Исследование Ае/Ве звезд Хербига в избранных областях звездообразования тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

Астрономический институт имени Улугбека Академия наук Республики Узбекистан

На правах рукописи УДК 524.3

ег§ од

МЕЛЬНИКОВ СТАНИСЛАВ ЮРЬЕВИЧ

ИССЛЕДОВАНИЕ Ае/Ве ЗВЕЗД ХЕРБИГА В ИЗБРАННЫХ ОБЛАСТЯХ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ

Специальность: 01.03.02 - астрофизика, радиоастрономия

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Астрономический институт имени Улугбека Академия наук Республики Узбекистан

На правах рукописи УДК 524.3

МЕЛЬНИКОВ СТАНИСЛАВ ЮРЬЕВИЧ

ИССЛЕДОВАНИЕ Ае/Ве ЗВЕЗД ХЕРБИГА В ИЗБРАННЫХ ОБЛАСТЯХ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ

Специальность: 01.03.02 - астрофизика, радиоастрономия

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Работа выполнена в Астрономическом институте имени Улугбека Академии наук Республики Узбекистан

Научный руководитель:

Доктор физико-математических наук [Шевченко В.С.

Официальные оппоненты:

Доктор физико-математических наук Саттаров И.С.

Кандидат физико-математических наук Ламзин С.А.

Ведущая организация:

Институт Астрономии Российской АН (Москва)

Защита состоится ". гг " улКаЬ^Я 2000 г.

в час. 00 мин. на заседании Специализированного

сонета (шифр К 015.83.01) в Астрономическом институте Академии наук Республики Узбекистан (700052, Ташкент, улица Астрономическая, Д.ЗЗ).

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке АИ АН РУз. Автореферат разослан "2 2- " ¡¿ОЗ-Ь^Х 2000 г.

Ученый секретарь Специализированного совета

АI

доктор физико-математических наук ^^— Закиров М.М.

Актуальность проблемы.

Исследования ведутся в рамках проблемы происхождения звезд, планет и химических элементов и ранних стадий звездной эволюции, чем определяется ее актуальность. Несмотря на значительный прогресс в изучении молодых звезд (МЗ), связанный с развитием техники наблюдений как в оптическом, так и в рентгеновском, ультрафиолетовом, инфракрасном, субмиллимстровом и радио-диапазонах спектра, проблемы происхождения МЗ и процессов, происходящих в окрестностях этих объектов, еще далеки от разрешения. Проблема состоит в том, что сейчас существует несколько конкурирующих гипотез способных более или менее удовлетворительно объяснить существующие результаты наблюдений. Такое положение вещей обусловлено отсутствием ясной концепции нестабильности МЗ и точных данных об их фундаментальных параметрах: свстимостях, массах, радиусах и др. Некоторые наблюдательные проявления МЗ, например такие как эруптивные явления типа феномена фуора или биполярные струи, не описывались большинством численных моделей начальной стадии эволюции звезд.

Продуктивным методом решения проблемы начальной стадии звездной эволюции является детальное сопоставление наблюдательного материала с результатами численных моделей с целью определения наиболее реалистичной гипотезы из набора конкурирующих.

Показателем роста актуальности исследований МЗ в общем и Ае/Ве звезд Хербига в частности, также, явилось проведение в 1994 г. Первой

Международной конференции по проблемам природы и эволюционного статуса Ае/Ве звезд Хсрбига (Голландия, Амстердам, Октябрь 1994 г.)

Целью работы является:

- анализ характеристик нестабильности Ае/Ве звезд Хербига как в гигантских, так и в компактных 03 и их сравнение;

- поиск периодических и квазипериодических процессов на кривых блеска Ае/Ве звезд Хсрбига, связанных с ксплеровским вращением околозвездных структур, либо процессами, вызываемыми аккрецией вещества на звезду;

- разделение фотометрической переменности, вызываемой действием различных физических механизмов;

- определение параметров избранных 03 и их сравнение;

- интерпретация полученных результатов в рамках разработанных гипотез.

Научная новизна.

Впервые приводятся и анализируются подробные кривые блеска 11 Ае/Ве звезд Хербига, часть из которых изучена слабо. Совместный анализ кривых блеска, спектральных и колориметрических характеристик показал, что характер поведения блеска Ае/Ве звезд Хербига значительно зависит от ориентации "звезда-диск"по отношению к наблюдателю и позволил отделить изменения блеска, вызываемые неоднородным поглощением, от переменности, связанной с процессами аккреции. Анализ

кривых блеска, привел к обнаружению квазипериодических процессов, которые вероятно связаны с процессами аккреции околозвездного окружения. Во время алголеподобных ослаблений были обнаружены фотометрические явления, которые могут свидетельствовать о процессах аккреции газопылевых облаков, затмевающих звезду, на поверхность звезды. Представлена эмпирическая модель системы "молодая звезда-диск", которая включает двухкомпонентный аккреционный газопылевой диск.

