследование молодых звезд в широком диапазоне длин волн - от 0,09мкм до 100 мкм (Гласе и Пенстон [10], Оудмейер и др. [11], Финкезеллер и Мундт [12]) показало, что у этих звезд есть не только инфракрасные, но и ультрафиолетовые (УФ) избытки. ИК-избытки свидетельствуют о наличии вокруг молодой звезды пыли. Ее существование подтверждается данными наблюдений силикатных полос вблизи 3, 10 и 20 мкм, характерных также для комет солнечной системы (Вилкенс и др. [13], Малфаит и др. [14]), и непосредственным детектированием околозвездных дисков в ИК, субмиллиметровом и радиодиапазонах (см., например, [15] и [16]). УФ-избытки обусловлены излучением горячего околозвездного газа.
Исследование Ае/Ве звезд Хербига, продолжающееся уже четыре десятка лет, показало, что они очень неоднородны по своим фотометрическим и спектральным свойствам и, фактически, могут быть разделены на несколько групп. В работах [17,18] было показано, что этот факт обусловлен ориентацией их око- лозвездных дисков по отношению к наблюдателю. Так слабо переменные звезды с амплитудами изменения блеска от нескольких десятых звездной величины и меньше, демонстрирующие в своих спектрах признаки истечения вещества, ориентированы под сравнительно небольшими углами, В то же время звезды с сильной переменностью блеска (2-Зт), ориентированы фактически с ребра, благодаря чему мы можем видеть звезду сквозь вещество ее околозвездного диска. Они были выделены в отдельный подкласс - звезды типа UX Ori и характеризуются быстрыми неправильными изменениями блеска (см, работы [19] и [20]) и присутствием признаков нестационарной аккреции околозвездного (CS) газа в спектрах.
Для объяснения фотометрической переменности звезд типа UX Огі в 1969 г Венцелем была высказана гипотеза [21], согласно которой минимумы фотометрически активных молодых звезд обусловлены затмениями, вызываемыми пылевыми облаками, движущимися вокруг звезды в сферически симметричной околозвездной оболочке. В 80-е годы была предложена альтернативная модель, основанная на поверхностной магнитной активности (см., например, [22]) и связывавшая фотометрическую переменность звезд типа UX Ori с образованием масштабных запятненных областей на их поверхности. Выбор между этими двумя различными физическими механизмами был сделан в результате дальнейших исследований. Ключевую роль в этом сыграли синхронные наблюдения поляризации и блеска этих звезд, в ходе которых было обнаружено увеличение линейной поляризации в глубоких минимумах, предсказанное в работе [23]. Результаты этих наблюдений опубликованы в работах [17], [24] и [25]. Следует отметить, что модель, предложенная в [23], объяснила и так называемый эффект "поголубения", наблюдаемый у звезд этого типа (см. например, [26-29]). Численное моделирование, проведенное в работах [4], [29-30] и ряде других, позволило также оценить параметры околозвездной пыли.
Перечисленные факты имеют важное значение при исследовании спектрального поведения звезд типа UX Ori. Специфическая ориентация их околозвездных дисков дает уникальную возможность изучения процесса аккрециро-вания молодой звездой вещества ее диска, поскольку движущийся к звезде газ проецируется непосредственно на луч зрения и обуславливает появление целого ряда спектральных особенностей. Среди них наиболее хорошо изучен характер переменности эмиссионного профиля линии На. У всех фотометрически активных Ае звезд Хербига эта линия имеет 2-х компонентный профиль с соотношением интенсивностей синего и красного эмиссионных компонент V/R > 1, что характерно для вращающихся Кеплеровских дисков с радиальной составляющей, направленной к звезде. Иногда тип асимметрии V/R может меняться на обратный, указывая на присутствие на луче зрения истекающего газа. При ослаблении блеска у всех звезд типа UX Ori наблюдается уменьшение глубины центральной абсорбции эмиссионного профиля линии Н« и рост интенсивности и эквивалентной ширины, обуславливающие во время наиболее глубоких ослаблений блеска трансформацию наблюдаемого профиля в однокомпонентную эмиссию (см. [31]).
К другим отличительным свойствам звезд типа UX Ori относится сильно переменная абсорбционная линия гелия Не I 5876 А, формирующаяся во внутренних областях аккреционных дисков, а также присутствие в линиях резонансного дублета натрия Na ID смещенных в красную сторону переменных абсорбционных компонент.
У звезд с другим углом наклона луч зрения пересекает уже более высокоширотные области, где формируется дисковый ветер. Поэтому эмиссионная линия На в этом случае имеет профиль типа Р Cygni, смещенный в синюю сторону абсорбционный компонент которой формируется в проецирующейся на луч зрения области ветра. В линиях гелия Не I 5876 А и натрия Na I D наблюдается преимущественно широкая эмиссия, связанная с CS газовым диском.
