Исследование фотометрической и спектральной переменности избранных Ае/Ве звезд Хербига тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, кандидат физико-математических наук Ежкова, Ольга Викторовна

• Ежкова, Ольга Викторовна
• кандидат физико-математических наук
• 2000

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Ежкова, Ольга Викторовна

4

ГЛАВА I. Программа ROTOR. Цели, задачи и важнейшие результаты.

1.1 Основные цели и задачи программы.

1.2 Предпосылки и особенности методики исследований избранных объектов.

1.3 Важнейшие результаты программы ROTOR и вытекающие из их анализа задачи настоящей работы.

1.4 Кривые блеска некоторых НАеВе-звезд, и звезд типа Т Тельца, полученных в процессе выполнения программы ROTOR.

ГЛАВА II. Многолетняя цикличность Ае-звезды Хербига BF Ori.

Гигантские протокометы и аккреция из протопланетного диска.

2.1 Фотометрические наблюдёния'ВГ Ori.

2.1.1 Кривая блеска BF Ori.

2.1.2 Многолетние циклические изменения блеска молодых звезд и некоторые характеристики комет солнечной системы

2.1.3 Некоторые свойства GPC I BF Ori.

2.1.4 Формирование и некоторые свойства протопланетных дисков.

2.2 Спектральные исследования BF Ori и свойства ее оболочки.

2.2.1 Спектральный материал.

2.2.2 Линия На.

2.2.3 Линии оболочки BF Ori.

2.2.4 Другие линии в спектре BF Ori.

2.3 Поиск слабых признаков протокометы

GPC I BF Ori.

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Исследование фотометрической и спектральной переменности избранных Ае/Ве звезд Хербига»

В своей статье 1960 года, ставшей классической, Хербиг (I960) выделил ряд объектов имеющих спектральные классы более ранние, чем F, с эмиссионными линиями в спектре и массами порядка 1.5-6 М0, находящиеся в областях звездообразования. Одним из необходимых условий было то, что звезды должны освещать близкую рефлекторную туманность. В последствии, звезды имеющие такие характеристики, были названы Ае/Ве звездами Хербига (НАеВе).

По современным представлениям, Ае/Ве звезды Хербига: являются молодыми звездами возраст которых 105-106 лет; имеют массы порядка 1.5-6 М©; спектр более ранним чем F; окружены холодными газопылевыми дисками (оболочками) и более горячими газовыми оболочками, в которых образуется эмиссионный спектр; находятся в областях звездообразования.

Актуальность темы работы

Изучение физических характеристик Ае/Ве звезд Хербига весьма перспективно для решения проблемы происхождения и начальной стадии эволюции звезд больших и средних масс. Со времени открытия Дж. Хербигом молодых звезд с массами 2-6 МО, находящихся на начальной стадии эволюции (Хербиг 1960), которые являлись как бы продолжением в область ранних спектральных классов молодых звезд типа Т Тельца, исследования звезд Хербига принесли очень много ценной информации о происхождении звезд, структуре областей звездообразования, начальных стадиях звездной эволюции, включая стадию вскрытия звезды из родительского кокона, формирования протопланетного диска и аккреции.

К настоящему времени накоплен значительный объем наблюдательных данных в оптическом, рентгеновском, ультрафиолетовом, инфракрасном, субмиллиметровом и радио диапазонах спектра. Наиболее обширной из программ является комплексная наблюдательная программа ROTOR, в которой на протяжении последний 6 лет принимала участие и автор настоящей работы. Исследования в рамках этой программы позволили обнаружить ряд новых свойств Ае/Ве звезд Хербига, в том числе открыть около десятка затменных переменных среди Ае/Ве звезд Хербига и звезд Т Тельца, обнаружить вращательную модуляцию блеска ряда звезд, в том числе обусловленную оболочками с горячими и холодными пятнами, обнаружить гигантские протокометы, вызывающие крупномасштабные измерения блеска. Наиболее значимыми результатами программы явилось определение фундаментальных характеристик (масс, радиусов, светимостей, температур поверхностей), открытие и описание свойств оптически-толстых оболочек, что привело к важному заключению о серьезном несоответствии наблюдаемых физических свойств Ае/Ве звезд Хербига и звезд типа Т Тельца всем современным численным моделям начальной звездной эволюции. Таким образом, дальнейшие исследования Ае/Ве звезд Хербига, получение любых новых наблюдательных данных и интерпретация наблюдательного материала представляется особенно актуальной.

Проблема происхождения и ранней стадии эволюции звезд в молекулярных облаках по-прежнему далека от решения и исследования по этой проблеме являются одними из самых актуальных в астрофизике.

Цель работы

При анализе результатов программы ROTOR и других программ изучения Ае/Ве звезд Хербига, выявилось несколько ключевых проблем, которые не поддавались общепринятой интерпретации.

Первой из них является проблема интерпретации явления FU Ori, или "фуора". Несмотря на ряд исследований фуоров, выполненных в том числе в рамках программы ROTOR, явление фуора не получило кардинальной интерпретации. В связи с этим и возникла необходимость изучить родственные фуорам звезды Ае/Ве Хербига. Анализ и классификация обнаруженного автором нового типа переменности Ае/Ве звезд Хербига самой высокой светимости является второй целью работы. Третьей целью является дальнейшее исследование природы Ае/Ве звезд Хербига с крупномасштабной циклической алголеподоб-ной переменностью.

Задачи работы

Исходя из поставленных целей были сформулированы следующие задачи:

1. Исследование родственных фуорам звезд Ае/Ве Хербига.

Z СМа является именно таким объектом. На возможную родственную связь Z СМа с фуорами обратил внимание еще в 1984 г. М. Коэн: о ней говорят характерная кривая блеска, высокая болометрическая светимость, комбинированный B0eq-F2 спектр с сильной переменностью эмиссионных линий. Несмотря на большое число работ, посвященных Z СМа, мы поставили задачу получить дополнительные наблюдения и проанализировать полученный материал по Z СМа с целью построения полуэмпирической модели фуора.

