Природа фотометрической активности пекулярных молодых объектов

• Автор: Барсунова, Ольга Юрьевна
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2008
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 82 с. : ил.

Содержание
Введение
Методика наблюдений и обработки данных
Приборы и системы фильтров
Методика наблюдений
Методы обработки фотометрических наблюдений
Первичная обработка
Апертурная фотометрия
Перевод в стандартную фотометрическую систему
Точность наблюдений
Обработка спектров
Фотометрическая активность звезды тина Т Тельца V1184 Таи
Основные сведения
Результаты фотометрического мониторинга VI184 Таи
Обсуждение
Выводы
Фотометрия необычной затменной системы V718 Per
Основные сведения
Результаты ПЗС фотометрии V718 Per
Спектральная переменность V718 Per
Обсуждение
Выводы
Заключение
Литература
Приложение А. Журнал наблюдений
Приложение Б. Карты окрестностей и звезды сравнения
Приложение В. Результаты ПЗС фотометрии V1184 Tau и V718 Per
Список сокращений
ГП —Главная Последовательность звезд ПЗС - приборы с зарядовой связью Фуор - звезда типа FU Ori
СВ-диск - газопылевой диск, окружающий молодую двойную систему (circumbinary)
CTTS - классические звезды типа Т Тельца (classical Т Tauri stars)
DIBs - межзвездные диффузные полосы (diffuse interstellar bands)
PMS - звезды до Главной Последовательности (pre-main-sequence) Post-TTS - молодые звезды, недавно завершившие стадию Т Тельца PSF - функция рассеяния точки (point spread function)
SED - спектральное распределение энергии (spectral energy distribution) TTS - звезды типа T Тельца (Т Tauri stars)
W ITS - звезды типа Т Тельца со слабой эмиссией (weak line Т Tauri stars)

Введепие
Бурная фотометрическая активность является одним из наблюдательных проявлений молодости звезд. Еще до того, как молодые звезды/системы были выделены в отдельные классы (звезды Т Тельца и Ае/Ве Хербига) (Joy 1945, Herbig I960), многие из них были известны как неправильные переменные (Hoffmeister 1949). В 1994 г. Хербст и др. (Herbst et al. 1994) классифицировали известные на тот момент механизмы переменности блеска молодых звезд. Согласно их классификации к типу I относится простейший вид переменности блеска, вызванный вращением холодных пятен на поверхности звезды. Характерные периоды составляют примерно от двух суток до двух недель, а амплитуда переменности обычно не превышает нескольких десятых звездной величины в полосе V. Этот тип переменности в основном встречается у звезд типа WTTS. Тип П переменности наблюдается только у CTTS и характеризуется нерегулярными или квазипериодическими изменениями блеска с амплитудой до lm - 2т, обусловленными горячими аккреционными пятнами по поверхности звезд. Переменность III типа связанна с изменениями околозвездной экстинкции на луче зрения, или, другими словами, с затмениями звезд непрозрачными газопылевыми облаками - фрагментами околозвездных газопылевых дисков. Этот тип переменности характеризуется большими амплитудами изменений блеска, достигающими в отдельных случаях 4Ш (Rostopchina et al. 1997) и наблюдается в основном у молодых звезд промежуточных масс (Ае Хербига и некоторые CTTS). Типичным представителем таких звезд является звезда UXOri.
Существует еще один тип фотометрической активности, который обнаружен сравнительно недавно и поэтому не описан в цитированной выше статье Хербста и др. (Herbst et al. 1994). Это - переменность блеска, вызванная пульсациями молодых звезд. Амплитуда таких колебаний невелика и составляет в среднем несколько десятых звездной величины

lg A, (erg sm'2 s'1)
lg A. (цт)
Рисунок 2.5 SED VI184 Tau в ярком состоянии, исправленное за межзвездное поглощение (Av = 2.4“). Пунктирной линией приведен SED стандартной звезды G5 Ш. График взят из работы Alves et al. 1997.