Среди нерешенных до конца проблем остаются вопросы, касающиеся характера взаимодействия звезды с окружающим ее околозвездным газом (например, физические механизмы аккреции и ветра), структура околозвездных дисков, природа глобальных неоднородностей и многолетней спектральной переменности молодых звезд. Решению этих проблем посвящена настоящая диссертация, чем и определяется её актуальность.
Целями данной работы являются: 1) изучение спектральной переменности нескольких фотом етрически наиболее активных Ае звезд Хербига на различных временных интервалах (от часов до месяцев и лет) и выяснение взаимосвязи между спектральной и фотометрической активностью этих звезд; 2) изучение спектральной переменности фотометрически спокойных Ае звезд Хербига близких спектральных типов на различных временных интервалах и исследование структуры внутренних областей околозвездных газовых дисков и ветра; 3) сравнительный анализ спектральной активности звезд типа UX Ori и фотометрически спокойных молодых звезд близких спектральных типов; 4) численное моделирование спектров звезд типа UX Ori с целью определения фундаментальных звездных параметров, таких как vsinfi), Тэфф и lg(g).
Диссертация основана на наблюдательном материале, полученном автором в Крымской астрофизической обсерватории на 2,6 м телескопе им. Шайна (ЗТШ), и состоящем из спектров низкого (R=2000) и высокого (R= 18000) разрешения. Кроме того, были использованы эшелле-спектры высокого разрешения (R=24000), полученные на Nordic Optical Telescope (NOT). В список программных звезд для наблюдений на ЗТШ вошли б звезд типа UX Ori и 2 фотометрически спокойные Ае звезды Хербига. Для наблюдений на NOT были выбраны пять звезд типа UX Ori (UX Ori, BF Ori, RR Tau, CQ Tau, WW Vul).
Научная новизна работы
1. Получены и проанализированы спектральные наблюдения с низким разрешением для шести звезд типа UX Ori (UX Ori, BF Ori, WW Vul, CQ Tau,
11 SV Сер, VX Cas) в области линий На и Не I 5876. Для этих звезд данные в области линии гелия Не I 5876 были получены впервые. Они показали, что переменная абсорбционная линия Не I 5876, наблюдающаяся у этих звезд, имеет околозвездную природу и свидетельствует о процессах нестационарной газовой аккреции.
Впервые получены и проанализированы длительные ряды спектральных наблюдений с высоким разрешением в области линий На, Не I 5876 и резонансного дублета D Na I для 2-х звезд типа UX Ori (WW Vul и CQ Таи). Их сравнение с результатами одновременных фотометрических наблюдений позволило уточнить характер спектральной переменности этих звезд в зависимости от состояния блеска звезды и связать изменение профилей этих линий с физическими процессами, протекающими в околозвездной газовой оболочке.
На основе эшельных спектров впервые проведен детальный спектральный обзор пяти звезд типа UX Ori (CQ Таи, WW Vul, BF Ori, UX Ori и RR Таи) с высоким разрешением в диапазоне от 3800 А до 8800 А, что позволило определить ряд важных характеристик звезд, таких как vsin(i), Тэфф и lg(g)- По результатам этого обзора была установлена зависимость профилей линий, формирующихся в оболочке, от состояния блеска звезды.
Впервые получены и проанализированы длительные ряды спектральных наблюдений с высоким разрешением в областях Нд, Не I 5876, D Na I и О I 7774 А для двух Ае/Ве звезд Хербига (HD 179218 и HD 31648) с промежуточной ориентацией околозвездных газовых дисков, что позволило исследовать спектральное поведение этих звезд на шкале времени порядка шести лет и сравнить его с характером спектральной переменности звезд типа UX Ori.
Структура и объем диссертации.
Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения и списка цитируемой литературы (147 наименований). Полный объём диссертации 120 стра- ниц машинописного текста, 44 рисунка и 10 таблиц. Суммарный объем диссертации 190 страниц.
Во Введении дается краткое описание современного состояния проблемы, обосновывается актуальность работы, сформулированы её цели, описаны исследуемые объекты и конкретная задача, поставленная для решения этой проблемы, перечислены положения, выносимые на защиту, освещена новизна работы и дано краткое содержание диссертации.
В первой главе описана методика наблюдений и обработки полученных результатов. Во второй главе даны общие сведения о программных звездах и представлены результаты спектральных наблюдений избранных звезд типа UX Ori, полученных с низким спектральным разрешением (R=2000) в фокусе Нэс-мита с помощью спектрографа "СПЭМ".
В третьей главе дан подробный анализ наблюдений двух звезд типа UX Ori и двух фотометрически спокойных Ае звезд Хербига с высоким спектральным разрешением, полученных в фокусе куде (R=18000). Четвертая глава посвящена детальному спектральному обзору, выполненному на основе эшелле-спект-ров высокого разрешения, полученных на NOT пяти Ае звезд Хербига: WW Vul, BF Ori, UX Ori, CQ Таи и RR Таи. Для этих звезд такое исследование проведено впервые. Его результатом стало определение основных характеристик, таких как vsin(i), Тэфф и lg(g), а также зависимость профилей линий, формирующихся в оболочке, от состояния блеска звезды. Там же приведены результаты моделирования спектральных наблюдений.