Пункты, определяющие цели работы, также определяют научную новизну результатов, полученных в диссертации.

Научная и практическая ценность определяется большим количеством однородных данных, полученных в ходе выполнения наблюдательной программы. Метод наблюдений позволяет зарегистрировать активные процессы с характерным временем порядка суток, а охваченный временной интервал наблюдений позволяет выявить закономерности фотометрической активности МЗ на 15-летнем интервале.

Получено около 5 600 11ВУ11-измерений для исследуемых объектов. Большая часть фотометрических данных по объектам данной работы, а также по другим МЗ наблюдательной программы доступна через сеть Интернет с анонимного ftp://sun.astro.wesleyan.edu.

Результаты исследований могут быть использованы для построения и сравнения теоретических моделей звезд, находящихся на стадии до Главной Последовательности. Фотометрические наблюдения совместно со спектральными и поляриметрическими наблюдениями могут позво-

лить понять процессы, происходящие в окрестностях звезд на ранних стадиях звездной эволюции.

На защиту выносятся:

1. Результаты фотометрических наблюдений Ае/Ве звезд Хсрбига в избранных областях звездообразования. Их анализ позволил выделить ряд Ас/Be звезд Хербига, имеющих нерегулярные алголеподобные ослабления блеска (звезды типа UX Ori) с малой амплитудой ослаблений. Выделены фотометрические явления характерные для звезд этого типа: вспышсчные явления в визуальной и ультрафиолетовой области, регулярные изменения блеска после выхода из ослабления, депрессия блеска до и/или после ослаблений. Показано, что вспышсчные явления могут быть следствием аккреции околозвездных образований, затмевающих звезду.

2. Определение параметров двух крупных 03 - RSF 4 Cyg В и RSF Сер ОВЗ: расстояния до 03, закона поглощения и звездного населения. Вывод о том, особенности звездного состава RSF 4 Cyg В связаны с особенностями ориентации этой 03 по отношению к земному наблюдателю. Обнаружение маломассивных Ае/Ве звезд Хсрбига в RSF 4 Cyg В.

3. Обнаружение периодической и квазипериодической переменности в поведении блеска Ае/Ве звезд Хербига в интервале периодов от 10 до 100 суток и их интерпретация, как следствие периодических вариаций уровня аккреции.

4. Результаты анализа параметров избранных МЗ с целью исследования принадлежности к типу Ае/Ве звезд Хсрбига. Вывод о том, что

Ае/Ве звезды в ЦБР Сер ОВЗ сильно проэволюционировали и могут находиться вблизи Главной Последовательности.

5. Эмпирическая модель МЗ, которая представляет собой систему "звезда-диск"и ее обоснование. В этой модели звезда окружена двухком-понентной дискообразной оболочкой, состоящей из неоднородного плоского газопылевого диска, в котором движение происходит по круговой орбите, и облака протокометных тел, в котором движение происходит по эллиптическим орбитам. Плоскости орбит протокометных тел могут не совпадать с плоскостью диска.

Апробация работы.

Основные результаты диссертации докладывались на семинарах Астрономического института АН РУз, Кафедры Астрономии НГУ, на первой Международной конференции "Природа и эволюционный статус Ае/Ве звезд Хсрбига"(Голландия, Амстердам, Октябрь 1994 г.), на научном семинаре Государственного Астрономического Института им. Штернберга (Москва), на Всероссийской конференции "Астрофизика на рубеже веков"(Пущино, Май 1999 г.) и Международной конференции "Б.В. Кукаркин: Переменные звезды как ключ к пониманию структуры и эволюции Галактики "(Россия, Москва, Октябрь 1999 г.)

Структура диссертации.

Диссертационная работа состоит из введения, пяти глав и заключения, занимающих 126 страниц машинописного текста, 44 рисунков и 15 таблиц, списка цитируемой литературы (205 наименований) и одного приложения.

В Главе I рассматривается современное состояние проблемы нестационарности МЗ промежуточных масс, приводится описание основных гипотез, объясняющих источники нестабильности МЗ и анализируются возможные пути решения проблем.

Раздел 1.1 включает в себя обзор фотометрических, спектральных и поляриметрических хактеристик Ае/Вс звезд Хсрбига, полученных в результате недавних исследований. Выделены две основные гипотезы об источнике фотометрической и спектральной активности МЗ:

- гипотеза дисковой аккреции;

- гипотеза хромосферной активности;

В разделе 1.2 рассматриваются наблюдательные предпосылки существования гипотезы дисковой аккреции. Наличие у МЗ ИК-избытков, спектральных особенностей (таких как, профили эмиссионных линий, эмиссионные силикатные полосы и линии полицикличсские ароматических углеводородов, обратный профиль Р Су§); фотометрические и поляриметрические наблюдения, а также прямые ИК-снимки полученные в последнее время, свидетельствуют о существовании в окрестностях МЗ больших масс газопылевой материи, которая сформирована в уплощенные оболочки (оптически толстые газопылевыс диски). На основе этих данных обосновывается гипотеза дисковой аккреции как источника наблюдаемой нестационарности МЗ.

