Исследование фотометрической и спектральной переменности избранных Ае/Ве звезд Хербига тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК ГЛЛШ1ЛЯ АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ

На прав,IX румшт и

УДК .721:'»

л $

ЕЖК013А ОЛЬГА ВИКТОРОВНА им

2 5 .МАЙ ш

ИССЛЕДОВАНИЕ ФОТОМЕТРИЧЕСКОМ И СПЕКТРАЛЬНОЙ ПЕРЕМЕННОСТИ ИЗБРАННЫХ Ае/Ве ЗВЕЗД ХЕРБИГА

('псщылыюстъ 01 .ОН.02 астрофичнка, радиоастрономия

А итореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата фитико-математических наук

САНКТ-ПЕТЕРБУРГ - 2000

Работа выполнена в Астрономическом Институте АН РУз имени М.Улугбек;

Научный руководитель:

Доктор физико-математических наук, профессор

Официальные оппоненты:

Доктор физико-математических наук

Кандидат физико-математических наук Ведущая организация:

Государственный Астрономический Институт им П.К.Штернберга, МГУ

Защита состоится Л<й. % 2000 г. в ^^ час. С1 мин. на

заседании Специализированного Совета (шифр К 002.92.01) Главной Астрономической Обсерватории РАН. Адрес: 196140, Санкт-Петербург, Пулково, ГАО РАН.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ГАО РАН.

Автореферат разослан

¡Шевченко В.С.] (АИ АН РУз, НИИПП)

Гринин В.П.

(НИЛИСПБУ)

Погодин М.А. (ГАО РАН)

Ученый секретарь Специализированного Совета

кандидат физико-математических наук I // /7у1 Наговицин Ю.А.

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность темы. Изучение физических характеристик Лс/Пс 3bcuí Хербига весьма перспективно для решения проблемы iipum x<i-ждеппя II начальной стадии нюлюппн звезд больших и средних ма< с. Со времени открытия Дж. Хербнгом молодых звезд с массами '2 G М :\ находящихся на начальной стадии тволюцнп [1], которые являлись как бы продолжением п область ранних спектральных кл,и < ов молодых звезд типа Т Тельца, исследования звезд Хербига прншчли очень .много ценной информации о происхождении звезд, структуре областей звездообразования, начальных стадиях звездной шолюшш. 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, субмиллимстровом и радио диапазонах спектра. Наиболее обширной из программ является комплексная наблюдательная программа ROTOR, и которой на протяжении последний б лет принимала участие и авто]) настоящей работы. Исследования в рамках чтои программы позволили обнаружить ряд новых свойств Ае/Пе звезд \cpfui га. и том числе открыть около десятка загменных переменных < редп Ле/Ие звезд Хербпга и звезд Т Тельца, обнаружить вращательную модуляцию блеска ряда звезд, в том числе обусловленную оболочками с горячими п холодными пятнами, обнаружить гигантские нротоко-метьг. вызывающие крупномасштабные измерения блеска. Нанбо юс значимыми результатами программы явилось определение фундаментальных характеристик (масс, радиусов, свотимостей, температур поверхностей), открытие и описание свойств оптически-толстых оболочек. что привело к важному зак лючению о серьезном несоотпел i вин наблюдаемых физических свойств Ае/Ве звезд Хербига н звезд тина Т Тельца всем современным численным моделям начальной звездной чво-лкшии. Таким образом, дальнейшие исследования Ае/Пе звезл Хсрбп-[ а, получение любых новых наблюдательных данных н ннтерпре i линя наблюдательного материала представляется особенно актуальной.

Проблема происхождения и ранней стадии шолюцпп звезд в молекулярных облаках по-прежнему далека от решения п 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. выявились 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 свойств 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 указывают характерная кривая блеска, высокая болометрическая светимость, комбинированный BOeq - F2 спектр с сильной переменностью эмиссионных линии. 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 IU было инициировано взрывом сверхновой около G 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 падсни-

_______ем блеска) во второй полошш<г20:пГвска.

■1. Ае/Ве звезды Хербпга самой высокой свстимос тн 1ID 533G7 и BD +651637 покачала уникальную переменность, не сходную на с одним ni подклассов переменности Ае/Ве звезд Хербпга. Исследованию •этих звезд, а также (¡U СМа посвящена четвертая -задача исследований.