В заключении диссертации сформулированы основные результаты работы.
Научная и практическая ценность работы
1, Впервые проведен детальный спектральный анализ избранных звезд типа UX Ori (CQ Таи, WW Vul, BF Ori, UX Ori и RR Таи) на основе высокодисперсионных эшелле-спектров и определены фундаментальные характеристики звезд: Тэфф, lg(g) и проекции скорости вращения vsini. Результаты этих наблюдений послужили основой для моделирования излучающих областей околозвездного газа и определения темпа аккреции.
Получены прямые наблюдательные подтверждения влияния отдельных газопылевых облаков, пересекающих луч зрения и обуславливающих изменение блеска звезды, на характер переменности спектральных линий.
Впервые получены длинные ряды спектральных наблюдений двух звезд типа UX Ori и двух Ае/Ве звезд Хербига с признаками истечения вещества в линиях На, Не I 5876, Na I D, охватывающие промежуток времени от шести до девяти лет, и исследована спектральная переменность этих звезд на больших интервалах времени.
На защиту выносятся
Результаты наблюдений с низким спектральным разрешением 6-ти звезд типа UX Ori в области линии Н« и линии гелия Не I 5876 и вывод о том, что эти линии образуются во внутренних областях аккреционных дисков. Ранее линия гелия иногда приписывалась фотосфере звезды, что приводило к ошибкам в спектральной классификации.
Результаты спектральных наблюдений с высоким разрешением пяти звезд типа UX Ori и сделанный на их основе вывод о том, что спектральная переменность звезд этого типа обусловлена двумя различными физическими механизмами: а) нестационарной аккрецией газа; б) появлением непрозрачных газопылевых облаков на луче зрения, вызывающих алголеподобные минимумы и экранирующих вместе со звездой часть аккреционного диска.
Результаты многолетнего спектрального мониторинга в области линии На и линий резонансного дублета натрия Na I D для 2-х фотометрически активных Ае звезд Хербига CQ Таи и WW Vul, что позволило исследовать связь между фотометрической и спектральной переменностью этих звезд и связать характер переменности указанных линий с ориентацией их околозвездных дисков.
4. Результаты многолетних спектральных наблюдений фотометрически спо койной Ае звезды Хербига HD 31648 в области линии Нд, линий резонансного дублета Na I D и ИК триплета кислорода 01 7774 и полученные на их основе выводы о том, что высокоскоростная компонента дискового ветра состоит из отдельных плотных струй и формируется в непосредственной близости от звезды. Подобная структура излучающей области в общих чертах согласуется с магнитоцентробежными моделями дисковой аккреции.
5. Результаты многолетнего спектрального мониторинга фотометрически спокойной Ае звезды Хербига HD 179218 в области линии На и линий резо нансного дублета Na I D. Эти результаты позволили обнаружить многолетнюю переменность параметров эмиссионного профиля линии На, а также корреля цию между эмиссией в линии На и линиях резонансного дублета натрия Na I D.
Основные результаты диссертации отражены в следующих опубликованных работах
Козлова О.В., - "Долговременная спектральная переменность Ае звезды Хербига ГО 179218", Астрофизика, 2004, Т.47, С.339-354.
Козлова О.В., Гринин В.П., Чунтонов Г.А., - "Динамические процессы в окрестности Ае звезды Хербига MWC 480 на основе данных спектрального мониторинга" - Астрофизика, 2003, Т. 46, С.265-281. Grinin V.P., Kozlova O.V., Natta A., Ilyin I., Touminen I., Rostopchina A.N.-"Optical spectra of five UX Ori type-stars" - Astron. Astrophys., 2001, V.379, P.482-495.
Тамбовцева Л.В., Гринин В.П., Роджерс Б., Козлова О.В.-"Диагностика аккреционного диска звезды UX Ori по водородным линиям бальмеровской, пашеновской и брэккетовской серий" - Астрон. ж., 2001, Т.78, С.514-524.
Козлова О .В., Гринин В.П., Ростопчина А.Н. -"Аккреционная активность Ае звезды Хербига CQ Таи" - Астрон. ж., 2000, Т.44, С.42-51.
Гринин В.П., Козлова О.В. - "Фотометрическая активность и скорости вращения звезд типа UX Ori и родственных им объектов" - Астрофизика, 2000, Т. 43, С.329-337.