2. В процессе решения первой задачи возникла необходимость более тщательного исследования области звездообразования (03)

СМа R1 с целью уточнения светимости Z СМа, сравнения характеристик с другими Ае/Ве звездами Хербига в этом регионе и поиска отличий экстремально молодого звездного населения в 03 СМа R1 в связи с отличием ее от других областей. Это отличие, как предполагалось, состояло в том, что звездообразование в СМа R1 было инициировано взрывом сверхновой около 6 миллионов лет тому назад.

3. Вторым интересным кандидатом в объекты, родственные фуорам, по нашим исследованиям, являлась одиночная Ае/Ве звезда Хербига BN Ori. К такому выводу подтолкнула необычная историческая кривая блеска BN Ori и достаточно высокая светимость звезды. Очень активная крупномасштабная неправильная переменность в начале века затем сменилась постоянством блеска (или, возможно, слабым падением блеска) во второй половине 20-го века.

4. Ае/Ве звезды Хербига самой высокой светимости HD 53367 и BD +65° 1637 показали уникальную переменность, не сходную ни с одним из подклассов переменности Ае/Ве звезд Хербига. Исследованию этих звезд, а также GU СМа посвящена четвертая задача исследований.

5. Наконец, одной из важнейшей задач данной работы является детальное исследование периодических или циклических крупномасштабных процессов у самого распространенного и изученного типа Ае/Ве звезд Хербига - переменных с алголеподобными ослаблениями блеска. В качества эталонной звезды для таких исследований была выбрана звезда BF Ori, для которой в нашем банке данных оказался один из самых длинных фотометрических массивов.

Детальное исследование именно таким образом подобранных Ае/Ве звезд Хербига и явилось основной целью настоящей работы.

Формирование как можно более полного банка данных фотометрических и спектральных исследований избранных объектов, анализ данных других авторов, в частности в других областях электромагнитного излучения, с целью построения полу эмпирической модели явлений, послужили одной из главных задач исследований.

Научная новизна

В процессе выполнения работы был получен ряд новых результатов:

1. В результате исследования родственных фуорам звезд Z СМа и BN Ori было установлено, что явления, близкие к явлению фуора, могут происходить у разных по характеру спектра, скорости вращения и степени оттока вещества звезд Ае/Ве Хербига высокой светимости.

Установлены характерные особенности нестационарных процессов в оболочках этих звезд, что существенно расширило базу данных для интерпретации явления фуора.

В частности, на основе максимально полного сбора фотометрической информации для BN Ori автору впервые удалось найти свидетельства в пользу родственности явлениям фуора вспышки звезды в середине века.

2. Открыт совершенно новый тип крупномасштабной переменности у Ае/Ве звезд Хербига самой высокой светимости HD 53367 и BD +65°1637.

Почти симметричные падения и подъемы блеска продолжительностью около 6-7 лет, амплитудой около 0m.3 V и сильным "поголубе-нием" цветов в минимуме блеска не встречаются больше ни у каких Ае/Ве звезд Хербига более низкой светимости и с трудом поддаются интерпретации. Очень вероятно, что эти явления, кроме всего, являются циклическими или периодическими. Практически весь наблюдательный материал с продолжительностью наблюдательного ряда около 20 лет был получен в процессе выполнения программы ROTOR.

3. При исследовании Ае/Ве звезды Хербига высокой светимости GU СМа была открыта периодическая переменность с периодом около 0.8 суток. Дополнительные исследования, позволили получить детальную "среднюю" кривую блеска GU СМа, которая интерпретируется как затменная с частным затмением и отсутствием ощутимого потока в оптическом диапазоне от спутника.

Анализ фундаментальных характеристик GU СМа, полученных как из фотометрических, так и из спектральных исследований с высоким разрешением, позволил установить, что эта звезда была отнесена к классу Ае/Ве звезд Хербигом (1960) ошибочно. Автор классифицировала ее как классическую Be звезду (возможно с переменностью типа 7Cas) с затменной двойственностью.

4. Впервые на основе анализа кривых блеска Ае/Ве звезд Хербига с алголеподобными ослаблениями блеска и крупномасштабной цикличностью BF Ori, UX Ori и других была сформулирована новая модификация гипотезы затмений центрального звездоподобного объекта веществом протокометы и ее фрагментов, при прохождении этих тел через периастр. На примере GPCI BFOri предварительно проанализирована гипотеза протокомет.

5. Уточнены важнейшие фундаментальные характеристики области звездообразования СМа R1. Оценены значения массы молекулярного облака и звезд, возраст и протяженность ОЗ.

6. Помимо этих новых результатов исследований, автором лично внесен достаточно заметный вклад в формирование фотометрического массива Ае/Ве звезд Хербига по программе ROTOR. Фотометрируя эти звезды на протяжении последних 6 лет, автор добавила к существующему массиву Майданакских наблюдений около 10%, и увеличила мировой банк данных примерно на 7%.

Основные результаты, выносимые на защиту

1. Результаты анализа фотометрического и спектрального поведения избранных молодых звезд.

2. Открытие нового типа крупномасштабной переменности у Ае/Ве звезд Хербига самой высокой светимости HD 53367 и BD +65°1637.

3. Результаты исследования родственных фуорам звезд Z СМа и BN Ori.

4 . Результаты исследования Ае/Ве звезды Хербига высокой светимости GU СМа.

5:. Анализ кривой блеска и крупномасштабной цикличности Ае/Ве звезды Хербига алголеподобными ослаблениями блеска BF Ori.

6. Уточненные фундаментальные характеристики области звездообразования СМа R1. Новые значения расстояния до 03, возраста и протяженности 03.

7. Результаты выполнения фотоэлектрических наблюдений в рамках программы ROTOR: около 10000 фотоэлектрических UBVR-наблюдений Ае/Ве звезд Хербига и родственных объектов.