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

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

Формирование как молено более полного банка данных фотометрических и спектральных исследований избранных объектов, анализ данных других авторов, и частности в других областях злектромагннтно-ю излучения, с цепью построения получмпнрпческой модели явлений, послужили одном из главных задач исследовании.

Научная новизна. В процессе, выполнения работы был получен ряд нов!,IX результатов:

1. В результате исследования родственных фуорам звезд Z СМа и BN Orí было установлено, что явления, близкие к явлению фуора, могут происходить у разных по характеру спектра, < корос'тн вращения н с тепени оттока вещества звезд Ае/Ве Хербпга высокой светимости.

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

В частности, на основе максимально полного (бора фонометрической информации для BN Orí автору впервые удалось найти свидетельства в пользу родственности явлениям фуора вспышки звезды п середине века.

2. О ткрыт i онершенно новый тип крупномасштабной переменности у Ае/Ве звезд Хербпга самой высокой светимости HD 53367 и BD +651637.

Почти симметричные падения и подъемы блеска продолжительностью около 6 7 лет, амплитудой около 0"'.3 V и сильным "поголубе-

з

нпе.м" 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 in спектральных исследований с высоким разрешением, позволил установить, что эта звезда была отнесена к классу Ас/Be звезд Хербигом [1] ошибочно. Авто]) классифицировала ее как классическую Be звезду (возможно с переменностью типа -,C'a.s) 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 звездоподобпого 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. Фото.метрируя эти звезды на протяжении последних G лет, автор добавила к существующему массиву Майданакских наблюдений около 10% 10000).

__________Научная и практическая значимость. 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 привя-wib спектральные, фотометрические, ПК л заатлшеферные 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.

Апробация. Представленная работа отражает содержание 7 публикаций. Все полученные результаты были представлены на конференциях н симпозиумах:

1. "Астрофизика на рубеже веков"' (Пущино, Май 1999);

2. Gordon Research Conference on Origin of Solar Syst em (New Hapshire. .June 1999):

3. "Б.В.Кукаркин: переменные звезды - ключ к поппманию структуры и эволюции Галактики" (Москва, Октябрь 1999);

4. "Star Formation from the Small to the Large Scale" 33rd ESLAB Symposium (Noordwijk, November 1999);

а также докладывались на семинарах в Астрономическом институте АН РУз, Специальной Астрофизической Обсерватории (Россия, Буко-130, февраль 1999 г.), в ГАИШ (Москва).

На защиту выносятся следующие основные положения:

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 533G7 и BD +65°1С37.

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.

Структура и объем диссертации. Диссертация состоит из введения, четырехглав, заключения, списка литературы, содержащего 147 наименований. Объем основной части диссертации - 147 страниц, включая 49 рисунков, 8 таблиц и G страниц списка литературы.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во Введении обосновывается актуальность темы, сформулированы основные цели исследования, обсуждается научная новизна и практическая ценность полученных результатов. Кратко изложено содержание работы и приведены основные положения, выносимые на защиту. Указан личный вклад автора.

В Главе I ("Программа ROTOR. Цели, задачи и важнейшие результаты") описана программа ROTOR (Reserch Of Traces Of Rotation) ее цели, задачи и важнейшие результаты.

Главная цель программы состоит в том, чтобы на основе олно- — родных долговременных кривых блеска найти периодические н циклические процессы в кривых блеска переменных звезд, которые до тою считались неправильными переменными.

В юрой целью программы является построение полуэмпнрнческой модели молодой звезды и ее окружения (оболочек, протопланетного диска, биполярных 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.

К началу 2000 в рамках программы ROTOR было получено около 40000 наблюдений для 95 Ае/Ве звезд Хербига, 30000 наблюдений для 110 звезд Т Тельца н более 4500 наблюдений для G фуоров и родственных объектов. Это более чем вдвое превышает данные фотоэлектрической фотометрии для этих звезд, полученные всеми другими нсследо-натеп.екпми 1'ругшамц. Средняя продолжительность ряда наблюдении для каждою объекта составляет 8 -10 лег. а для ряда интересных ооь-ектов 11 20 лег. Кроме того, в программу вошло изучение 22 областей звездообразования, включающих 60 звезд ПАеВе [2].

В спектральном банке данных находились около 100 спектрограмм преимущественно IIBeS. полученных с высоким разрешением л ра»личных обсерваториях мира.