Тамбовцева Л.В., Гринин В.П., Козлова О.В.-"Не-ЛТР модели аккреционных дисков звезд типа UX Ori" - Астрофизика, 1999, Т.42, С.75-88. Kozlova О. V., Grinin V.G., Rostopchina A.N. -"Non-Stationary Gas Accretion on UX Ori type stars"- Astron. Astrophys. Transaction, 1998, V.15, P. 153. Grinin V.P., Kozlova O.V., The P.S., Rostopchina A.N - "The (3 Pictoris phenomenon among young stars. III. The Herbig Ae stars WW Vulpeculae, RR Tauris and BF Ononis" - Astron. Astrophys., 1996, V.309, P.474-480.
10. Kozlova O.V., Grinin V.P., Rostopchina A.N.-"Spectroscopic evidence of spo radic gas accretion onto the Herbig Ae stars with non-periodic Algol-type minima"- Astron. Astrophys. Transactions., 1995, V.8, P.249-259.
Во всех статьях, за исключением [3], наблюдения и их обработка выполнены автором. В статье [3] наблюдения и первичная обработка данных (учет рассеянного света, коррекция за плоское поле, привязка к длинам волн и т.д.) выполнены И.В.Ильиным. Приведение полученных данных к уровню непрерывного спектра и их анализ проводились автором. Работа [1] полностью выполнена автором, начиная с постановки задачи. В работах [2],[5],[9] и [10] автором выполнен подбор материала и его анализ. Автор принимал равноправное участие в обсуждении и интерпретации результатов наблюдений и написании статей. В работах [4] и [7], посвященных моделированию аккреционных дисков звезд типа UX Ori, автору принадлежит только обработка и подготовка к сравнению с результатами моделирования использованного наблюдательного материала.
Апробация работы. Результаты работ докладывались на научных семинарах лаборатории физики звезд и галактик Крымской астрофизической обсер-
16 ватории, Главной астрономической обсерватории РАН, а также на следующих конференциях:
Международный симпозиум "Природа и эволюционный статус Ае/Ве звезд Хербига" (Амстердам, 26-29 октября 1993г.),
III съезд Украинской астрономической ассоциации (Киев, 15-19 мая 1994г.),
Международный симпозиум "Диски и истечения вокруг молодых звезд" (Гейдельберг, 6-9 сентября 1994г.),
Всероссийская конференция "Наша Галактика" (Москва, 28-30 марта 1996г.),
Международное совещание "Магнитные звезды" (САО РАН, май 1996),
Международная школа "Физика космоса" (Екатеринбург, февраль 1998),
Международная конференция "Диски и формирование планет" (ІАС, Испания, 11-18 января 2000г.),
Митинг Европейского астрономического общества (Москва, 29 мая - 3 июня 2000г.),
Всероссийская астрономическая конференция (Москва, 3-10 июня 2004г.).
Определение параметров спектральных линий и оценка погрешностей полученных результатов
Отношение сигнала к шуму, которое определяется как: r(s) = —, где s - полученный сигнал, а о - ошибка определения. Считая, что распределение фотонов имеет нормальный вид, отношение сигнала к шуму будет определяться шк-Js . Эта величина в значительной степени определяет точность определения эквивалентной ширины, интенсивности, лучевой скорости и др. Спектральное разрешение, определяемое как полуширина инструментального профиля FWHM. Для этого были использованы линии спектра сравнения. Ошибка проведения уровня непрерывного спектра. Ее величина может сильно меняться от спектра к спектру и зависит от отношения сигнала к шуму и от спектрального диапазона, в котором был получен спектр (см. раздел 4.4). Поэтому даже при достаточно высоких отношениях S/N ошибка определения уровня непрерывного спектра может оказаться довольно значительной.
Линии поглощения, принадлежащие земной атмосфере (в основном, линии молекулы воды Н20). Наиболее сильно они проявляют себя в области линий резонансного дублета натрия, запрещенной линии кислорода [01] 6300 А и линии На. Учет этих линий производился с помощью звезд сравнения, имеющих спектральный класс А и значение vsini, превышающее 150 км/с (Р Eri, 5 Моп и 0 Gem). Благодаря этим условиям их спектры не имеют сильных линий поглощения в указанных областях длин волн, за исключением абсорбционной линии На, что позволяет легко выделить спектр ночного неба и использовать в дальнейшем при обработке наблюдений программных звезд. Для уменьшения ошибок при определении параметров спектральных линий нормировка полученных спектров в области эмиссионной линии На проводилась с помощью синтетического фотосфери ого профиля (расчет синтетических спектров описан в главе 4). Этот же профиль использовался для вычитания фо-тосферного абсорбционного профиля линии при определении эквивалентной ширины эмиссии. Это позволило уменьшить ошибку при определении EW для большей части профилей до 0.5-1.0 А (исключение составляют спектры низкого качества, где ошибка может достигать двух и более А).