Научно-практическая ценность

Результаты данного исследования могут быть использованы:

1. Для поиска циклических и периодических процессов на кривых блеска молодых звезд;

2. Для расчетов моделей звезд, находящихся на ранней стадии эволюции.

Наблюдательный материал в виде мониторинга позволяет привязать спектральные, фотометрические, ИК и заатмосферные наблюдения Ае/Ве звезд Хербига к крупномасштабной кривой блеска и на основе совместного анализа уточнять и корректировать модели этих звезд.

Версия банка данных по Ае/Ве звезд Хербига и родственным объектам на магнитном носителе, полученная по программе ROTOR с участием автора, является доступной для всех астрономов мирового сообщества, что дает возможность вести дальнейший всесторонний и комплексный анализ.

Структура диссертации

Во Введении сформулирована цель работы, ее актуальность и новизна. Кратко изложено содержание работы и приведены основные положения, выносимые на защиту.

В Главе I описана программа ROTOR (Reserch Of Trace Of Rotation). Цели, задачи и важнейшие результаты. Особенности методики исследований избранных объектов.

Главная цель программы состоит в том, чтобы на основе однородных долговременных кривых блеска найти периодические и циклические процессы в кривых блеска переменных звезд, которые до того считались неправильными переменными. На базе программ поиска периодов предполагается также обнаружить небольшое число затменных и спектрально двойных среди программных звезд, что даст возможность найти точные значения масс, радиусов и светимостей избранных объектов и тем самым кардинально изменить ситуацию с численным моделированием начальной стадии звездной эволюции.

Второй целью программы является построение полуэмпирической модели молодой звезды и ее окружения (оболочек, протопланетного диска, биполярных и молекулярных потоков от звезды и высокоскоростных потоков горячего газа и т.п.).

Третьей целью программы является исследование важнейших характеристик областей звездообразования (03), которые включают в себя объекты программы. Задача состоит в том, чтобы найти размеры, массы, возраст и эффективность звездообразования в 03, установить численность и характер звездного и незвездного населения в них.

Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Ежкова, Ольга Викторовна

ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ И ВЫВОДЫ ДИССЕРТАЦИИ

1. В результате исследования родственных фуорам звезд Z СМа и BN Ori было установлено, что явления, близкие к явлению фуора, могут происходить у разных по характеру спектра, скорости вращения и степени оттока вещества звезд Ае/Ве Хербига высокой светимости.

Установлены характерные особенности нестационарных процессов в оболочках этих звезд, что существенно расширило базу данных для интерпретации явления фуора.

В частности, на основе максимально полного сбора фотометрической информации для BN Ori автору впервые удалось найти свидетельства в пользу родственности явлениям фуора вспышки звезды в середине века.

2. Открыт совершенно новый тип крупномасштабной переменности у Ае/Ве звезд Хербига самой высокой светимости HD 53367 и BD +65°1637.

Почти симметричные падения и подъемы блеска продолжительностью около 6-7 лет, амплитудой около 0m.3 V и сильным "поголубе-нием" цветов в минимуме блеска не встречаются больше ни у каких Ае/Ве звезд Хербига более низкой светимости и с трудом поддаются интерпретации. Очень вероятно, что эти явления, кроме всего, являются циклическими или периодическими. Практически весь наблюдательный материал с продолжительностью наблюдательного ряда около 20 лет был получен в процессе выполнения программы ROTOR.

3. При исследовании Ае/Ве звезды Хербига высокой светимости GU СМа была открыта периодическая переменность с периодом около 0.8 суток. Дополнительные исследования, позволили получить детальную "среднюю" кривую блеска GU СМа, которая интерпретируется как затменная с частным затмением и отсутствием ощутимого потока в оптическом диапазоне от спутника.

Анализ фундаментальных характеристик GU СМа, полученных как из фотометрических, так и из спектральных исследований с высоким разрешением, позволил установить, что эта звезда была отнесена к классу Ае/Ве звезд Хербигом (1960) ошибочно. Автор классифицировала ее как классическую Be звезду (возможно с переменностью типа 7Cas) с затменной двойственностью.

4. Впервые на основе анализа кривых блеска Ае/Ве звезд Хербига с алголеподобными ослаблениями блеска и крупномасштабной цикличностью BF Ori, UX Ori и других была сформулирована новая модификация гипотезы затмений центрального звездоподобного объекта веществом протокометы и ее фрагментов, при прохождении этих тел через периастр. На примере GPCI BFOri предварительно проанализирована гипотеза протокомет.

5. Уточнены фундаментальные характеристики области звездообразования СМа R1. Оценены значения массы молекулярного облака и звезд, возраст и протяженность ОЗ. Уточнено расстояние до ОЗ.

6. Помимо этих новых результатов исследований, автор лично внесен достаточно заметный вклад в формирование фотометрического массива Ае/Ве звезд Хербига по программе ROTOR. Фотометрируя эти звезды на протяжении последних 6 лет, автор добавила к существующему массиву Майданакских наблюдений около 10%, и увеличила мировой банк данных примерно на 7%.

Полученные результаты могут быть использованы:

1. Для поиска циклических и периодических процессов на кривых блеска молодых звезд;

2. Для расчетов моделей звезд, находящихся на ранней стадии эволюции.

Наблюдательный материал в виде мониторинга позволяет привязать спектральные, фотометрические, ИК и заатмосферные наблюдения Ае/Ве звезд Хербига к крупномасштабной кривой блеска и на основе совместного анализа уточнять и корректировать модели этих звезд.

Версия банка данных по Ае/Ве звезд Хербига и родственным объектам на магнитном носителе, полученная по программе ROTOR с участием автора, является доступной для всех астрономов мирового сообщества, что дает возможность вести дальнейший всесторонний и комплексный анализ.

