Фотометрические и спектральные исследования горячих звезд с газопылевыми оболочками

• Автор: Мирошниченко, Анатолий Сергеевич
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 2008
• Место защиты: Нижний Архыз
• Количество страниц: 250 с. : ил.

Оглавление
1 Введение

1.1 Общая характеристика работы и ее актуальность

1.2 Цели работы

1.3 Основные результаты и их достоверность

1.4 Положения, выносимые на защиту

1.5 Научная новизна и практическая ценность работы

1.6 Структура диссертации

1.7 Апробация работы

1.8 Личный вклад автора

2 Наблюдательный материал: получение, обработка, и методы анализа
2.1 Фотометрические наблюдения
2.2 Спектральные наблюдения
2.2.1 Аппаратура и обработка спектров
2.2.2 Анализ спектральных данных
2.3 Моделирование Бальмеровских линий и континуума околозвездного газа
2.4 Моделирование пылевых оболочек
2.5 Методика позиционной кросс-корреляции каталогов
2.6 Основные результаты Главы
3 Ае/Ве звезды Хербига и структура их околозвездной пыли
3.1 Эволюция околозвездной пыли вблизи молодых звезд промежуточной
массы
3.2 Моделирование пылевых оболочек Ае/Ве звезд
3.2.1 Сферические модели
3.2.2 Двухкомпонентные модели
3.3 Исследования отдельных Ае/Ве звезд
3.3.1 Новые Ае/Ве звезды, найденные путем кросс-корреляции каталогов
3.3.2 Молодая звезда IP Per
3.3.3 Переходный объект HD 203024
3.3.4 Объект HD 35929
3.4 Основные результаты Главы

4 Звезды с В[е] феноменом
4.1 Начальные исследования В[е] феномена
4.2 Классификация объектов с В[е] феноменом, основанная на времени образования пыли
4.3 Объекты типа FS СМа
4.3.1 Природа и эволюционный статус объектов типа FS СМа
4.3.2 Примеры исследования отдельных объектов типа FS СМа
4.3.3 Поиск новых членов группы объектов типа FSCMa
4.3.4 Результаты наблюдений новых объектов типа FS СМа
4.4 Новые объекты с избытками ИК излучения без В[е] феномена
4.5 Основные результаты Главы
5 Звезды высокой светимости с околозвездной пылью:
В[е] сверхгиганты и LBV
5.1 Общая характеристика В[е] сверхгигантов
5.1.1 В[е] сверхгиганты Магеллановых Облаков
5.1.2 MWC349A
5.1.3 MWC300
5.1.4 I-IDE 327083
5.1.5 AS
5.1.6 Другие представители подгруппы sgB[e]
5.2 Объекты типа LBV
5.2.1 MWC314
5.2.2 AS
5.2.3 MWC930
5.3 Основные результаты Главы
6 Классические Ве звезды
6.1 Общая характеристика Ве звезд
6.2 Статистические исследования и открытие новых членов группы
6.2.1 Ве звезды в обзоре IRAS
6.2.2 Новый каталог ярких Ве звезд
6.3 Исследования отдельных объектов
6.3.1 тг Aquarii
6.3.2 7 Cassiopeae
6.3.3 ô Scorpii
6.4 Основные результаты Главы
Заключение
Литература

Глава
Введение
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 око-лозвездной 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 (БессЫ 1867), механизмы образования и эволюции их ОЗМ

Глава 2. Методика обработки и анализа

профилей линий первых двух-трех членов Бальмеровской серии. Кроме того, при интерпретации сильных линий появлялась необходимость учитывать излучение оболочки в оптическом континууме. Это побудило автора модифицировать программу следующим образом.
Наблюдения показывают, что у классических Ве звезд даже с не очень сильными эмиссионными линиями, вклад излучения околозвездного газа в оптическом диапазоне заметно увеличивает блеск звезды (до ~0.7 зв. вел., см. Главу 6). Такого же эффекта можно ожидать и от медленных ветров LBV, в которых плотность вещества медленно падает при удалении от звезды (см. Главу 5). В этом случае, нормировка рассчитанных потоков излучения оболочки к фотосферному потоку звезды в континууме будет завышать как интенсивность эмиссионной компоненты линии, так и глубину Р Cyg абсорбции. Для учета этого эффекта в программу было добавлено решение уравнения переноса излучения для набора частот континуума в оптическом и ИК диапазоне. Нормировка же профиля линии производилась к суммарному потоку в континууме от звезды и оболочки на частотах, близких к частотам рассматриваемых линий. Это дало возможность правильно рассчитывать профили линий водорода в ИК диапазоне, где излучение оболочки в континууме (в основном, за счет свободно-свободных переходов) доминирует над излучением звезды.
Введение расчета излучения околозвездного газа в континууме позволило моделировать избытки ИК излучения. Таким образом, появилась возможность одновременно моделировать профили линий водорода и РЭС классических Ве звезд, оболочки которых содержат только газ, и большинства LBV, в оболочках которых присутствует лишь излучающая в далеком ИК диапазоне холодная пыль. Для сравнения расчетных РЭС с фотометрическими наблюдениями в программу была введена процедура свертки континуума с кривыми реакции стандартной фотометрической системы Johnson-Cousins из работ Bessell & Brett(1988) и Bessell (1990). Расчеты РЭС в континууме были проведены для классических Ве звезд и LBV. Результаты использованы при публикации 3-х работ (см. Главы 5 и 6).
2.4 Моделирование пылевых оболочек
Все горячие звезды с пылевыми оболочками имеют также и газовую составляющую ОЗМ. Пыль может существовать лишь на больших рассто-