Эффекты вращения в молодых звездах типа T Тельца и Ae Хербига

• Автор: Артеменко, Светлана Александровна
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2014
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 157 с. : ил.

Оглавление
Введение
Глава 1. Вращение классических звезд типа Т Тельца
1.1. Наблюдательный материал и методы определения периодов вращения СТТЭ
1.2. Обсуждение результатов
1.3. Выводы к первой главе
Глава 2. Кеплеровские периоды вращения в звездах типа Т Тельца и Ае Хербига
2.1. Данные наблюдений и методика анализа
2.2. Цифровой спектральный анализ
2.3. Автокорреляционные функции
2.4. Связь между характерным временем и светимостью
2.5. Поиск стабильных кеплеровских периодов
2.6. Обсуждения и выводы ко второй главе
Глава 3. Вращательная модуляция лучевой скорости СТТв . .
3.1. Наблюдения
3.2. Анализ данных и результаты
3.3. Обсуждения
3.4. Выводы к третьей главе
Глава 4. Исследование вращения звезд в рассеянном звездном
скоплении Ь Персея с возрастом 13 млн. лет
4.1. Наблюдения и методика получения кривых блеска возможных
членов скопления
4.2. Анализ измерений периодов

4.3. Обсуждение
4.4. Выводы к четвертой главе
Заключение
Список литературы
Приложение А. Фазовые кривые периодических звезд скопления Ь Персея

Введение
Исследования молодых звезд солнечной массы важны тем, что позволяют увидеть раннюю историю нашего Солнца, узнать каким оно было в той стадии эволюции, когда зарождалась Солнечная система и происходило образование планет.
Процесс образования звезд в Галактике происходит и в наше время. Гигантские молекулярные облака являются одной из составляющих межзвездной среды в спиральных рукавах Галактики, их масса достигает 104 — 10б М©, а время существования - около миллиона лет. Звезды образуются в результате гравитационного коллапса плотных холодных ядер молекулярных облаков. Характерный размер этих ядер - около двух парсек, температура ~ 10 К и плотность ~ 100 атомов водорода в см3 [1]. Начальный процесс коллапса занимает очень короткое время, порядка тысячи лет. В силу того, что облако имеет ненулевой момент вращения, при сжатии образуется центральный объект, окруженный диском, на который продолжается аккреция вещества протозвездного облака. Такой объект еще не виден в оптическом диапазоне спектра из-за непрозрачности окружающей его оболочки и может быть обнаружен только по излучению в радио и инфракрасном диапазонах. Молодая звезда солнечной массы впервые становится видимой для наблюдателя лишь спустя сотни тысяч лет, когда окружающая ее оболочка рассеется.
Возраст молодых звезд отсчитывается от момента гравитационного коллапса. Время эволюции звезды до главной последовательности (ГП), когда начинаются реакции ’’горения” водорода, измеряется миллионами лет и зависит от массы звезды: более массивные звезды эволюционируют быстрее. Звезды образуются не по одиночке, а большими группами, скоплениями. Если в таком скоплении есть массивные горячие звезды, их излучение ’’испаряет” окружающую среду облака и все скопление молодых звезд становится видимым. Наиболее известный пример - скопление молодых звезд в туманности Ориона. Но

пого материала мы использовали Майданакский каталог фотометрических наблюдений СТТЭ и НАеЭ, полученный в ходе программы ШЭТ011 [28]. Ряды наблюдений длиной в 10 — 20 лет еще не достаточно продолжительны для поиска периодов, измеряемых годами, но представляют собой богатый материал для изучения переменности в интервале от 20 до 200 дней, что примерно соответствует кеплеровским периодам вблизи внутренней границы аккреционного диска.
Целью данной части работы является поиск таких периодических составляющих в изменениях блеска СТТБ и НАеБ.
2.1. Данные наблюдений и методика анализа
Описание данных наблюдений, полученных на Майданакской обсерватории, приведено в Главе 1. Данные наблюдений для звезд Ае Хербига до 1999 г. опубликованы в работе [78], более поздние наблюдения еще не опубликованы и находятся в архиве К.Н. Гранкина.
Из большого количества звезд в каталоге Гранкина мы отобрали только такие звезды, фотометрические ряды которых состоят из серий не менее 5 сезонов наблюдений (максимум до 23) с продолжительностью сезона от 3 до б месяцев. Обычно каждый объект наблюдался один раз каждую ясную ночь в течение сезона. Типичные кривые блеска звезд типа Ае Хербига и Т Тельца приведены на рис. 2.1.
Анализу были подвергнуты 11 звезд Ае Хербига, имеющих признаки звезд типа их Ориона, и 28 классических звезд типа Т Тельца. В кривых блеска этих звезд присутствуют как быстрые вариации от ночи к ночи, так и медленные изменения от сезона к сезону. Нас интересуют возможные периоды на шкале времени от 20 до 200 дней, поэтому любые другие более продолжительные периодические или циклические изменения блеска (Р > 300 сут) мы рассматривали как низкочастотный тренд или шум. Чтобы удалить низкочастотную