Фотополяриметрическое исследование избранных молодых звёзд промежуточных масс

• Автор: Ростопчина, Алла Николаевна
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2000
• Место защиты: Крым, Научный
• Количество страниц: 132 с. : ил.

ОГЛАВЛЕНИЕ.

Введение
Глава 1. Основные характеристики программных звезд
1.1 Общие сведения
1.2 Фотополяриметрические и спектральные особенности
1J Постановка задачи. Методика наблюдений и обработки полученных данных
1.4 Положение на диаграмме Герцшпрунга-Рессела
1.5 Наблюдения межзвездной поляризации
Выводы
Глава 2. Фотополяриметрическая активность избранных Ае/Ве звезд
Хербига
2.1 RR Таи
2.2 W Ser
2.3 SV Сер
2.4 VX Cas
Выводы
Глава 3. Фотополяриметрическая активность избранных звезд типа
Т Тельца
3.1 ВМ And
3.2 СО Ori
Выводы
Заключение
Литература
ВВЕДЕНИЕ.
Вопросы формирования и эволюции звезд были и остаются ключевыми вопросами современной астрофизики. Изучение молодых звезд началось с открытия и исследования маломассивных звезд типа Т Тельца (Джой, 1945). Долгое время полагали что более массивные звезды, чья эволюция протекает значительно быстрее, не могут наблюдаться на стадии до главной последовательности, пока Хербиг (1960) не высказал предположение о том, что высокая скорость эволюции звезд, более массивных по сравнению со звездами Т Тельца, должна компенсироваться их большей светимостью. Относительно короткое время эволюции этих звезд по направлению к главной последовательности делает их легко обнаружимыми, так как они должны располагаться недалеко от мест своего рождения, а значит, должны освещать отражательные туманности. Эти объекты получили название Ае/Ве звезд Хербига. В настоящее время известны не только классические, но и изолированные, не связанные с отражательными туманностями, звезд Ае/Ве Хербига. Интерес к этим звездам, как и к звездам типа Т Тельца, остается неизменным на протяжении последних десятилетий: всестороннее их изучение позволяет глубже понять процессы, протекающие на начальных стадиях эволюции звезд и их ближайшего окружения, заглянуть в прошлое нашей собственной Солнечной системы.
Важным методом исследования молодых звезд являются высокоточные фотометрические наблюдения, показавшие, что одним из основных свойств многих молодых звезд является непериодическая переменность их блеска. Амплитуды фотометрической переменности молодых звезд составляют от нескольких десятых звездной величины до 4-5 звездных величин. Звезды с большими амплитудами переменности выделяются при этом в отдельный подкласс - звезды типа UX Ori. В этот подкласс входят как Ае/Ве звезды Хербига, так и фотометрически активные Т Tauri-звезды, в основном спек-
тральных классов в - ранние К. Применение в последние полтора десятилетия в дополнение к фотометрическим методам исследования поляризационных наблюдений позволило увеличить объем и качество наших знаний о молодых звездах. Переменность параметров поляризации излучения звезд, ее волновой зависимости дают дополнительные сведения о наличии оболочки вокруг звезды, об её геометрии, рассеивающих свойствах, присутствии магнитного поля и многом другом (см. Долгинов и др., 1979). Так, поляриметрические исследования молодых звезд показали переменность наблюдаемой поляризации (Варданян, 1964; Домбровский и др. 1973; Копацкая и Шулов, 1978; Бастиен, 1981), что свидетельствует о существовании собственной поляризации, зависимость поляризации от блеска звезды (Вощинников и др. 1988; Кардополов и др. 1991), а также от инфракрасного избытка (Брегер 1976; Бастиен 1982), что говорит о связи собственной поляризации с около-звездной пылевой оболочкой. Последнее подтверждается обнаружением у ряда молодых звезд круговой поляризации излучения (Вольстенкрофт, Симон 1975; Надьё, Бастиен 1986).
Особое внимание привлекают к себе звезды типа ИХ Оп. Эти звезды характеризуются быстрыми неправильными изменениями блеска (большинство из них отнесены в «Общем каталоге переменных звезд» (Холопов, 1985) к типу “быстрые неправильные переменные”)- Одной из основных особенностей этих звезд является поворот цветовых треков в минимумах блеска, обусловленный появлением в минимумах дополнительного голубого излучения (Гётц и Венцель, 1968; Зайцева, 1973). Венцель (1969) предположил что переменность звезд этого типа обусловлена затмениями звезды околозвездными непрозрачными пылевыми облаками (переменной околозвездной экстинкци-ей). Однако эта модель не объясняла появления в минимумах дополнительного голубого излучения, а также отсутствие наблюдений минимумов блеска в 5 и более звездных величин (Хербст, 1986). Гринину (1986) удалось разрешить

даемых у фотометрически спокойных Ае/Ве звезд Хербига, - это профили, образованные в противоположно расширяющихся конусах.
Таким образом, статистика Н„-профилей также показывает, что отличия между звездами типа UX Ori и остальными Ае/Ве звездами Хербига заключаются, в основном, в видимости этих звезд с ребра или под небольшим углом к лучу зрения.