По результатам исследований было опубликовано 7 статей:

1. Шевченко B.C., Ежкова О.В., Кондратьев В.Б., Якубов С.Д. On the periodicity of Wa CrA/1 and Wa CrA/2. Commis. 27 IAU Inform. Bull. Var. Stars, 1995, No.4206, P.l-4.

2. Slievchenko V.S.,Ezhkova O.V.,Tjin A Djie H.R.,van den Ancker M.E., Blondel P.F., de Winter D. The FUOR characteristics of theP-MS star BN Orionis inferred from new spectroscopic and photometric observations. Astron. and Astrophys. Suppl. Ser., 1997, N 124, P.33-55.

3. Ежкова О.В. On the period of GU Canis Majoris. Commis. 27 IAU Inform. Bull. Var. Stars, 1999, No.4206, P.l-2.

4. V.S.Slievchenko,O.V.Ezhkova, M.A.Ibrahimov, M.E.van den Ancker and H.R.E. Tjin A Djie. The stellar composition of the star formation region CMa Rl. I.Results from new photometric and spectroscopic classifications. MNRAS, 1999, V.310, N.l, P.210-222.

5. Ежкова О.В. Исследование переменности трех возможных пост -Ае/Ве звезд Хербига: GU СМа, V750 Моп, V361 Сер.

Б.В.Кукаркин: Переменные звезды - ключ к пониманию строения и эволюции Галактики. Резюме докладов", С.13. Москва, 1999.

6. Shevchenko V.S.,Blondel P.F.,Ezhkova O.V.,Tjin A Djie H.R. Star formation in molecular clouds &; luminous objects in SFR CMa Rl. Proc. of 33rd ESLAB Symp. "Star formation from the small to the large scale" (F.Favata, A.A.Kaas & A.Wilson eds.) ESA SP-445, 2000.

7. Мельников С.Ю., Ежкова О.В. Фотометрическое и спектральное исследование Ае/Ве звезды Хербига XY Per. Письма в АЖ. 2000, Т.26, С.282-293. * *

В заключение автор выражает искреннюю признательность своему научному руководителю - доктору физ.-мат. наук, профессору Валерию Сергеевичу Шевченко, за постановку задачи и неизменно благожелательное внимание к работе и помощь на всех ее этапах, а также всем ныне работающим сотрудникам Отдела переменных звезд: К.Н. Гранкину, М.А. Ибрагимову, С.Ю. Мельникову - за помощь в проведении наблюдений на г. Майданак, и уже не работающим, но тем, кто заложил основы будущего в нашем Отделе.

Автор также признателен всем соавторам за сотрудничество в совместных работах. Я очень благодарна всем сотрудникам отдела "Изучения Галактики и переменных звезд" ГАИШ без помощи которых работа над диссертацией продвигалась бы значительно медленнее.

Работа выполнена при частичной финансовой поддержке грантов Международного научного фонда (Сороса), фонда поддержки гражданских исследований (CRDF).

заключения:

1. В УФ-области спектра (на длинах волн больше 2300 А) по многим абсорбционным линиям низкого возбуждения (Fell, CrII и Mnll) обнаруживается присутствие обширной холодной оболочки вокруг звезды BN Ori.

2. Резонансная линия Mgl (2852.12 А) в спектре BN Ori имеет две компоненты, одна из которых - межзвездная с EW = 0.21 А - смещена на +26.5 км/с от своего гелиоцентрического положения (значение определено относительно межзвездной линии Nal D), другая - околозвездная с EW = 0.09 А - имеет скорость -53 км/с относительно межзвездной линии Mgl (рис.3.3.2). Подобно линиям Nal D, вид континуума в окрестностях этих линий наводит на мысль, что существует третий широкий (FW 400 км/с) и мелкий компонент, центрированный на положение двух узких компонентов. Изза того, что этот третий компонент очень широкий, формироваться у звездной фотосферы, либо вблизи края аккреционного диска (Шевченко и др. 1997). то он может внутреннего з Е 3

1.0 о

2848

2852

2856 Х(А)

Рис. 3.3.2. Компоненты линии Mgl (2852.12 А) в спектре BN Ori.

3. Линии Mgll h (2802.7 А) и Mgll к (2802.7 А), в спектре с высоким разрешением, имеют широкий абсорбционный провал со слабым эмиссионным компонентом внутри (рис.З.З.З(а)). Была предпринята попытка получить некоторую информацию об оболочеч-ном компоненте. Для этого нормированные наблюдаемые потоки профиля линии Mgll в спектре BN Ori были разделены на соответствующие нормированные потоки профиля линии Mgll звезды 21 Vul (эта звезда имеет очень слабые оболочечные компоненты в линии Mgll), полученные из IUE-архива (Шевченко и др. 1997). Окончательный результат описанной процедуры представлен на рисунке 3.3.3(6). Видно, что оболочечный компонент линии Mgll имеет профиль типа Р Cyg со скоростью истечения до -250 км/с.

Рис. 3.3.3. Наблюдаемые (а) и остаточные (б) профили линий

Mgll h&k.

3.4. Заключение к главе III.

Анализ отдельных линий и групп линий приводит к выводу, что атмосфера BN Ori:

1. Представляет собой достаточно плотную и быстро сжимающуюся оболочку, содержащую характерные для оболочек линии;

2. Эта оболочка скорее всего эллипсоидальна и от экватора к полюсам в ней наблюдается термическая стратификация;

3. Динамика оболочки, в частности высокая скорость ее вращения, определяет сильное различие между оболочкой BN Ori и оболочками классических фуоров.

Вместе с тем, все отличия спектральных свойств BN Ori от классических фуоров можно было бы объяснить более быстрой эволюцией ее оболочки, подразумевая при этом, что эта скорость эволюции, в свою очередь, была обусловлена меньшим масштабом оболочки этой звезды. Вероятной причиной этого мог бы послужить меньший масштаб реликтового аккреционного диска.