В разделе 1.3 описываются наблюдаемые проявления хромосферной активности. Несмотря на то, что согласно современной теории звездных

атмосфер у Ае/Ве звезд Хербига должны отсутствовать субфото-сферныс конвективные оболочки, спектры этих звезд демонстрируют признаки хромосферной активности (эмиссия в линиях На, Call Н и К, Mgll Н и К, Na D и др.), a также некоторые особенные линии (CIV), указывающие на сильный звездный ветер и плотные обширные хромосферы. Гипотезу хромосферной активности как источника наблюдаемой фотометрической активности звезд поддерживают Бом и Катала (1995).

В разделе 1.4 приводится сравнительный анализ наблюдательных фактов, свидетельствующих в пользу или противоречащих гипотезам дисковой аккреции и хромосферной активности.

В разделе 1.5 рассматриваются цели, задачи и методика проведения наблюдательной программы МЗ, которая получила название "ROTOR"(Research Of Traces Of Rotation). К концу 1998 в рамках про граммы ROTOR было получено около 39000 наблюдений для 95 Ае/Ве звезд Хербига, 29000 наблюдений для 110 звезд типа Т Тельца и более 4000 наблюдений для 6 фуоров и родственных объектов. Средняя эпоха наблюдений для каждого объекта составляет 7-9 лет. а для ряда интересных объектов 12-15 лет.

Приводятся основные характеристики использованной аппаратуры. Фотоэлектрическая фотометрия проводилась в полосах UBVRI' с использованием двух 60-см рефлекторов фирмы Цейсс и одного 48-см рефлектора АЗТ-14, которые оснащены идентичными фотометрами на счете импульсов. Фотометрические наблюдения проводились двумя методами

— дифференциальным и экстинкционным методом Никонова (1953).

Одной из основных задач этой программы является обнаружение, анализ и интерпретация периодических, циклических и квазицикличсских явлении в фотометрическом поведении МЗ. Анализ наблюдательных рядов проводился, в основном, с помощью двух численных методов (Тсрс-биж, 1992), ориентированных на анализ неравномерных временных рядов: CLEAN и LS-спектр (метод Шустсра, обобщенный на неравномерные временные ряды).

Глава II посвящена исследованию области звездообразования RSF 4 Cyg В и двух наиболее интересных Ас/Be звезд Хербига, принадлежащих этой области — AS 442 и V517 Cyg. Также сделан обзор наблюдательной информации по другим Ае/Ве звездам Хербига в этой области.

В разделе II. 1 "рассматриваются характеристики 03 RSF 4 Cyg В, связанной с эмиссионными туманностями NGC 7000/IC 5070. Проведена UBVR-фотомстрия 121 звезды раннего спектрального класса, проецирующихся на область RSF 4 Cyg В. По результатам фотометрии все объекты были разделены на три группы: звезды, находящиеся в объеме облаков; звезды ближнего фона и звезды дальнего фона. По диаграмме (Ев_у)-(то-Му) найден модуль расстояния — 9'".15, что соответствует расстоянию 675 ± 30 пс. Приводится карта поглощения Ау. Оценки закона поглощения соответствуют нормальному закону — R—3.4. В области отсутствует видимое скопление звезд высокой светимости, находящихся на главной последовательности, которые обычно являются

ядром 03 и возбуждает свечение эмиссионной туманность. Это может быть следствием необычной ориентации 03 по отношению к наблюдателю. Сделан вывод о том, что скоплением, возбуждающим свечение туманности, могут быть несколько ИК-источников, обнаруженных Козном и Кухи (1979) вблизи центра кривизны большого дугообразного волокна, которым заканчивается край HII-зоны. Обнаружены 33 новые На-эмиссионные звезды и в совокупности с данными других исследователей группировка эмиссионных звезд насчитывает уже более 210 объектов, принадлежащих 03. По нашим подсчетам около 30 эмиссионных объектов являются Ае/Ве звездами Хсрбига. Такое необычно большое по отношению к другим 03 содержание Ас/Be звезд, также может быть следствием ориентации 03.