В главе 3 при анализе поведения параметров эмиссионной линии На у двух звезд типа UX Огі определялись значения лучевых скоростей эмиссионных компонент Vbiue и VTed. Точность определения этих величин сильно зависит от характера профиля в этом участке спектра, что обуславливает значительный субъективизм при их оценке. Чтобы этого избежать, на уровне 0.1 ниже максимального значения интенсивности эмиссионных компонент проводилось определение лучевой скорости бисектора, значения которых и были приняты за величины Vbiue и Vred- С этой же целью все профили были профильтрованы. Это позволило в большинстве случаев уменьшить верхний предел ошибки до 5-Ю км/с. Точность определения лучевой скорости центральной абсорбции также мало отличается от этих значений.
При определении синей и красной границ абсорбционных компонент линий резонансного дублета натрия (см. раздел 3,1.2) значения определялись на 0.02 ниже уровня континуума. Это позволило избежать субъективизма в оценке этих параметров и ограничить верхний предел ошибки до 5-10 км/с.
Кроме результатов собственных наблюдений, автором диссертации был также использован материал, полученный на 2.6 м Nordic Optical Telescope (NOT), оснащенном эшелле-спектрографом SOFIN и двумя ПЗС камерами размером 1152x770 пиксел и 1152x298 пиксел соответственно. Все спектры получены с помощью 3-й оптической камеры с фокусным расстоянием 350 мм и спектральным разрешением R=25000. Результирующий спектр покрывает область от 3800 до 9000 А. Ширина одного порядка, в зависимости от спектрального диапазона, меняется от 80 А в коротковолновом участке спектра до 180 А в ближнем ИК. Спектральный материал был получен П.П. Петровым в 1995 г. и И.В. Ильиным в 1996 г.
Отношение S/N в области линий дублета кремния Si II 6347, 6371 А для разных спектров составило от 100 до 200, в зависимости от длины экспозиции, размера изображения и состояния блеска исследуемой звезды. По спектральному разрешению и отношению S/N материал, полученный на NOT, превосходит спектры, полученные в КрАО.
Первичная обработка полученных изображений (коррекция за плоское поле, учет космических частиц, привязка по длинам воли и т.д.) производилась И.В. Ильиным. Дальнейшая обработка полученных в результате одномерных спектральных порядков (нормировка и коррекция за линии поглощения земной атмосферы) были выполнены автором диссертации.
В диссертации была использована серия профилей линии кислорода 01 7774 А, полученная Г.А.Чунтоновым в течение 5 часов 40 минут 19 декабря 1999 г. в Специальной астрофизической обсерватории на 6 м телескопе (БТА). Экспозиция каждого спектра составляла 10 минут. Всего было получено 26 спектров с отношением S/N около 100. Суммарный профиль, полученный усреднением всех 26-ти спектров, имеет отношение S/N 300. Всего в диссертации представлено и проанализировано 410 спектров высокого разрешения (из них 29 эшелле-спектров) и 52 спектра низкого разрешения для 7 объектов программы. Из них 380 спектров было получено самим автором диссертации. В следующих главах обсуждаются результаты исследований Ае/Ве звезд Хербига.
Результаты исследования звезд типа UX On с низким спектральным разрешением
VX Cas - фотометрически активная Ае звезда Хербига, относится к группе звезд типа UX Огі. В общем каталоге переменных звезд [19] классифицирована как быстрая неправильная переменная. Первое фотометрическое исследование этой звезды было сделано Балановским в 1918 году [70]. Он описал звезду как переменную с амплитудой около 1га.5 и ярким состоянием около 10т.5. Из-за слабого блеска (в полосе V в ярком состоянии блеск звезды не превышает 11т) звезда подробно исследована только фотометрически (Зайцева [71-72], Коло-тилов и др. [48], Пугач [73]). Наиболее подробно звезду исследовали Кардо-полов и др. [74-77]. Минимумы блеска VX Cas имеют, как правило, небольшую продолжительность. При этом блеск звезды меняется в пределах от 10т.5 до 13ш.З в фотографических величинах (Хербиг и Белл [37]), а в моменты минимумов наблюдается поворот цветовых треков U-B (Пугач [73]).
Спектральный класс переменной определен как АО III (Ковальчук и Пугач [78]), АО-АЗ V (Колотилов [50]). Звезда показывает умеренную переменную двухкомпонентную эмиссию в На. Большой ряд спектральных наблюдений в этой области, одновременно с фотометрией, был сделан Колотиловым [50], По его данным больше всего профилей эмиссии в На показывают соотношение эмиссионных компонент V/R больше единицы, что указывает на радиальную составляющую скорости, направленную к звезде. При этом нет никакой зависимости вида профиля от блеска. Положение центральной абсорбции у большинства профилей близко к нулю или не превышает +50 км/с. Однако в отдельные даты эта величина может достигать и +200 км/с, а также показывать отрицательные значения.
По данным каталога лучевых скоростей Абта [69] значения лучевой скорости звезды меняются от -41 до +36 км/с. Как и в случае с упоминавшимися выше звездами такой большой диапазон переменности не может быть обусловлен реальной переменностью лучевой скорости и, скорее всего, связан с использованием для определения величины Vr бальмеровских линий водорода, например линии Нр (эмиссионный вклад от оболочки в эту линию часто не заметен).