Все фотоэлектрические наблюдения проводились на горе. Майда-тк на двух (30-см рефлекторах "Zeis.s-GOO" и одном 48-с.м рефлекторе Л . I i !. Телескопы оснащены идентичными однокапальнымн импульсными фотометрами [2]. Обмен между фотометром и компьютером осуществляется с помощью интерфейсного блока, созданного С.И. Пономаренко. Программа обмена информацией между фотометром п IBM ГС разработана сотрудниками отдела Переменных звезд.

Гочпость наблюдений оценена по измерениям постоянных зшлд: в интервале блеска V от 7"' до 1-Г" для Г и В - Г, среднеквадратичные ошибки одного измерения coi тавляют 0"\01, для V — В « 0'".025. а дзя V - Я « О"1.015.

Г На основе анализа фотометрических рядов объектов программы п используя мировой банк данных были проведены классификация и анализ крупномасштабных кривых блеска изученных объектов [3].

При этом анализе возникли проблемы классификации звезд Хсрбига наивысшей светимости, в связи с. чем и возникла необходимость дополнительного исследования звезд BD +С5°1637 и HD 53367.

2. Циклические и периодические явления, обнаруженные на кривых блеска, доказали, что как горячие эмиссионные, так и холодные, оптически толстые в линиях и континууме оболочки Ае/Ве звезд Хер-бига, звезд типа Т Тельца, фуоров и родственных нм объектов создают вращательную модуляцию, связанную с неравномерностью температур их поверхностей. Это обстоятельство подтверждается изменением вида спектральных линий. Почти 1/3 НАеВе-звезд показывает цикличность в пределах 10-100 суток, которая может быть вызвана локальной непрозрачностью в холодных оболочках.

3. Крупномасштабная цикличность у Ае/Ве звезд Хсрбига с ал-голеподобными ослаблениями блеска, обнаруженная у 5 - 7 объектов [4,5], представляла наибольший интерес и требовала интерпретации.

В связи с этим возникла задача исследования физических характеристик наиболее яркого представителя этого типа звезд - BF Orí. Была поставлена задача разработать и обосновать гипотезу затмений веществом гигантских прото-комст.

4.Вращательная модуляция, вызванная холодными пятнами в фотосферах или оболочках WTTS, получила свое доказательство в специально поставленной наблюдательной программе, совместной с КрАО. Примерно у 30 WTTS вращательная модуляция холодными пятнами была детально исследована на Майданаке в процессе выполнения программы ROTOR.

5. Около 10 НАеВс-зве.зд и TTS MWC 1080, ВО Сер, IL Сер, TY CrA, Т Orí, GW Orí, VY Таи показывают точную периодичность, четко классифицируемую как затменная двойственность.

В связи с недостаточным фотометрическим и спектральным материалом, возникла необходимость дополнительно исследовать одну из таких звезд, GU СМа, что явилось одним из достижений настоящей работы.

G.Полученные в результате исследований и особенно в результате изучения двойных систем фундаментальные характеристики Ае/Ве звезд Хербпга, звезд типа Т Тельца, фуоров показывают несостоятельность современных моделей теории гравитационного сжатая.

Наблюдения, полученные в рамках программы ROTOR,, доступны через сеть Интернет с анонимного ftp://sun.astro.\vesleyan.«ln.

_________Гл.'inn IT ("Многолетняя ппклчтюстгГАо-'тады Хербига BF Ori.

Гш ант< кие протокометы и аккреция nt цротопланетного лпека' ) посвящена Ае/Ве звезде Хербига - BP Ori. Представлен наблюдательный материал н его интерпретация. Приводятся многолетние кривые блеска и результаты поиска периодических явлений.

На примере BF Ori была предпринята попытка показать реалистичность модели нестационарной и квазициклнческой аккреции из плоского цротопланетного диска на звезду. Заметную роль в такого рода аккреции играют крупные тела типа прото-Юпитеров с эллиптическими орбитами, которые мы назвали гигантскими прото-кометами (ГПК).

Ае-звезда Хербига BF Ori - одна из самых активных переменных звезд раннего спектрального класса с большой амплитудой переменности. Для построения и анализа кривой блеска использовалось 300 фотографических и 1080 фотоэлектрических наблюдений. Наличие периода G.3 года - это одна из наиболее ярких особенностей кривой блеска BF Ori. Мы полагаем, что б.Л-летняя периодичность BF Ori вы тана прохождением через перпастр ГПК. которую мы предлагаем назвать условно CIPC J BF Ori.