В разделе II.2 исследуется Ае/Ве звезда Хсрбига AS 442 — V1977 Cyg (Sp В9). Наблюдения показали, что AS 442 является переменной в пределах 10т.8 — 11т.8 и в разные годы амплитуда переменности составляла от 0т.2 до 0т.8 в полосе V. На долговременные изменения накладываются кратковременные (5d— 10d) ослабления блеска с амплитудой 0т.2 — 0т.6, что отличает се от обычных звезд типа UX Ori, амплитуда ослаблений которых составляет 2т — Зт. Также меньше и частота этих ослаблений. Многолетние наблюдения показали, что AS 442 показывает периоды активности, когда блеск звезды меняется с амплитудой 0т.7 — 0т.8, и периоды спокойствия, когда ее блеск меняется с амплитудой 0т.2. На интервале 1984-1985 гг. были обнаружены квазипериодические колебания

с характерным временем P=68d.516, которые в последствии исчезают. Показано, что поведение звезды во время алголеподобньгх ослаблений имеет особенности, характерные для других звезд типа UX Ori — поствспышки, квазипсриодические колебания блеска после выхода из минимума. депрессия блеска до и/или после ослаблений.

В разделе II.3 исследуется Ас/Be звезда Хербига V517 Cyg — LkHa 371, принадлежащая к той же компактной группе молодых звезд раннего спектрального класса, что и AS 442. За 15 лет наблюдений было получено более 1400 наблюдений в полосах UBVR.. На кривой блеска в 1984-1987 гг. наблюдается волна и на которую накладывается алго-леподобные ослабления с амплитудой до I"1, однако эти волны не носят строго периодический характер. В 1992-1998 гг. амплитуда ослаблений составила 2т. В 1988 г. ал голе подобные минимумы показывали цикличность появления с характерным временем 38d.16.

Проанализированы 9 спектрограмм, полученных с разрешением 2.5 А. На спектре видна раздвоенная эмиссионная линия На (EWНа — 15 ± 5 А), абсорбционные линии дублета Na D 5890+5896, бленда Mgl 5173 + Mg I 5167 + Fe II 5169. Соотношение эквивалентных ширин Нд, бленды Mgl+Fell — 5169 и линии Fell 4924 подтверждает спектральный класс АЗ-5. Показано, что собственный ИК-избыток, полученный по распределению энергии в спектре, в предположении спектрального класса АЗ-А5 V, составляет что свидетельствует либо о небольших раз-

мерах околозвездного газопылсвого облака, либо о поздней стадии эво-

люции околозвездных образований у V517 Cyg.

В Главе III исследована молодая ассоциация Сер ОВЗ, связанная с 03, в которой звездообразование возможно инициировано вспышкой сверхновой. Исследован эволюционный статус и принадлежность к ассоциации возможных Ае/Вс звезд Хсрбига — IL Сер, BHJ 71 и LkHa 350.

В разделе III.1 представлена UBVR-фотомстрия и классификация дополнительной выборки из 57 звезд в области ассоциации Сер ОВЗ с целью уточнения расстояния до ассоциации и закона межзвездного поглощения. На основе анализа диаграммы (Ед_у)—(irio-My) получен модуль расстояния my—My— — 9.2. Оценки закона поглощения соответствуют нормальному закону — R—3.4. Проведен анализ принадлежности ряда звезд к членам ассоциации.

В разделе III.2 исследуется яркая двойная Ас/Be звезда Хсрбига HD 21G629 АВ—IL Сер. Проанализирована UBVR-фотомстрия, JHKL-фотомстрия, а также спектральные наблюдения. Показано, что звезда IL Сер А, ошибочно отнесенная ранее к алголям типа ЕА с периодом ld.4, является Be-звездой Хсрбига со светимостью, близкой к светимости звезды начальной главной последовательности. Отсутствие заметного избытка в области 2 мкм свидетельствует о том, что дисковая оболочка IL Сер видна с "ребра". В спектре найдены многочисленные и интенсивные диффузные межзвездные молекулярные полосы в области от 4000 до 6750 А, а также узкие межзвездные линии Call и Nal. Обнаружена переменность визуального спутника IL Сер АВ — ADS 16341В с

амплитудой О"1.7. Физическую связь с компонентой А и принадлежность к ассоциации Сер ОВЗ подтвердить не удалось.

В разделе III.3 приводятся результаты наблюдений BHJ 71. По кривой блеска, спектральным и цветовым особенностям установлснно, что BHJ 71 не является обычной Ае/Вс звездой Хербига. Рассматриваются два варианта: либо BHJ 71 является проэволюционировавшей звездой с оболочкой, уходящей с ГП (звезда типа j Cas), либо она — проэволюци-онировавшая Ас/Be звездой Хербига с газовой оболочкой и остаточной аккрецией (пост-Ас/Вс звезда Хербига). В 1985-1992 гг. у звезды наблюдался сброс оболочки.

В разделе III.4 приводятся результаты наблюдений LkHa 350. За период наблюдений эта звезда не показала заметной переменности. Все изменения блеска лежат в пределах ошибок, соответствующих данной звездной величине. Согласно Хербиг и Белл (1988), LkHa 350 может быть обычной Ве-звсздой. Нельзя также исключить, что LkHa 350 является пост-Ае/Ве звездой Хербига.