HD 179218 (MWC 614) - изолированная В9/А0е звезда Хербига, одна из наименее исследованных ярких звезд этого типа (се блеск в полосе V составляет 7Ш.2). Эмиссия в линиях На и Нр была впервые обнаружена в работе Хёрда [79], что послужило основанием отнести HD 179218 к группе Be звезд. В этой же работе дан краткий анализ спектрального поведения звезды и отмечена переменность интенсивности эмиссии в линии Нр. Эмиссия в На характеризуется как умеренная и широкая. Причем, отмечается интересный факт отсутствия эмиссии в линии На в обзоре Меррилла, сделанном по ярким звездам с целью выявления звезд с эмиссионными признаками в спектрах (см. [80-81]), из чего был сделан вывод о том, что эмиссия в линии На появилась только после 1925 года. Позднее звезда попала в каталог Be и Ае звезд Меррилла и Бурвелл 1943 года [82] (комментарии к ее спектру в работе отсутствуют), а также каталог лучевых скоростей Вильсона 1953 года [83].
Только обнаружение у этой звезды по данным IRAS значительного РІК избытка и эмиссионной силикатной полосы на 10 мкм заставило пересмотреть ее эволюционный статус, в результате чего звезда была внесена в каталог кандидатов в Ае/Ве звезды Хербига [84].
Это обусловило усиление интереса к HD 179218 и появление серии работ, в которых были выполнены как спектральные, так и фотометрические исследования звезды. Опубликованные спектральные данные относятся только к эмиссионной линии На. Так в работе Мирошниченко и др. [85] было отмечено, что меняется не только эквивалентная ширина и интенсивность эмиссионной линии, но и тип профиля в целом. Причем, эти изменения наблюдаются на шкале времени порядка нескольких лет. Эти данные представляют огромный интерес, так как вместе с данными Хёрда [79] позволяют заподозрить у HD 179218 существование многолетнего цикла активности, характеризующегося значительной переменностью эмиссионной линии На, вплоть до полного ее исчезновения.
Исследование пылевого околозвездного диска HD 179218 на основе спектрального распределения энергии было выполнено в работе Малфаита и др. [14]. Авторы промоделировали структуры пылевых оболочек 45 молодых горячих звезд из каталога Тэ [84] в приближении оптически тонкой пыли. 33 звезды из списка, в том числе и HD 179218 были проклассифицированы как настоящие Ае/Ве звезды Хербига. Было показано, что ИК избытки 27 из этих звезд, в том числе и HD 179218, можно объяснить только в предположении двух пылевых дисков, разделенных полостью. Первый из них, расположенный ближе к звезде, должен состоять из более горячей пыли, плотность которой падает с расстоянием от звезды быстрее, чем во внешнем диске. Авторы сделали вывод о связи полученных результатов с эволюционным статусом звезды, из чего следует, что HD 179218 достаточно молода и в ее околозвездном пылевом диске должны идти процессы планетообразования.
Исследования структур околозвездных пылевых дисков Ае/Ве звезд Хербига с помощью ИК интерферометра Миллан-Габетом и др. [86] в отношении HD 179218 показало, что объяснить ИК избыток звезды можно только в рамках двух моделей. Это модель сферически симметричной пылевой оболочки и модель тонких пылевых колец. При этом авторы не исключили возможности существования ИК компаньона, хотя его поиск и не дал положительного результата. Пирзкал и др. [56] также показали на основании ИК наблюдений, что звезда HD 179218 не имеет компаньона на расстоянии, превышающем 0".4. Таким образом, имеющиеся данные свидетельствуют о том, что звезда HD 179218 очень перспективна для спектральных исследований. На это указывает многолетняя переменность эмиссионной линии На, а также сложный характер структуры ее околозвездного пылевого диска, не исключающий существования вблизи звезды слабого компаньона.
Долговременная спектральная переменность в линии На
Подробное описание наблюдаемых особенностей звезды дано в главе 2 (см. раздел 2.1.2). Опубликованные спектральные наблюдения WW Vul немногочисленны и касаются в основном поведения бальмеровских линий водорода. Наиболее полное исследование переменности профилей этих линий в зависимости от состояния блеска звезды, включая глубокие минимумы, было проведено Колотиловым в [50]. Им было показано, что эмиссия в линии На у WW Vul всегда имеет 2-х компонентный профиль и сильно переменна. При этом изменение эмиссионного профиля обусловлено истечением вещества (а не аккрецией, как в случае других звезд этого типа).
Наблюдения, выполненные автором на спектрографе СПЭМ [97] (см. раздел 2.2.1), также показали, что хотя тип асимметрии эмиссионной линии На в некоторых случаях свидетельствует об аккреции околозвездного газа на звезду, большая часть профилей имеет либо почти симметричный профиль, характерный для кеплеровского вращения, либо тип асимметрии, указывающий на истечение вещества. Этот результат заметно выделяет WW Vul среди других звезд типа UX Огі, у которых в большинстве случаев наблюдается противоположная картина (см., например, [31, 50]).