Проводя анализ спектральных наблюдении BF Ori, которые были получены во время выполнения программы, мы преследовали две ¡¡ели:

1. Доказать, что спектр звезды на самом деле является спектром оболочки как по профилям линий, так и по наличию многочисленных линий, характерных только для звезд с оболочками.

2. Произвести поиск следов GPCI BF Ori, используя спектрограммы с

высокой дисперсией, полученные в различных фазах переменност и блеска (максимум, минимум, средний блеск) в широком спектральном диапазоне.

Сравнение профиля линии На в максимуме и минимуме блеска дает весьма существенное различие.

В максимуме блеска относительная к непрерывному спектру пн-icacuiiiioc.Tb эмиссионной линии составляет менее 1'.5. Профиль линии состоит из двух компонентов примерно одинаковой интенсивности со слабым разделением узкой абсорбцией между компонентами и сглаженными пиками в максимумах эмиссионной линии.

В минимуме блеска интенсивность эмиссионной линии составила 1.3 для спектра 17 марта 1094 г. (F = 11"'.2) и 2.7 для спектров, полученных 19 и 20 сентября 19S3 г. (V = 1 Г".б). На всех спектрах

интенсивности компонент раздвоенных линий неодинаковы, а глубина абсорбции в центре линии, с учетом инструментального профиля, достигает уровня непрерывного спектра. Интересно отметить, что "синее" крыло эмиссионного профиля в минимуме всегда интенсивнее "красного" крыла на 20-35%.

Мы полагаем, что есть два обстоятельства, которые могли бы объяснить различие профилей линии IIcv в максимуме и минимуме:

1. Явления, приводящие к понижению блеска, т.е. затмения протоко-метными телами, возникают вблизи звезды, в то время как оптически тонкая оболочка, формирующая линию На, включает более обширное пространство и, таким образом, наблюдаемое явление усиления интенсивности линии связано просто с понижением уровня непрерывного спектра. Интенсивность линии уменьшается не столь сильно, как происходит падение блеска в континууме, что связано с тем обстоятельством, что внутренние, слои оптически тонкой оболочки также подвержены затмениям веществом прото-кометы.

2. Формирование, профиля линии На- связано с аккреццей, которая может усиливаться при при прохождении протокометных фрагментов через периастр, что, в частности, отражается на асимметрии компонентов профиля линии.

Возможно, оба обстоятельства имеют место одновременно. Все остальные линии в спектре BF О vi - достаточно узкие, абсорбционные линии. Самые многочисленные линии в спектре BF Ori - это линии ионизованного железа. Ярчайшей особенностью спектра оболочек звезд типа Ае/Ве Хербига являются уникально глубокие по интенсивности линии Fell - 42-го мультиплета. BF Ori не является исключением. Абсорбционные линии Fell 42-го мультиплета являются самыми интенсивными после водородных линий и линий Call.

Линии ионизованного титана также многочисленны в спектре BF Ori. Наиболее сильным признаком оболочки считаются гипертрофированно интенсивные линии Till 3759.29 Á и Till 3761.32 .4.

Голубые линии CrII (4558.66, 4588.22 А), хорошо выраженные у звезд с оболочками, также четко выделяются в спектре BF Ori. Дишш ультрафиолетового триплета нейтрального магния (3829.30, 3832.29. 3838.28 .4) принадлежащие 3-му мультиплету, имеют умеренную интенсивность. В спектрах звезд с оболочками интенсивности этих линии

-------------показинГГют'огчегливую корреляцию с пнтенснвностями линии Till и

других ионизованных металлов.

Наиболее сильными абсорбционными линиями нейтрального магния в спектре HF Orí являются линии 5172.68, 5183.60 Л второго муль-тнплета, профили которых выглядят несимметричными. Понпзован-Hbiii магнии в ближней ИК-области спектра представлен абсорбционными линиями 7877.13, 7896.36, 8213.99, 8234.64 Л, а в голубой - дуплетом 4481.16, 4481.33 А, который часто встречается в спектрах раннего спектрального класса и служит наиболее удобным признаком для классификации, однако на интенсивность дуплета сильно влияет наличие оболочки у звезды. Повышенная интенсивности этих линий также свидетельствует о на личии ярко выраженного спектра оболочки у BF Orí. Мы смогли определенно установить различие в относительных • ннтенснвностях и эквивалентных ширинах полос неотождествлснных межзвездных молекулярных линий. В минимуме блеска эти линии в 1.2-1.4 раза интенсивнее, чем в максимуме. При этом спектр, полученный Джоном Гре.ча.мом 11 марта 1994 г., не составляет исключения. Напрашивается вывод, что неотождествленные межзвездные молекулярные лпнпп" на самом деле формируются в протопланетных дисках или холодных протяженных оболочках звезд, а не только в межзвездной среде.

