WWW.DISSERS.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

загрузка...
   Добро пожаловать!

Pages:     | 1 ||

Демидова, «О природе уникальной затменной системы Н 187 (HMW 15)», 2006, Письма в Астрон. журн., т. 32, с. 3. О. Ю. Барсунова, В. П. Гринин, С. Г. Сергеев, «О природе фотометрической активности звезды типа Т Тельца V1184 Tau», 2006, Письма в Астрон.

журн., т. 32, с. 4. В. П. Гринин, О. Ю. Барсунова, С. Ю. Шугаров, П. Кролл, С. Г. Сергеев, «О крупномасштабной фотометрической активности звезд типа UX Ori», 2008, Астрофизика, т. 51, 5. V. Grinin, H. C. Stempels, G. F. Gahm, S. Sergeev, A. Arkharov, O. Barsunova and L. Tambovtseva, «The unusual pre-main-sequence star V718 Per (H187).

Photometry and spectroscopy across the eclipse», 2008, Astron. Astrophys., v.

489, p. Личный вклад автора Личным вкладом автора является фотометрия ПЗС изображений в полосах VRI, полученных в КрАО С. Г. Сергеевым и его сотрудниками (при участии автора диссертации), построение кривых блеска и диаграмм «цвет-величина», оценка периода затмений V718 Per и равноправное участие в интерпретации полученных результатов. Автор принимала также участие в обработке и анализе спектров звезды V718 Per, полученных с помощью телескопа Keck.

Апробация результатов Результаты работ докладывались на астрофизических семинарах Главной Астрономической Обсерватории и на следующих конференциях:

• Международная конференция “Физика небесных тел”, 11-18 сентября 2005, КрАО, Украина • Конференция “Звездообразование в Галактике и за ее пределами”, 17-апреля 2006, ИНАСАН, Москва • IAU Symposium 240, “Binary stars as critical tools & tests in contemporary astrophysics”, August 22-25, 2006, Prague, Czech Republic • International conference “Modern problems of astronomy”, August 12-18, 2007, Odessa, Ukraine • Всероссийская астрономическая конференция «ВАК-2007», 17-22 сентября 2007, Казань • 1st international workshop “UX Ori type stars and related topics”, May 25-28, 2008, Crimea, Ukraine Содержание диссертации Диссертация состоит из введения, трех глав, заключения, списка цитируемой литературы и приложений. Полный объем диссертации 82 страниц машинописного текста, включая 17 рисунков, 8 таблиц, 9 станиц в приложениях и список литературы из 91 наименований.

Во Введении дается краткое описание современного состояния проблемы, обосновывается актуальность работы, сформулированы ее цели и задачи, перечислены положения, выносимые на защиту, приведен список работ, в которых опубликованы результаты данного исследования. Указан личный вклад автора и апробация результатов.

В первой главе описана аппаратура и система фильтров, с помощью которых проводились фотометрические наблюдения: ПЗС-камеры Ap7p и ST-7 и соответствующие им наборы фильтров. Описаны методы обработки фотометрических данных: апертурная фотометрия, выбор звезд сравнения приведение к стандартной фотометрической системе, оценка точности наблюдений. Также дано краткое описание спектральных наблюдений V718 Per.

Во второй главе обсуждаются основные особенности фотометрической активности V1184 Tau. В первом разделе дан краткий обзор сведений об объекте, приведенных в литературе. Во втором разделе представлены результаты фотометрического мониторинга в полосах VRI: кривая блеска звезды и диаграмма «цвет-величина» V/(V-I) (рис. 1), обсуждается поведение показателей цвета на диаграмме «цвет-величина» и, так называемый, эффект «поголубения», обнаруженный у этого объекта. Диаграмма «цвет-величина» V1184 Tau оказалась идентичной аналогичной диаграмме, полученной ранее для звезды UX Ori.