Поскольку по данным статистического анализа [18] 2-х компонентная форма эмиссионного профиля линии На, наблюдаемая у звезд типа UX Огі, обусловлена ориентацией их CS дисков относительно наблюдателя, наиболее естественно предположить, что особенности поведения этой линии у WW Vul также связаны с наклоном ее CS оболочки, при котором луч зрения пересекает не только область аккреционного диска, но и прилегающие к нему области дискового ветра. В пользу такого вывода говорит и тот факт, что по данным [50] у звезды в моменты глубоких минимумов никогда не наблюдалась полная трансформация 2-х компонентного эмиссионного профиля в однокомпонентный. Это означает, что внутренние области газовой оболочки WW Vul даже при сильных ослаблениях блеска не экранируются полностью от наблюдателя (см. [98]).
Дополнительным аргументом в пользу промежуточной ориентации WW Vul можно считать также тот факт, что большую часть времени эта звезда находится в ярком состоянии блеска. Глубокие минимумы у нее наблюдаются реже по сравнению с другими звездами этого типа, что хорошо видно из гистограмм активности звезд типа UX Огі [17].
Ниже представлены результаты наблюдений WW Vul, полученные автором в области эмиссионной линии На и линий резонансного дублета натрия Na I D. Наблюдения с различными перерывами велись в Крымской астрофизической обсерватории на 2,6 м телескопе с 1993 г. по 2003 г. Одновременно с ними на 1.25 м телескопе КрАО АЗТ-11 проводились фотометрические наблюдения WW Vul. Они позволили провести сопоставление фотометрической и спектральной переменности звезды на шкале времени порядка 10 лет.
Все спектры WW Vul в области линии На представлены на рис. 3.1.1, где они наложены друг на друга (шкала лучевых скоростей приведена в систему координат звезды, где за лучевую скорость WW Vul принята лучевая скорость межзвездной линии резонансного дублета натрия [99]). Блеск звезды в полосе V в это время колебался от 10т.38 до 11т.09 (включение спектров, полученных на NOT, позволяет продлить этот интервал до 11ш.2). Как видно из рисунка, все спектры имеют двухкомпонентный эмиссионный профиль с центральной абсорбцией, глубина и лучевая скорость которой меняются от ночи к ночи. Такой тип профиля наблюдается у всех исследованных звезд типа UX Огі и обусловлен ориентацией их CS газовых дисков относительно наблюдателя (см. [18], [28], [31], [40], [50], [97], [100]).
Отношение интенсивностей синего (V) и красного (R) компонент также меняется от ночи к ночи и часто мало отличается от единицы. Тип асимметрии V/R 1, характерный для истечения вещества, встречается примерно в 80% полученных спектров. Граница синего эмиссионного крыла практически не меняется и составляет около -400-=--450 км/с. В то же время граница красного крыла и профиль линии в этом участке спектра демонстрируют значительную переменность. Подобный эффект наблюдался и у других звезд типа UX Ori [100, 101]. Он объясняется эффектом экранирования от наблюдателя ближайших к звезде областей аккреционного диска, в которых вещество кроме тангенциальной скорости имеет также радиальную компоненту, направленную к звезде.
Для анализа переменности параметров эмиссионного профиля были выбраны следующие величины: интенсивность синего (Іьіие) и красного (Ired) эмиссионных компонент, их лучевые скорости (Vbiue и Vred), лучевая скорость центральной абсорбции (VabS), ее глубина (1аъз) и полуширина (Wabs), а также эквивалентная ширина эмиссии (EW) и поток в линии (F). Точность определения этих величин рассмотрена в главе 1 (см. раздел 1.5).
Следует отметить, что поток в линии F рассчитывался исходя из блеска в полосе R. Эта же полоса использовалась при построении зависимости перечисленных выше параметров эмиссии от фотометрической переменности звезды (см. рис. 3.1.2 ирис. 3.1.3).
Обзор эшельных спектров UX Оп и сравнение с результатами расчетов синтетических спектров
Наблюдаемые в спектре CQ Таи ЛИНИИ резонансного дублета натрия показаны на рис. 3.2.3. Они представляют собой бленду, состоящую из трех компонент: расширенной вращением фотосферной линии, узкой межзвездной абсорбции и смещенного в красную сторону переменного околозвездного компонента. Из анализа этого рисунка можно сделать следующие выводы.
С синей стороны от линий дублета почти всегда присутствует переменный эмиссионный компонент, связанный с CS газовой оболочкой. Во время минимумов блеска этот компонент значительно усиливается (см. например спектры, полученные 12 сентября 1995, 18 января 1996 и 18 февраля 1996).