Глава IV посвящена исследованию 6 Ае/Ве звезд Хербига в избранных компактных областях звездообразования: XY Per. V1331 Cyg, MWC 342, LkHa 198, MWC 297 и LkHa 234.

В разделе IV. 1 приводятся результаты UBVR-фотометрических наблюдений XY Per, проведенных в 1985-1998 гг. В эту эпоху XY Per показала изменения блеска с амплитудой и 1т в полосе V. Показано, что переменность блеска XY Per можно разделить на три составляющие: 1)

плавные изменения от года к году среднего уровня блеска; 2) квазипери-одичсские колебания с характерным временем 20-40 суток и амплитудой 0т.З; 3) алголеподобные ослабления блеска с длительностью 15-20 дней и амплитудой 0т.6. С помощью метода CLEAN уточнен квазипериод колебаний блеска на интервале 1988-1995 гг.: Р~22^.7252. Сделан вывод, что наблюдаемая переменность обусловлена действием двух механизмов — поглощением света околозвездными образованиями и нестационарной аккрецией. Во время локального минимума 1991 г., связанного с затмением звезды околозвездным образованием, в излучении звезды наблюдался УФ-избыток. Вероятная причина его появления — попадание затмевающего околозвездного образования или его части в зону аккреции.

Анализируется спектр с высоким разрешением в области 3600-6700 А, который содержит как фотосфсрныс линии, так и линии околозвездной оболочки. Профили оболочечных линий Fell свидетельствуют об аккреции вещества на звезду со скоростью 110-140 км/с. Из линий серии Бальмера только линия На находится в эмиссии с эквивалентной шириной EWHa = —0.8 А. Наиболее сильные абсорбционные линии Fell, а также Mgll 4481.33 и Не1 5875.65 имеют эмиссионный компонент в центре линии. Присутствие эмиссионных компонент в линиях с различным потенциалом возбуждения говорит о наличии у звезды горячей газовой неоднородно разогретой оболочки.

В разделах IV.2-IY.5 приведены результаты наблюдений звезд V1331 Cyg, MWC 342, V633 Cas=LkHa 198 и MWC 297, а также про-

ведена одинаковая процедура поиска периодических процессов с помощью метода CLEAN. Эти объекты показали переменность в пределах от 0т. 15 до О"'.8. Наблюдаются плавные изменения блеска с характерным временем 70-140 суток, на которые накладывается быстрая стохастическая составляющая с амплитудой 0'".1 — 0Ш.2. Многолетние наблюдения MVVC 342, V633 Cas и MVVC 297 также показывают плавные изменения среднего блеска из года в год.

У всех четырех звезд были выявлены квазипериод?>г, которые меняются с течением времени в пределах от 10 до 50 суток. Только V633 Cas показала устойчивый период 35.5051 суток на всем интервале времени наблюдений. Сделано предположение, что наблюдаемый разброс периодов отражает пространственную природу возникновения этих квазипериодических явлений. Возможно, что явления связаны с процессами аккреции околозвездных образований.

В разделе IV.6 приведены результаты фотометрических и спектральных наблюдений LkHa 234 = V373 Сер, звезды типа UX Ori с амплитудой переменности ~ 1т. Кривая блеска LkHa 234 содержит волны длительностью НО'' на протяжении 1984-1990 гг. Также в 1987, 1989 и 1994 гг. присутствуют циклы 22 ± 2d. Многолетняя кривая блеска демонстрирует циклы активности блеска 7.43 года (2720d). Интенсивность абсорбционной линии H7 соответствует спектральному классу ВЗ, что хорошо согласуется с положением звезды на двухцветной диаграмме.

В главе V приведена интерпретация полученных результатов и пред-

ложена качественная модель аккреционного диска, объясняющая наблюдаемые фотометрические явления. Предложенная модель диска имеет двухкомпонентную структуру. Наряду с плоским диском, где вещество вращается по орбитам близким к круговым, присутствует большое количество газопылевых облаков, вращающихся в более широких пределах угла наклона (и 30° к плоскости диска) и имеющих орбиты с большим эксцентриситетом. При сближении со звездой эти облака, пересекая луч зрения, вызывают алголеподобные ослабления, а в области периастра может происходить аккреция фрагментов облака непосредственно на звезду. Также обосновывается утверждение о том, что характер визуальной переменности сильно зависит от того, под каким углом мы наблюдаем Ае/Ве звезды Хербига, которые представляют собой систему "звезда-диск". Когда мы видим околозвездный диск с "ребра"перемснность обусловлена экранированием звезды газопылевыми образованиями, а когда звезда наблюдается с полюса изменения блеска в основном вызваны процессами нестационарной аккреции.

В Заключении, традиционно, излагаются основные результаты проделанной работы.