Не исключено, что явление BN Ori - не первое в ряду рекуррентных фуорных вспышек и наблюдаемые отличия явления связаны с более поздней по сравнению с известными классическими фуорами рекуррентной фазой.

ГЛАВА IV. Область звездообразования СМа R1 и некоторые особенности звезд высокой светимости.

Область звездообразования СМа R1 была впервые идентифицирована как группа объектов, "впечатанных" в отражательную туманность в 1966. Она локализована на краю большой (диаметром « 3°.5) кольцеобразной эмиссионной туманности.

Исследования расширяющейся оболочки состоящей из пыли и газа привели Хербста и Ассуазу (1977) к предположению, что кольцо СМа R1 может быть связано с остатком сверхновой (SN), вспыхнувшей примерно 5-105 лет назад, и что звездообразование может быть инициировано сильным сжатием вещества расширяющейся оболочки.

Хербст, Расин и Варнер (1978), Хербст и др. (1982) детально исследовали 34 звезды раннего спектрального класса членов 03, которые связаны с отражательными индивидуальными туманностями, и заключили, что их предположение, что взрыв SN был спусковым механизмом процесса звездообразования в этом регионе, находится в хорошем согласии с этими наблюдениями. Они определили, что возраст 3-105 для большинства звезд находится в соответствии с кинематическим возрастом расширения кольца.

В дальнейшем Ассуаза и др. (1977), Армандрофф и Хербст (1981), Хербст и др. (1982) исследовали другие 03, в которых звездообразование, возможно, также индуцировано взрывом сверхновой.

С другой стороны, существует достаточно обширный материал исследования 03, в которых нет явных признаков ударной волны от взрыва сверхновой. Такими 03, в частности, могут быть исследованные Хербстом и др. (1982) Mon R1, Симеиз 188, а также 03, исследованные Шевченко (1979, 1980), Чавария (1981), Шевченко и Якубовым (1989), Шевченко и др.(1988,1989) и др. Происхождение ударных волн, которые наблюдаются в 03 Орион, Mon=MonRl, R4 Cyg (ассоциированная с туманностями NGC 7000/IC 5070), а также в компактных

03, по-видимому, связано со звездным ветром от горячих О-звезд и с другими процессами.

Вероятно, в начальной функции масс, звездном составе тех и других 03 должны существовать различия. Ударная волна от взрыва сверхновой, уплотняющая межзвездный молекулярный газ — достаточно ограниченный во времени процесс. Следовательно, звезды, сформировавшиеся в таком молекулярном облаке, не должны иметь больших различий в возрасте и Главная Последовательность (ГП) не должна быть чрезмерно протяженной.

Когда в 03 формируются массивные О-звезды с сильным звездным ветром, процесс звездообразования в этой части молекулярного облака прекращается. Однако до образования О-звезд такой процесс в принципе мог продолжаться длительное время.

Для устранения противоречий были сформулированы две гипотезы. Одна из них предполагает наличие бимодальности в процессе звездообразования (Ларсон 1982, Гюстен и Мецгер 1982). Согласно другой (Эльмегрин 1983), процесс звездообразования происходит стохастически, последовательно во времени, и при определенной начальной функции масс образуется заметное число карликов, а впоследствии могут образоваться более массивные звезды.

Шевченко (1989) обратил внимание, что Ае/Ве звезды Хербига -самые заметные индикаторы звездообразования в оптике, в богатых молодых скоплениях наблюдаются преимущественно на периферии и имеют спектральные классы центрального ядра - А пли поздние В. В компактных 03, где Ае/Ве звезды Хербига занимают центральное место, они, как правило являются и самыми яркими объектами, и имеют ранние В-классы. СМа R1, достаточно протяженная 03 с массой молекулярного облака более 104М(;), содержит 5 Ае/Ве звезд Хербига (Фин-кенцеллер и Мундт 1984, Шевченко 1989), причем две из них - ранних спектральных классов (HD 53367 - ВО, GU СМа - В2), две имеют промежуточный спектральный подкласс В (LkHa 220 - В5, LkHa218 - Вб), а Z СМа имеет уникальный спектр, сочетающий в себе линии спектрального класса В и F.

Второй особенностью Ве-звезд Хербига в 03 СМа R1 является заметно повышенная визуальная светимость 3 членов - Z СМа, GU СМа и HD 53367. Не менее 70 звезд Ае/Ве Хербига находятся на ГП, начальной ГП или даже несколько ниже ее. Такое число членов 03 -звезд Ве-Хербига повышенной светимости - не встречается более ни в одной 03 (Шевченко, 1989).

Таким образом, Ае/Ве звезды Хербига в 03 СМа R1 обладают рядом особенностей по сравнению со звездами этого типа в других 03. Перечисленные обстоятельства послужили причиной новых исследований 03 СМа R1.

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Ежкова, Ольга Викторовна, 2000 год

1. Авулов К.Д. // Ташк. цирк., 1971, т. 29, с.12.

2. Адаме и Стромы (Adams М.Т., Strom К.М., Strom S.E) // Astroph. J. Suppl. Ser., 1983, v.53, p.893.

3. Аиерт (Ahnert P.) // Astron. Nachr., 1953, B.281, H.4, P.171.

4. Анкер и др. (van den Ancker M.E., The P.S., de Winter D.) // Astron. and Astroph. 1996. v. 309. P. 809.

5. Армандорф, Хербст (Armandorf Т.Е., Herbst W.) // Astron. J. 1981. v. 86. P. 1923.

6. Apo (Haro G.H.) // Astroph. J., 1953, v.117, p.73.

7. Артюхина H.M. //Астрой, жури., 1959, т.36, с.832.

8. Ассуаза и др. (Assousa G.E., Herbst W., Turner К.С.) // Astrophys. J. Lett. 1977. v. 218. p. L13.

9. Бейер (Beyer M.) // Astron. Abh., 1931, B.8, s.72.

10. Бейер (Beyer M.) // Astron. Nachricht., 1937, B.263, s.67.