С красной стороны от межзвездной линии поглощения в спектре CQ Таи наблюдается СИЛЬНЫЙ абсорбционный компонент. В отличие от более горячих звезд типа UX Огі, в спектрах которых аналогичные компоненты выражены довольно слабо, а их переменность свидетельствует скорее о спорадическом падении газа на звезду, чем о непрерывном процессе [31,100,106], характер переменности этой линии в спектре CQ Таи указывает на постоянно идущий во внутренних областях ее CS диска аккреционный процесс, скорость которого, как будет показано ниже, коррелирует с блеском звезды.
С синей стороны от межзвездной линии поглощения могут наблюдаться слабые абсорбционные компоненты CS происхождения (см., например, спектры, наблюдавшиеся 1 ноября 1997 и 8 октября 1997). На некоторых спектрах они так слабы, что их реальность можно подтвердить только по их дублированию на второй линии дублета. Хотя смещенные в синюю сторону абсорбционные компоненты наблюдаются и у других звезд типа UX Огі, их происхождение в спектре CQ Таи не совсем ясно.
Чтобы выяснить, как связан характер переменности профиля линий резонансного дублета с изменением блеска, были построены зависимости от величины ту некоторых параметров профиля. Они показаны на рис. 3.2.4. Среди них лучевая скорость низкоскоростных абсорбционных и эмиссионных компонент, смещенных в синюю сторону Уя(Ыие) (эмиссионные компоненты обозначены пустыми квадратами, а абсорбционные компоненты - черными кружками), лучевая скорость абсорбционных компонент, смещенных в красную сторону VR(abs), а также интенсивность профиля I на выбранных фиксированных значениях лучевой скорости с синей и красной стороны от межзвездного абсорбционного компонента v= -50, -30, -10, +10, +40 и +70 км/с.
Анализ полученных зависимостей показывает, что поведение CS линий резонансного дублета натрия в зависимости от блеска звезды во многом аналогично поведению эмиссионной линии На. Так характер переменности уровня интенсивности профиля вблизи лучевой скорости звезды (I(v=-10) и I(v=+10)) демонстрирует уменьшение глубины профиля при значительных ослаблениях блеска. Этот факт связан с появлением дополнительной эмиссии, формирующейся в CS газовом диске, и имеет ту же природу, что и увеличение интенсивности эмиссионной линии Ни в минимумах блеска.
Интересно ведет себя лучевая скорость смещенного в красную сторону абсорбционного компонента VR(abs). Как видно из рисунка, эта величина коррелирует с блеском звезды, так что в ярком состоянии, когда внутренние области CS диска открыты для наблюдателя, лучевая скорость смещенного в красную сторону абсорбционного компонента максимальна. Такой результат естественно объясняется увеличением скорости аккреции газа во внутренней области CS диска вблизи поверхности звезды.
В то же время зависимость VR(blue) от блеска показывает, что слабые абсорбционные компоненты, смещенные в синюю сторону могут иметь различную природу. Так низкоскоростные абсорбционные компоненты (Vr -10 км/с) не наблюдаются в ярком состоянии блеска. В то же время абсорбция, наблюдавшаяся 1 ноября 1997, когда блеск звезды был достаточно яркий, имела ту же лучевую скорость, что и наблюдавшийся во многих спектрах слабый CS переменный эмиссионный компонент (Vr около -30 км/с). Этот результат означает,
Характер переменности профиля линии резонансного дублета натрия D2 в спектре CQ Таи в зависимости от блеска звезды (пустыми квадратами отмечены данные, полученные на NOT). Пунктиром обозначена глубина фотосфер-ной линии, соответствующая данной лучевой скорости. Зависимость VR(bIue) от блеска показывает значения лучевых скорости эмиссионных (пустые квадраты) и абсорбционных (черные кружки) деталей с синей стороны профиля. что CS газ, в котором формируется эмиссия, может время от времени пересекать луч зрения, и тогда на месте эмиссии наблюдатель увидит слабую линию поглощения. Можно предположить, что эти компоненты формируются в звездном ветре CQ Таи. В то время как слабые абсорбционные детали, наблюдаемые на лучевой скорости, близкой к -10 км/с, должны иметь другую природу.
Интересно, что как и в случае WW Vul (см. раздел 3.1.3), наблюдаемые в некоторые даты у CQ Таи (например, 14 октября 1995) смещенные в красную сторону абсорбционные компоненты дублета натрия насыщены. Поскольку силы осцилляторов для переходов этих линий отличаются в 1.5 раза, факт равенства их остаточных интенсивностеи означает, что движущаяся по направлению к звезде газовая струя, в которой образуются абсорбционные компоненты, непрозрачна в линиях натрия и в проекции на диск звезды закрывает только часть диска. Подобная особенность наблюдается также в спектрах некоторых других звезд типа UX Оті, причем, не только в линиях дублета натрия [100], но и в некоторых линиях железа в УФ области спектра [106].