В Приложении приведены таблицы с результатами фотометрических наблюдений звезд, проецирующихся на области звездообразования ПЭР 4 Cyg В и Сер ОВЗ. Таблицы приведены с примечаниями.

Личный вклад автора.

1. Проведение фотометрических наблюдений: Автор настоящей рабо-

ты принял участие в наблюдениях МЗ, исследованных в этой работе, начиная с 1984 г. и по настоящее время. Автор также принимал участие в коллективных наблюдениях нескольких десятков Ае/Ве звезд Хербига [6, 7, 10, 11]. За все время наблюдений автором было получено около 15 700 UBVR-оцснок блеска 98 МЗ.

2. Численный анализ временных рядов. Диссертант, используя алгоритмы из работ Теребижа (1992) и Робертса и др. (1987), составил и отладил ряд программ, реализующих метод CLEAN и LS-спектр в представлении Ломба (1976) для численного анализа неравномерных временных рядов. С помощью этих методов автором проведен анализ кривых блеска большинства звезд, представленных в работе. В работах [14,15] автор самостоятельно провел детальное исследование кривых блеска ряда звезд, предварительное исследование которых было проведено в работах [6, 7]. Автором дана качественная интерпретация обнаруженных явлений.

3. Исследования ОЗ. В работах [3, 12] автором проведен анализ фотометрических наблюдений, в получении которых он также участвовал, звезд-членов 03 RSF 4 Cyg В и RSF Сер ОВЗ и получены основные параметры этих 03: состав населения, расстояние до 03, закона поглощения. В работах [1, 2] автор выделил ряд новых членов этих 03.

4. Анализ кривых блеска МЗ. Автор принимал равноправное участие в анализе кривых блеска и интерпретации нестационарных явлений, опубликованных в совместных с Шевченко B.C. и другими соавторами статьях.

Благодарности.

Автор выражает глубокую благодарность [B.C. Шевченко

за поста-

новку задачи и руководство работой. Я также искренне признателен J1.H. Бердникову, у которого я учился проводить наблюдения. Самоотдача и профессионализм JT.H. Бердникова при проведении наблюдений оказала на меня большое воздействие и во многом способствовали моему становлению как наблюдателя-фотометриста. Автор благодарен К.Н. Гранки-ну, О.В. Ежковой, М.А. Ибрагимову, С.Д. Якубову и другим сотрудникам нашего отдела за помощь в проведении наблюдений на г. Майданак в течение 1984-1998 гг. Автор также признателен всем соавторам за сотрудничество в совместных работах.

Автор благодарит проф. В.Л. Страйжиса за предоставленное наблюдательное время на 1-м рефлекторе Цейсса на г. Майданак, A.C. Расторгуева за помощь в этих наблюдениях, A.C. Мирошниченко за проведенные на 1-м рефлекторе Цейсса на г. Ассы-Тургень и любезно предоставленные UBVRIJHK-наблюдения звезд BHJ 71 и IL Сер. Автор также благодарит КТШТ и администрацию CAO РАН за предоставленное время на телескопе БТА, E.JI. Ченцова за помощь в этих наблюдениях.

Я очень признателен администрации Астрономического института АН РУз за поддержку моей научной работы. Я также благодарен Американскому и Европейскому Астрономическому обществам, Научному фонду СОРОСа, Фонду поддержки гражданских исследований (CRDF) (малые единовременные гранты и долговременные гранты А-02-048, MZA ООО,

ZP1-341) за финансовую поддержку настоящего исследования в прошлое и настоящее время. В данной работе использованы материалы базы данных SIMBAD (Страсбург, Франция) и базы данных Sky Digital Survey (США).

Основные результаты диссертации опубликованы в следующих работах:

1. Melikian N.D., Shevchenko V.S., Melnikov S.Yu. — New Ha-emission Stars in the Regions NGC 7000, 1С 5068 and 1С 5070. IBVS Com. 27, 1987, No. 3073.

2. Balazs L.G., Melikian N.D., Melnikov S.Yu., Shcvchcnko V.S. - H-alpha Variables in the Field of NGC 7000, 1С 5068 and 1С 5070. IBVS Com. 27, 1987, No. 3099.

3. Шевченко B.C., Гранкин K.H., Мельников С.Ю. — Структура RSF 4 Cyg В — области звездообразования в необычном ракурсе. Астрономический журнал, 1988, Т. 65, С. 1230.

4. Абрамян Г.В., Зарацян С.В., Меликян Н.Д, Мельников С.Ю., Шевченко B.C. — Ае-звезда Хербига V517 Лебедя, Астрофизика, 1990, Р. 32, С. 39.

5. Shevchenko V.S., Grankin K.N., Ibragimov М.А., Melnikov S.Yu., Yakubov S.D., Melikian N.D. — Periodic Phenomena on V373 Сер = LkHa 234 Light Curve. IBVS Com. 27, 1991, No. 3628.