Подводя крапше итоги исследований спектра BF Orí. мьг хотели бы подчеркнуть следующее:

1. Спектр зве шы четко разделяется на спектр оболочки, которой принадлежит большинство абсорбционных линий, и спектр центрального тела, к которому относятся широкие крылья водородных и кальциевых линий и интенсивная линия Не1 (5875.63).

Спектр оболочки типичен для звезд Хербига с оптически толстыми в линиях оболочками, а спектр центрального образования во многом уникален н никак не < оответотнует самым современным моделям пз теории гравитационного сжатия. Оболочки формируются в результате холодной аккреции проюкомет, протоаетерондов н других образований в протопл.шеч ном диске.

2. Изменения интенсивности и контуров эмиссионной линии Нл- подтверждают схему механизма изменений блеска, в результате затмений звезды протокометными телами или другими объектами из протоплане гного диска.

3. В спектре звезды наблюдаются изменения интенсивностеп межзвездных неотождествленных молекулярных линий и слабых компонентов линии дуплета D Na, которые подтверждают гипотезу гигантской протокометы.

Глава III ("BN Ori (HD 245465 = BD +06°971) и интерпретация ее наблюдений") посвящена Ае/Ве звезде Хербига - BN Ori.

BN Ori - молодая звезда с эмиссионными линиями и пекулярной кривой блеска. В первой половине 20 столетия звезда показывала сильную (« 4"') неправильную переменность, характерную для Ае-звезд Хербига. Затем ее поведение изменилось, звезда стала практически постоянной, ее блеск почти не меняется в течение 35 лет.

Крупномасштабная кривая блеска BN Ori, как и некоторые спектральные особенности, указывают на определенное сходство свойств BN Ori с фуорами.

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 се 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.

В результате анализа кривой блеска и спектрального поведения BN Ori, мы предположили следующий сценарий: в первой половине 20-го столетия звезда BN Ori была звездой Хербига спектрального класса А6-А7 с массой сравнимой с массой звезды BF Ori (около 2 М.у). В 1947 г. в системе звезда-диск произошла фуороподобная вспышка, которая привела' к тому, что оболочка вблизи внутренней части аккреционного диска расширилась. Внешняя часть оптически тонкой

"оболочки, за исключением области вблизи звезды, где по шикает большая часть излучения в линиях На и Mgll, была выпрошена вместе г внешними частями (/? > 2 /?,) аккреционного диска. Большая часть околозвездной пыли была выметена. Исчезновение пли сглаживание распределения этой пыли может объяснить выравнивание кривой блеска BN Оп после вспышки [6].

В Главе IV ("Область звездообразования СМа R1 и некоторые особенности звезд высокой светимости"). Шевченко [2] обратил внимание, что Ае/Ве шезды Хербига - самые заметные индикаторы звездообразования в оптике, в богатых молодых скоплениях наблюдаются преимущественно на периферии и имеют спектральные классы центрального ядра - А или поздние В. 03 СМа R1 протяженностью ГП . в С.2 величины, массой молекулярного облака более 101М,.;, содержит 5 Ае/Ве звезд Хербига, причем две m них - ранних спектральных классов (HD 533G7 - ВО, GU СМа - В2), две имеют промежуточный спектральный подкласс В ( LkHn 220 - В5, ШЬ21К Вб), a Z СМа имеет уникальный спектр, сочетающий в себе днинп спектрального класса В и F. Расстояние до 03 СМа Ш ло нашим данным составляет 1050 пк [7].

Второй особенностью Ве-звечд Хербига в 03 СМа R1 является заметно повышенная визуальная светимость 3 членов - Z СМа. GU СМа и ШЗ 53367. Такое число членов ОЗ - звезд Ве-Хербига повышенной светимости не встречается более ни в одной 03 [2].

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

GU СМа. В результате исследования ассоциации СМа R1, мы определили, что звезда GU СМа имеет массу М » 10.1/. и возраст 12-Ю6 лет.

Анализ кривой блеска показал, что переменность GC СМа является ггериодпческон [8¡ с элементами:

М¡nJDhri = 2117078.] 15 + 0''.80308 ■ Е.