Совпадение наклонов из цветовых треков на стадии покраснения свидетельствуют об идентичности оптических свойств пылинок, вызвавших ослабление блеска этих звезд. Единственное существенное различие между диаграммами заключается в амплитуде изменений блеска у этих двух звезд. В случае V1184 Tau она примерно на 2m больше, чем у UX Ori. Это означает, что интенсивность рассеянного излучения в системе V1184 Tau (ограничивающего амплитуду ослаблений блеска) примерно в 10 раз меньше, чем в случае UX Ori (что не удивительно, если учесть, что околозвездные диски звезд типа WTTS существенно менее массивны, чем у звезд типа UX Ori). При этом амплитуда флуктуаций рассеянного излучения у V1184 Tau значительно больше, чем у UX Ori. В этом отношении исследуемая звезда похожа на звезду типа Т Тельца НН 30, которая закрыта от наблюдателя собственным газопылевым диском, ориентированным почти точно с ребра и наблюдается в оптике исключительно за счет рассеянного излучения. По данным Ватсона и Стапелфельда [21] амплитуда ее переменности достигает примерно 1.5 звездной величины.

Качественная интерпретация необычной фотометрической активности VTau дана в третьем разделе. Для объяснения особенностей фотометрического поведения объекта предлагается модель двойной системы с эксцентрической орбитой, наклоненной под небольшим углом к лучу зрения. В этой модели основной вклад в изменения околозвездной экстинкции дают внутренние слои околозвездного диска (вблизи радиуса сублимации пыли), а также запы- I V 52000 52500 53000 53500 54000 54500 2.5 3.0 3.JD + 2400000 V - I Рисунок 1. Кривая блеска в полосе I (слева) и диаграмма «цвет-величина» V1184 Tau (справа). Кружками приведены наши данные, квадратиками – данные из работы [20]. Стрелкой показано направление «стандартного» закона межзвездного покраснения.

ленный дисковый ветер, стартующий с его поверхности. Периодические изменения темпа аккреции, обусловленные орбитальным движением компонентов системы, могут быть причиной периодических вариаций параметров дискового ветра и околозвездной экстинкции. Высказано предположение, что наблюдавшееся в 2004 году Семковым падение блеска звезды на 4 звездных величины, было вызвано усилением темпа аккреции на звезду при сближении компонентов системы в процессе орбитального движения.

Третья глава посвящена фотометрическому и спектральному исследованию необычной молодой звезды типа WTTS V718 Per. В первом разделе приводится краткая характеристика объекта и данные из литературы. Во втором разделе на основе полученных фотометрических наблюдений построены: кривая блеска (рис.

2), фазовая кривая и диаграммы «цвет-величина». Как видно из рис. 2, второе затмение оказалось практически таким же по форме кривой блеска и продолжительности (около 3.5 лет), как и первое затмение, наблюдавшееся Коэном и др.

[19]. Это означает, что в обоих случаях затмение было вызвано прохождением по лучу зрения одной и той же пылевой (или газопылевой) структуры. Интервал времени между затмениями (4.7 года) сравним с продолжительностью затмений.

Это указывает на то, что характерный размер этой структуры равен примерно половине орбиты, по которой она обращается вокруг звезды. По данным оптической и ИК фотометрии (использованы результаты JHK фотометрии 12,I 13,13,13,13,51000 51500 52000 52500 53000 53500 54000 JD + Рисунок 2. Кривая блеска V718 Per в полосе I. Кружками показаны наши данные, квадратиками – данные из работы Коэна и др. [19], крестиками – данные из работы Нордхаген и др. [22]. Стрелками указаны даты спектральных наблюдений.

А. А. Архарова, а также данные из архива Spitzer) построено спектральное распределение энергии V718 Per в ярком состоянии. Из сравнения его с модельным распределением энергии, рассчитанным для звезды такого же спектрального типа, определена величина межзвездного (или околозвездного) поглощения в направлении на объект: AV 4.7m. Сравнение исправленного за покраснение распределения энергии с модельным показало отсутствие ИК избытка излучения в ближней ИК области (до 5.8 µm), а также небольшой избыток на 8 µm и, возможно, на 24 µm. Это означает, что если у звезды есть околозвездный диск, то в нем должна существовать полость свободная от вещества, радиусом порядка нескольких а.е.