11. Бейли (Bailey S.) // Harvard. Circ., 1921, N.225.

12. Бернаскони (Bernasconi P.A.) // Astron. and Astroph. Suppl.Ser., 1996, v.120, p.57.

13. Бибо и Txe (Bibo E.A., The P.S.) // Astron. and Astrophys. Suppl. Ser., 1991, N 89, p.319.

14. Блондел и Тыш А Дье (Blondel P.F.C., Tjin A Djie H.R.E.) // ASP Conf. Ser., 1994, v.62, p.211.

15. Браун и др. (Brown A., Tjin A Djie H.R.E., The P.S.)in Proc. Int. Symp. "New insights in Astrophysics", 1986, ESA SP-263, 173.

16. Бучет и др. (Bouchet P., Monetti A., Slezak E., Le Bertre Т., Manfroid J.) // Astron. and Astrophys. Suppl. Ser.,1989, N 89, p.379.

17. Бучет и др.(Bouchet P., Manfroid J., Schmider F.X.) // Astron. and Astrophys. Suppl. Ser.,1991, N 91, p.409.

18. Бычков В.Д., Витриченко E.A., Щербаков А.Г. // Изв. КрАО, 1978, т.58, с.81.

19. Вощишшков Н.В., Гринин В.П. //Астрофизика, 1991, т.34, с.181.

20. Врба и др. (Vrba F.J., Shmidt G.D., Hinzen P.M.) // Astrophys. J. 1979. v. 227. P. 185.

21. Врба и др. (Vrba F.J., Baierlein R., Herbst W.) // Astrophys. J. 1987. v. 317. p. 207.

22. Гаррисон (Garrison L.M.) //Astrophys. J., 1978, v.224, p.535.

23. Гласс и Пенстон (Glass I.S., Penston M.V.) // MNRAS, 1974, 167, 237.

24. Гоффмейстер (Hoffmeister C.) // Astron. Nachricht., 1949, B.278, S.24.

25. Грехам Дж. (Graham J.) Частное сообщение, 1997.

26. Гринин В.П. // Астрой, журн., 1988, т.14, с.65.

27. Гринин В.П., Киселев Н.Н., Минкулов Н.Х., Чернова Г.П. // Письма в Астрон. журн., 1988, т.14, с.514.

28. Гринин В.П., Киселев Н.Н., Минкулов Н.Х. // Письма в Астрон. журн., 1989, т.15, с.1028.

29. Гринин В.П., Ростопчина А.Н. //Астрон. журн., 1996, т.73, с.194.

30. Гринин В.П., Ростопчина А.Н., Шаховской Д.Н. // Письма в Астрон. журн., 1998, т. 24, с. 925.

31. Гюстен и Мецгер (Glisten R., Metzger P.G.) // Vistas Astron., 1982, v.26, p.159.

32. Доазан и др. (Doazan V., Sedmak G., Barylak M., Rusconi L.) In Ae/Be Star Atlas of far-UV and Optical High-resolution Spectra, Battrick B.(ed) ESTEC Noordwijk, 1991,, The Netherlands, ESA Sp-1147.

33. Драгомирецкая Б.А. // Астрофизика, 1965, т.1, вып.4, с.455.

34. Джонсон (Johnson Н.М.) // Astroph. J., v.256, р.559.

35. Ежкова О.В. (Ezhkova O.V.) // Commis. 27 IAU Inform. Bull. Var. Stars, 1999, No.4206, p.1-2.

36. Ежкова О.В. Исследование переменности трех возможных пост-Ае/Ве звезд Хербига: GU СМа, V750 Mon, V361 Сер. "Б.В.Кукаркин: Переменные звезды ключ к пониманию строения и эволюции Галактики. Резюме докладов", с.13. Москва, 1999.

37. ESO Scientific Report (LTPV Photometric Catalogue ), 1993, N12.

38. ESO Scientific Report (LTPV Photometric Catalogue ), 1994, N14.

39. ESO Scientific Report (LTPV Photometric Catalogue ), 1995, N16.

40. Зайцева Г.В. // Астрофизика, 1971, т.7, с.333.

41. Зайцева Г.В., Колотилов Е.Ф. // Астрофизика, 1973, т.9, с.185.

42. Зайцева Г.В. // Астрофизика, 1986, т.25, с.491.

43. Ич (Esch М.) // Valkenburg Ver., 1925, В.2, р.83.

44. Ищенко И.М. // Астрономич. Циркуляр, 1979, N1061.

45. Ищенко И.М. // Переменные звезды, 1982, т.21, с.665.

46. Ибрагимов М.А., Шевченко B.C., Конференция по классическим Be звездам, Алма-Ата, 1990, (под ред. Маматказиной).

47. Кардополов В.И., Филппьев Г.К., Кулешов В.П. // Переменные звезды, 1982, т.21, N5, с.682.

48. Кардополов В.И., Филипьев Г.К. // Переменные звезды, 1985, т.22, N2, с.126.

49. Кардополов В.И., Рспаев Ф.К. // Астрон. цпрк., 1987, N1499,

50. Кеннон (Cannon A.J.) //Harvard Circ., 1919, N218.

51. Кеннон (Cannon A.J.) // Harvard Annals, 1931, v.100, s.87.

52. Кнлячков H.H., Шевченко B.C. // Письма в Астрон. журн. 1976. т.2. с.494.

53. Клариа (Claria J.J.) // IAU Inform. Bull. Var. Stars,1974, N907.

54. Ковальчук (Kovalchuk G.U.) // IAU Inform. Bull. Var. Stars, 1991, N3582.

55. Ковино и flp.(Covino E., Terranegra L., Vittone A.A., Russo G.) // Astron. J., 1984, v.89, p.1868.

56. Кореско и flp.(Koresko C.D., Beckwith S.V.W., Sargent A.I.) // Astron. J., 1989, v.98, p.1394.