GU СМа является быстроврашаюшеися звездой i;síní и 400 км/с. Поскольку звезда является затменно-переменнон, .siiw близок к 1. Такие, скорости вращения не характерны для НАеВе-звезд. а являются первейшим признаком классических Ве-звезд с переменностью типа 7 Cas.

Однако межзвездные линии D Na практически идентичны у звезд GU C'Ma, Z СМа и HD 533G7. что не исключает возможной принадлежности GU СМа к группировке СМа RÍ. В этом случае звезда могла бы служить отличным индикатором наименьшего возраста области звездообразования, поскольку время пребывания на главной последовательности (ГП) звезды такой массы достаточно хорошо известно и составляет 107 лет.

HD 53367 - V750 Mon является одной из самых ярких среди H АеВе-звезд [9,10], абсолютная звездная величина ее составляет Mv = —5"'.5.

Фотоэлектрические наблюдения, полученные на горе Майданак в рамках программы ROTOR, охватывают период 17 лет, с 1983г по 1999г. На кривой блеска хорошо видны два ослабления: с 1987 по 1991 г. и с 199G г. по настоящее время. Однако наблюдения 1999 года говорят о том, что у звезды начался подъем блеска. Очевидно, подъем блеска будет продолжаться до достижения максимума и возможно, что следующие несколько лет звезда будет находиться в максимуме.

Сравнительно небольшая амплитуда (0"'.3 У) долговременной переменности сопровождается достаточно большими изменениями цветов U—D, B — V и V—11. Удивительно, что в отличие от НАеВе-звезд более низкой светимости, показатели цвета при ослаблении блеска уменьшаются - звезда становится более "голубой".

В случае HD 53367 невозможно формирование плоского протопла-нетного диска из-за высокой энергии звездного ветра. Вместе с тем, часть вещества, падающего из оболочки на звезду, достигает фотосферы или ближайших се окрестностей и сгорает вблизи звезды. Поскольку аккреция на звезду почти сферически симметрична, это вещество за несколько лег может внести определенный вклад в фотосферу, изменив ее температуру и, возможно, химический состав. Таким образом, можно предположить, что в результате сферической аккреции вокруг звезды формируется оболочка с температурой, несколько отличающейся от равновесной температуры фотосферы [9].

HD 533G7 является ярчайшей НАеВе-звездой, и такая уникальная переменность, возможно, наблюдается только у ярчайших НАсВс звезд. Мы имеем еще один пример такой переменности для яркой НАеВе-звеэды BD +G5°1G37.

Z СМа принадлежит к классу молодых Ае/Ве-звезд Хербига. связана с комстарнон туманностью и входит в состав области звездообразования СМа R.1 [7]. Звезда является ярчайшей среди звезд спектрального класса F и превосходит по болометрической светимости известные

фуоры FU Orí, V1D57 Cyg и V1515 Cyg.

Фотоэлектрические данные получены на горе Манданак с 1983 по 1999 гг. В 1985 и 1986 гг. у звезды наблюдался вепышечнып подъем блеска. Максимальное значение блеска, которое было зарегистрировано по нашим наблюдениям, достигло 8"'.75 в фильтре \ . Чатем, в 1987 г., блеск Z СМа упал до среднего значения ~ 9"'.б и в течении 5 лет колебался с амплитудой ~ 0П1.3 возле этого уровня. В 1992 году блеск снопа начал падать и достиг минимального значения в 1998 г. 10'15 V. Когда блеск шеэды упал ниже значения 10'".1. показатели цвета U — В и В — V отклонились от линии нарастающего покраснения - звезда стала голубеть, т.е. стал заметен поворот цветовых треков, подобный наблюдаемым у Ае/Ве-звезд Хербпга с глубокими алголеподобными ослаблениями блеска.

В результате фотоэлектрических наблюдений в октябре-декабре 1999 года на кривой блеска была зафиксирована вспышка Z СМа, аналогичная подъему блеска 1986 г. Максимальное значение блеска в 1999 г. - 9'".2 V.

Во время вспышки 1999 г. поведение цвета В — V очень необычно. Если в во время вспышки 1980 г. среднее значение цвета В — \' и Г".3, зо в 1999 г. и 1'".0. Т.е. цвет уменьшился на 0"'.3 величины по сравнению с аналогичным ("песком 1986 г.