Проведенный сравнительный анализ двух спектров V718 Per, полученных на телескопе Keck c разрешением R = 45000 (рис. 2), показал, что во время затмения в линии Н, а также в линиях инфракрасного триплета Са II появляется небольшая эмиссия. Наблюдается также небольшое уширение фотосферных линий.

Обсуждаются возможные причины таких изменений.

Третий раздел посвящен обсуждению механизмов, которые могут быть ответственными за столь продолжительные затмения этой звезды. В работе Нордхаген и др. [22], также посвященной фотометрическому исследованию VPer, высказано предположение, что эта звезда является аналогом экзотической двойной системы KH 15D, затмения которой, как предполагают, вызваны движениями компонентов по сильно вытянутым орбитам относительно общего диска. Это предположение не подтверждается результатами спектральных наблюдений V718 Per, которые показали [23], что лучевая скорость звезды на интервале времени около 1 года не изменилась в пределах точности измерений (около 50 м/с). Этот результат дал однозначный ответ на вопрос о двойственности V718 Per. Если бы объект был двойной системой, то за время, прошедшее между спектральными наблюдениями (а это примерно четверть периода), вследствие орбитального движения значения радиальной скорости отличались бы друг от друга. Таким образом, модели, основанные на предположении о двойственности этой звезды, в данном случае не применимы. На основании всех вышеперечисленных результатов высказано предположение, что причиной наблюдаемых у V718 Per затмений могут быть периодические возмущения в околозвездном диске одиночной звезды, обусловленные орбитальным движением маломассивного компаньона (гигантской протопланеты). Такая интерпретация предполагает, что околозвездный диск V718 Per ориентирован к нам почти с ребра.

В заключении кратко сформулированы основные результаты, полученные в работе.

В приложениях представлены: журнал наблюдений, таблицы с результатом фотометрий в полосах V, R и I, а также фотометрические кадры в полосе I, с указанными на них звездами сравнения. Приведены кривые блеска в полосах V, R и I для звезд сравнения V718 Per.

Список цитируемой литературы 1. Joy A. H., 1945, Astrophys. J., v.102, p. 2. Herbig G. H., 1960, Astrophys. J. Sup., v. 4, p. 3. Hoffmeister C., 1949, Astr. Nach., Bd. 278, s. 4. Wenzel W., 1969, In: Non-periodic Phenomens in variable stars. IAU Colloq., Ed.

by Detre L. Acad. Press, Budapest, № 65, p. 5. Зайцева Г. В., 1973, Перем. Звезды, т. 19, c. 6. Herbst W., 1986, PASP, v. 98, p. 7. Гринин В. П., 1988, Письма в АЖ, т. 14, с. 8. Grinin V. P. et al. 1991, Astrophys. Sp. Sci., v. 186, p. 9. Natta A., Grinin V. P., Mannings V., 2000, Protostars and Planets IV, ed. by V. Manning et al., p. 10. Meeus G. et al., 2001, Astron. Astrophys., v. 365, p. 11. Гринин В. П., Ростопчина А. Н., 1996, Астрон. ж., т. 73, с. 12. Smith B. A., Terrile R. J., 1984, Science, v. 226, p. 13. Shevchenko V. S. et al., 1993, Ap. Sp. Sci., v. 202, p. 14. Klahr H. H., Bodenheimer P., 2003, Astrophys. J., v. 582, p. 15. Гринин В.П., Тамбовцева Л. В., 2002, Письма в АЖ, т. 28, с. 16. Сотникова Н. Я., Гринин В. П., 2007, Письма в АЖ, т. 33, с. 17. Huang S.-S., 1965, Astrophys. J., v. 141, p. 18. Winn J. N. et al., 2003, Astrophys. J., v. 593, L19. Cohen R. E. et al., 2003, Astrophys. J., v. 596, p. L20. Semkov E. H., 2004, Astron. Astrophys., v. 419, p. L21. Watson A. M., Stapelfeld K. R., 2007, Astron. J., v. 133, p. 22. Nordhagen S. et al., 2006, Astrophys. J., v. 646, p. L23. Grinin V. P. et al., 2008, Astron. Astrophys., v. 489, p.

Pages:     | 1 ||






© 2011 www.dissers.ru - «Бесплатная электронная библиотека»