57. Кореско и др.(Когевко C.D., Beckwith S.V.W., Ghez A.M., Matthews K., Neugebauer G.) // Astron. J., 1991, v.102, p.2073.

58. Колотилов E.A., Зайцева Г.В. // Астрофизика, 1976, т.12, вып.1, с.31.

59. Колотилов Е.А., Зайцева Г.В., Шенаврин В.И. // Астрофизика, 1977, т.13, с.449.

60. Комерон и др. (Comeron F., Torra J., Gomez A.E.) // Astron. Astrophys., 1998, v.330, p.975.

61. Копылов И.М. // Изв. КрАО, 1958, т.20, с.123.

62. Коэн (Cohen М.) // MNRAS, 1973, 161, 97.

63. Коэн и Кухи (Cohen М., Kuhi L.V.) // Astrophys. J. Suppl. Ser., 1979, v.41, p.743.

64. Куруч (Kurucz R.L.) Precision photometry: Astrophysics of the galaxy (Eds. A.G. Davis Philip, A.R. Upgren, K.A. Janes), L. Davis press, Schenectady, New York 1991.

65. Ламзин С.А., Теодорани M., Эррико JI., Виттоне А.А., Колотилов Е.А., Мирошниченко А.С., Юдин Р.В. // Письма в Астрон. журн., 1998, т.75, с.716.

66. Ланге (Lange G.) // Mirov. Bull., 1925, N13.

67. Ландольт (Landolt A.U.) // Astrophys. J. Suppl.Ser., 1979, v.231, p.468.

68. Ландольт (Landolt A.) // Astrophys. J., 1983, v.88, p.439.

69. Ларсон (Larson R.B.) // MNRAS, 1982, v.200, p.159.

70. Ленг К. Астрофизические формулы, М.: Мир, 1978.

71. Мартынов Д.Я. // Изв. Энгельгардской. Обсерватории., 1951, N 26, 17, 87.

72. Меликян и др. (Melikian N.D., Shevchenko V.S., Melnikov S.Yu.) // Inform. Bull. Var. Stars Com. 27, 1987, No. 3073.

73. Мельников С.Ю., Ежкова О.В. // Письма в Астрон. журн., 2000, т.26, т.282.

74. Меррилл П. Линии химических элементов в асирономических спектрах, М.: Физмат-гиз, 1959.

75. Миллер, Скало (Miller G.E., Scalo J.M.) // Astrophys. J. Suppl.Ser., 1979, v.41, p.513.

76. Нурмухамедов М.Г. Молодые звездные комплексы. Астроклимат, Ташкент: ФАН, 1972.

77. О'Дел л и Вонг (O'Dell C.R. and Shui Kwan Wong) //Astron.J., 1996, v.lll, p.846.

78. Палла и Сталер (Palla F., Stabler S.W.) // Astrophys. J., 1993, v.418, p.414.

79. Паренаго (Parenago P.) // NNVS 1933, 4, 225 (43).

80. Паренаго П.П. Труды ГАИШ, 1954, т.25.

81. Пейн-Гапошкина (Payne-Gaposhkina С.) // Ann. Harv. Coll. Obs., 1952, 118, N3.

82. Расин (Rasine R.) // Astron. J., 1968, v.73, p.233.

83. Рейпурт (Reipurth B.) // IAU Symp. 137,1990, ESO Sc. Reprint 695.

84. Розино и Сиан (Rosino L., Cian A.) // Asiago Contr., 1962, v.125, p.30.

85. Россигер (Rossiger S.) //Mitt. Var. Stars., 1983, B.10, h.2, p.23.

86. Россигер (Rossiger, S.)// Mitt.Var.stars. 1981. B.9, h.l, p.l.

87. Ростопчина и flp.(Rostopchina A.N., Grinin V.P., Okazaki A et.al.// Astron. Astrophys., 1997, v.327, p.145.

88. Ca, Пенстон, Лаго (Sa С., Penston M.V., Lago T.V.) // MNRAS, 1986, v.22, p.213.

89. Севеджа и Матиса (Savage B.D., Mathis J.S.) // Annual Review Astron. and Astroph., 1979, v.17, p.73.

90. Соловьев A.B., Ерлексова Г.Е. // Тадж. Бюлл., 1963, N34.

91. Стауффер (Stauffer J.R.) // Astron. J., 1980, v.85, p.1341.

92. Стауффер (Stauffer J.R.) // Astron. J., 1982, v.87, p.1507.

93. Стинман, Txe (Steenman H., The P.S.) // Astroph. J. Suppl. Ser., 1991, v.184, p.9.

94. Стремгрен (Stromgren B.) // Astroph. J., 1948, v.108, p.242.

95. Стром и др. (Strom S.E., Strom K.M., Yost J., Carrasco L., Grasdalen G.) // Astrophys J., 1972, v.173, p.353.

96. Теребиж В.Ю. Анализ временных рядов в астрофизике, М.: Наука, 1992.

97. Teodorani М., Errico L., Vittone A., Giovannelli F., Rossi С. // Astron. and Astrophys Suppl., 1997, v.126, p.91.

98. Товмасян Г.М., Оганесян P.К., Епремян P.A., Югенен Д. // Астрон. Журн., 1993, т.70, с.451.

99. Тьин А Дье и др. (Tjin A Djie H.R.E., The P.S., Hack М., Selvelli P.L.) // Astron.fe Astroph., 1982, v.106, p.98.

100. Уокер (Walker M.F.) // Astroph. .!., 1969, v.155, p.447.

101. Финкенцеллер, Мундт (Finkenzeller U., Mundt R.) // Astron. and Astrophys. Suppl. Ser., 1984, v.55. p.109.

102. Финкенцеллер, Янкович (Finkenzeller U., Jankovics I.) // Astron. and Astrophys. Suppl. Ser., 1984, v.57. p.285.

103. Халбедел (Halbedel Е.М.) // PASP, 1989, v.101, N645, p.1004.