6. Shevchenko V.S., Grankin K.N., Ibragimov M.A., Melnikov S.Yu., Yakubov S.D. — Periodic Phenomena in Ac/Be Herbig Stars Light Curves. I. Light Curves Classification and Digital Analysis Methods. Astrophysics

and Space Science, 1993, V. 202, P. 121.

7. Shevchenko V.S., Grankin K.N., Ibragimov M.A., Melnikov S.Yu., Yakubov S.D. — Periodic Phenomena in Ae/'Be Herbig Stars Light Curves. II. Results and Probable Interpretation for Selected Stars. Astrophysics and Space Science, 1993, V. 202, P. 137.

8. Melnikov S.Yu., Shevchenko V.S., Grankin K.N., Ibragimov M.A., Yakubov S.D. - Light Curve Peculiarities of AS 442 = NSV 13308. IBVS, 1993, No. 3895.

9. Мельников С.Ю. — О переменности звезды Ае/Ве Хсрбига AS 442 = NSV 13308. Переменные звезды, 1993, Т. 23, С. 117.

10. Шевченко B.C., Витриченко Э.А., Гранкин К.Н., Ибрагимов М.А., Мельников С.Ю. - Протоалголи и квазиалголи. Письма в АЖ, 1993, Т. 19, С. 334.

11. Shevchenko V.S., Grankin K.N., Ibragimov М.А., Melnikov S.Yu., Yakubov S.D. — Light curves classification and periodic phenomena on Ae/Be Herbig stars. ASP Conference Ser., 1994, V. 62, P. 47.

12. Shevchenko V.S., Grankin K.N., Ibragimov M.A., Kondratiev V.B., Melnikov S.Yu., Yakubov S.D. — The noticeable eruptive events in Herbig Ae/Be stars: variability in 1990-1993. ASP Conference Ser., 1994, V.62, P.57.

13. Мельников С.Ю., Шевченко B.C., Гранкин K.H., Ибрагимов M.A., Якубов С.Д. - HD 216629 = IL Сер, BHJ 71 и LkHa 350 - вероятные Ае/Ве звезды Хербига в ассоциации Сер ОВЗ. Ассоциация Сер ОВЗ и BHJ 71. Астрономический журнал, 1995, Т. 72, С. 48.

14. Мельников С.Ю., Шевченко B.C., Гранкин К.Н., Ибрагимов М.А., Якубов С.Д. - HD 216629 = IL Сер, BHJ 71 и LkHa 350 - вероятные Ае/Ве звезды Хсрбига в ассоциации Сер ОВЗ. Результаты наблюдений HD 216629 AB и LkHa 350. Астрономический журнал, 1996, Т. 73, С. 390.

15. Мельников С.Ю. — Квазипериодические колебания блеска четырех Ае/Ве звезд Хербига. Письма в АЖ, 1997, Т. 23, С. 918.

16. Мельников С.Ю., Ежкова О.В. — Фотометрическое и спектральное исследование Ае/Ве звезды Хсрбига XY Per. Письма в АЖ., 2000, Т. 26, С. 282.

Цитированная литература:

Бом, Катала (Bochm T., Catala С.)// Astron. and Astrophys. 1995. V. 301. P. 155.

Коэн, Кухи (Cohen M., Kuhi L.V.) // Astrophys. J. Suppl. Ser. 1979. V. 41. P. 743.

Ломб (Lomb N.R.) // Astrophys. and Space Sei. 1976. V. 39. P. 447. Никонов В.Б. // Бюл. Абаст. обе. 1953. Т. 14. С. 3. Роберте и др. (Roberts D.H., Lehar J., Dreher J.W.) // Astron. J. 1987. V. 93. P. 968.

Теребиж В.Ю. Анализ временных рядов в астрофизике. Москва: Наука. 1992.

Хербиг, Белл (Herbig G.H., Bell K.R.)// Lick Observatory Bulletin. 1988. No. 1111.

С.Ю. Мельннковнинг «Юлдузлар пайдо булиши танланган соз^аларидаги Ае/Ве юлдузларини тад^ш$ этиш» мавзусидаги диссертациясига

АННОТАЦИЯ

Диссертацияда 11та Хербиг Ае/Ве юлдузларининг куп йиллик фотоэлектрик UBVR-кузатиш натижалари берилган. Бундан таш^ари, Суд В нинг SFR 4 со^асида жойлашган 121 та юлдуз ва юлдуз пайдо булиш со^ала-ригача булган масофаларнн, ютилиш ^онунлари ва юлдуз таркибларипи урганиш ва бу соз^а билан богланган 57 юлдузнипг UBVR-фото.метрпяси олпнди. Тад^и^отлар куп йиллик РОТОР дастури допраснда о,\иб борилди. Бу дастурнинг вазифаларидан бири Хербиг Ае/Ве юлдуз-лари ёрцннлигшшнг даврий узгаришларшш топишдир.