Спектр звезды является в основном абсорбционным (со слабыми следами эмиссионных компонентов во всех линиях, ис ключая Нп) в периоды покраснения цветов п не слишком зависит от уровня блеска, хотя в максимумах вспышек всегда наблюдаются сильные эмиссионные и Р Cyg компоненты.

LkHa 21S = ИТ СМа п LhHa 220 = HU СМа Ае/Ве звезды Хербига, члены группировки СМа R1. Имеют спектральные классы B5-BG. За период с 1984 по 1999 г. в рамках программы ROTOR на г.Мапданак было получено 185 для LkHn 218 и 200 для I.kllo- 220 однородных фотоэлектрических наблюдении в стандартной Г В\ 1<-< и< л е.ме Джонсона. Амплитуда переменности в обоих случаях не превышает О"1.45 величины в V.

В Заключении диссертации суммируются основные результаты, полученные в работе.

По теме диссертации было опубликовано 7 статей.

Основные результаты опубликованы в следующих работах:

1. Шевченко B.C., Ежкова О.В., Кондратьев В.В., Якубов С.Д. Он the periodicity of Wa CrA/1 and Wa CrA/2. Commis. 27 IAU Inform, Bull. Var. Stars, 1995, No.420G, P.l-4.

2. Shevchenko 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 thePMS star BN Orionis inferred from new spectroscopic and photometric observations. Astron. and Astrophys. Suppl. Ser., 1997, N 124, P.33-55.

3. Ежкова O.B. On the period of GU Canis Majoris. Commis. 27 IAU Inform. Bull. Var. Stars, 1999, No.420G, P.l-2.

4. V.S.Shevchenko,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 O.B. Исследование переменности трех возможных пост -Ае/Ве звезд Хербига: GU CMa, V750 Мои, V3G1 Сер. "Б.В.Кукаркнн 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 lar^e scale" (F.Favata, A.A.Kaas & A.Wilson eds.) ESA SP-445, 2000.

7. Мельников С.К)., Ежкова O.B. - Фотометрическое и спектральное исследование Ае/Ве звезды Хербига XY Per. Письма в АЖ. 2000, T.2G, С.282-293.

Вклад автора

Мною получено около 10000 фотоэлектрических {//Жп-наблюденпй Ае/Ве звезд Хербига в рамках программы ROTOR, с 199о года.

В работах с соавторами мне принадлежит равная доля участия в получении наблюдений, обработке данных и интерпретации результатов.

-------------------А втор- выражает искреннюю признательность своему научному—

р\ ковочнтелю — доктору физико-математических 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 неременных звезд: К.Н. Гранкину, М.А. Ибрагимову. С.К). Мельникову - за помощь ц проведении наблюдений на г. Май-данак. и уже не работающим, но тем, кто заложил основы будущего в нашем Отделе.

Авто]) 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 исследовании (CRDF).

Цитируемая литература

1. Hei'big G.H. // Astrophys. Л., lüflit, V.131, p.632.

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

3 Herbst W'., Shevchenko V.S. // Ast,roil. Л., 1999, v.118, p.1043.

!. Shevchenko V.S.,Grankin K.N.Jbragimov M.A.,Mehiikov S.Yu., Yakubov S.D. //Astrophys. Space Sei., 1993a, v.202, p.121.

5. Shevchenko V.S.,Grankiii K.N.,II>r«tgimov M.A.,Melnikov S.Yu., Yakubov S.D. //Astrophys. Space Sei., 19936, v.202, p.137

6. Shevchenko V.S., Ezlikova O.V., Tjin A Djie H.R., van den Ancker M.E.. Blondel P.F., de Winter D. // Astron. and Astrophys. Suppl.

Sei.. 1997, N 124, p.33.

7. Shevchenko V.S., Ezhkova О. V.. Ibrahimov M.A., van den Ancker M.E.

and Tjin A Djie H.R.E. // MNRAS, 1999, v.310, N.l, ].,210.

8. Ezhkova O.V. // Commis. 27 IAU Inform. Bull. Var. Stars, 1999, No.4206, p.1-2.

9. Ежкова O.B. Исследование пе])еменности трех возможных пост-Ае/Ве звезд Хербига: GU СМа, V750 Mon, V361 Се]). "Б.В. Кукар-

кии: Переменные звезды - ключ к пониманию строения и эволюции Галактики. Резюме докладов", с.13. Москва, 1999.

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

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.

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.

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.

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 *'