104. Хартманн и Кальвет, (Hartmann L., Calvet N.) // Astron. J., 1995, v.109, p.1846.

105. Хартманн и др., (Hartmann L., Kenyon S.J., Hewett R., Edwards S., Strom K.M., Strom S.E.) // Astroph. J., 1989, v.338, p.1001.

106. Хербиг (Herbig G.H.) // Trans, IAU, 1954, v.8, p.806.

107. Хербиг (Herbig G.H.) // Astrophys. J., 1960, v.131, p.632.

108. Хербиг (Herbig G.H.) // Astrophys. J., 1962, v.135, p.736.

109. Хербиг (Herbig G.H.) // Vistas Astron, 1966, v.8, p.109.

110. Хербиг (Herbig G.H.) // Astrophys. J., 1977, v.217, p.693

111. Хербиг, Pao (Herbig G.H., Rao K.N.) // Astrophys. J. 1972., v.174, p.401.

112. Хербст, Ассуаза (Herbst W., Assousa G.R.) // Astrophys. J. 1977. v. 217. P. 473.

113. Хербст, Расин и Варнер (Herbst W., Racine R., Warner J.W.) // Astrophys. J., 1978. v.223, p.471.

114. Хербст и др. (Herbst W., Miller D.P., Warner J.W., Herzog A.) // Astron. J., 1982, v.87, p.98.

115. Хербст и др. (Herbst W., et.al.) // Astron. J., 1994, v. 108, p. 1906.

116. Хербст (Herbst W.) // The Nature and Evolutionary Status of Herbig Ae/Be Stars, ASP Conference Series, 1994, v.62, p.35.

117. Хербст и Шевченко (Herbst W., Slievchenko V.S.) // Astron. J., 1999, v.118, p.1043.

118. Хилленбранд и др. (L.A. Hillenbrand, S.E. Strom, F.J. Vrba and J.Keene) // Astrophys. J., 1992, v.397, p.613.

119. Хоббс (Hobbs L.M.) // Astrophys. J., 1974, v.191, p.381.

120. Хоффменстер (HofFmeister C.) // Astron. Nachr. 1949. v.278, p.24.

121. Чавария (Chavarria С.) // Astron. and Astrophys., 1981, v.101, p.105.

122. Шаймиева А.Ф., Шутемова H.A. //Переменные Звезды, 1985, т. 22, с.167.

123. Шаллер и др. (Schaller G., Schaerer D., Meynet G., Maeder A.) // Astron. and Astrophys. Suppl.Ser., 1992, v96, 269.

124. Шевченко B.C. // Астрон. жури., 1979, т.56, c.297.

125. Шевченко B.C. // Астрон. жури., 1980, т.57, с.1162.

126. Шевченко B.C. // Письма в Астрон. журн., 1981, т.7, с.37.

127. Шевченко B.C. //Цирк. АИ АН УзССР, 1983, N108, с. 23.

128. Шевченко B.C., Гранкин К.Н., Мельников С.Ю. // Астрон. журн., 1988, т.65, с.1230.

129. Шевченко B.C. Ае/Ве звезды Хербига, Ташкент: ФАН, 1989.

130. Шевченко B.C., Якубов С.Д. // Астрон. журн., 1989, т.66, с.718.

131. Шевченко B.C. //Письма в Астрон. журн., 1991, т.17, с.372.

132. Шевченко B.C. и Якубов С.Д. //Астрон. журн., 1992, т.69, с.705.

133. Шевченко и flp.(Shevchenko V.S.,Grankin K.N.,Ibragimov M.A.,Melnikov S.Yu., Yakubov S.D. ) //Astrophys. Space Sci., 1993a, v.202, p.121.

134. Шевченко и др. (Shevchenko V.S.,Grankin K.N.,Ibragimov M.A.,Melnikov S.Yu., Yakubov S.D.) //Astrophys. Space Sci., 19936, v.202, p.137

135. Шевченко B.C., Внтрнченко Э.А., Гранкин K.H., Мельников СЛО, Ибрагимов М.А. //Письма в Астрон. журн., 1993в, т.19, с. 344.

136. Шевченко и др. (Shevchenko V.S., Grankin K.N., Ibragimov М.А., Melnikov S.Yu., Yakubov S.D.) //ASP Confernce Series., 1994, v.62, p. 57.

137. Шевченко B.C. //Астрон. журн., 1994a, т. 71, с. 572.

138. Шевченко (Shevchenko V.S.) //ASP Confernce Series., 19946, v.62, p.359.

139. Шевченко B.C., Ежкова О.В., Кондратьев В.Б., Якубов С.Д.// IAU Inform. Bull. Var. Stars, 1995, No.4206, p.1-4.

140. Шевченко и др. (Shevchenko V.S., Ezhkova O.V., Tjin A Djie H.R., van den Ancker M.E., Blondel P.F., de Winter D.) // Astron. and Astrophys. Suppl. Ser., 1997, N 124, p.33.

141. Шевченко B.C. //Астрон. журн., 1998, т.75, c.838.

142. Шевченко и Хербст (Shevchenko V.S., Herbst W. ) // Astron. Л., 1998, v.116, p.1419.

143. Шевченко B.C., Гранкин K.H., Мельников С.Ю., Ламзин С.А. //Письма в Астрон. журн., 1998, т.24, с.614.

144. Шевченко и др. (Shevchenko V.S., Ezhkova O.V., Ibrahimov М.А., van den Ancker M.E. and Tjin A Djie H.R.E.) // MNRAS, 1999, v.310, N.l, p.210.

145. Шмидт-Калер (Schmidt-Kaler Th.) in: Landolt-Bornsstein Tables, 1982, v. VI/2b. Springer-Verlag.

146. Эльмегрин (Elmegreen B.G.) // MNRAS, 1983, v.203, p.1011.

147. РОССИЙСКАЯ , f рОСУЦАРСтеЕМ*^1. ЧБЛиат^/Г *'