RSF 4 Суд В юлдузлар пайдо булиши улкан соз^аси-нинг чекка ^исмларида кичик з^ажмли булган, одатда ти-газ со^алардагнна уч-райдиган Хербиг Ае/Ве юлдузла-ри топилди. Бундан, RSF Сер ОВЗ со^аларидаги Ае/Ве юлдузлари кучли даражада эволюцняланган Хербиг Ае/Ве юлдузлари булиши мумкин, деган хулоса чщарилди.

Бу юлдузларни кузатиш шуни к^фсатдики, улар 0.15 дан 2.50 гача булган юлдуз катталиклари (V полосада) оралитдаги амплитуда узгаришини намоён этар экан. AS 442, V517 Суд ва XY Рег юлдузларининг ёр^инлик эгрилиги сусайиши 0m.4-0m.7 амплитуда билан алгольси-мон булишини (UX Ori турдаги юлдузлар) к^фсатди. Шу-нинг учун бу юлдузларни амплитуда сусайиши 2т-Зг".5 булган UX

Ori турпдаги юлдузлар тупламига кирувчи юлдузлар, деб ^араш мумкин. VI331 Суд, LkHa 198, MVVC 342 ва MWC 297 ларнинг ёр^инлик эгрилиги деяр-ли з?амма вацт жадал нотутри узгарувчанлик амлитудаси-га (0m.l-0m.2) эга булади. MWC 342, LkHa 198 ва MWC 297 каби юлдузлар шшг куп йиллпк моннторлиги, бу юлдузлар ёр^ннлигишшг йилдаы-йнлга секннлнк бнлан узгараётганлигини курсатди.

Ёр^ннликнинг даврий равишида узгаришшшнг тад1$ш$отлари натижаси курсатилган. Ва^т ^аторларн CLEAN методлари ёрдамида тахлил ^илингап. Бнр ^анча юлдузларда 10 дан 50 суткагача булгап оралиеда квази-даврлар ашщланган. Фа^ат LkHa 198 гина 35.5051 сутка-лик 6api$apop даврнн курсатди ва бу кузатишнинг бошидаи охнригача бир хил турди.

Фотометрик ва спектрал кузатишлар асосида ва бопща муал-лифларнинг ишларидан фойдаланиб, «ёш юддуз-юлдуз атрофида пайдо булган объектлар» эмперик модели таклиф 1>илинди. Модель нкки компо-нентали юлдуз атрофндаги гардишни уз ичига олади ва Хербиг Ае/Ве юлдузларининг турли у,пл фотометрик хусусиятлари-нинг фарки, «юлдуз-гар-днш»нинг ердаги кузатувчига нисабатан турли ^илда жойлашиши туфайлпдир, деб ^аралади.

"Investigation of Herbig Ae/Be stars in the selected star forming regions"

by Melnikov S.Yu.

Annotation

The results of long-term photoelectic UBVR observations of 11 Herbig Ac/Be stars are presented. The photoelectric UBVR observations of 121 stars associated with star forming region (SFR) 4 Cyg B and of 57 stars associated with SFR Cep OB3 were made. Parameters these SFR such as distance to the regions, law of extinction, star population were obtained. The investigations were carried out as part of the long-term program ROTOR; one of the goals of this program to search for periodic light variations in Herbig Ac/Be stars.

The low-mass Herbig Ac/Be star in peripheral areas of giant SFR 4 Cyg B were discovered. Usually they lie in compact star forming region. We found that Herbig Ac/Be stars in SFR Cep OB3 can be very evolved ones.

The observations of Herbig Ae/Be stars indicate that these stars showed a variability in the range 0m.15 to 2m.5 (V band). Light curves of AS 442, XY Per and LkHa 234 contain Algol-like nonperiodic minima (UX Ori stars) with an amplitude of 0m.4-lm. Therefore these stars can be a subgroup of classical UX Ori these have the amplitude of minima in the range 2m to 3m.5. Light curves of V1331 Cyg, LkHa 198, MWC 342 and MWC 297 usually have rapid irregular variability with amplitude of 0m.l-0m.2. In the course of long-term monitoring of MWC 342, V633 Cas and MWC 297 we also revealed smooth year-to-year variations in the mean brightness.

The results of a search for periodic light variations are presented. The time

series were analyzed by the CLEAN method. Quasi-periods that varied over the range 10 to 50 days were detected in several stars. Only V633 Cas showed a stable period of 35.5051 day, which was observed in the entire interval of observations.

On the basis of the photometrical and spectral observations, using results of other authors, an empirical model of "young star-circumstcllar formations"was supposed. The model includes a bi-componcnt circumstcllar disc. The differences of photometrical behaviour of Herbig Ac/Be stars were explained in term of the difference of orientation of "star-disk"toward earth observer.