Наблюдательные тесты механизмов формирования кратных звезд тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

О 1 1 * ^ - 1 / Ч У к' - У

МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ

имени М.В. Ломоносова

На правах рукописи. УДК 524.383

Шатский Николай Иванович

Наблюдательные тесты механизмов формирования кратных

звезд

01.03.02. - астрофизика, радиоастрономия

Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Научный руководитель д.ф.-м.н. Токовинин А.А.

Москва - 1999 г.

Оглавление

I Введение 5

1 Многообразие двойных систем 6

2 Наблюдательная классификация двойных звезд 9

3 Источники данных о рождении двойных звезд 13

3.1 Наблюдения РМБ-объектов........................................13

3.2 Статистические исследования двойных на ГП..................16

3.3 Изучение "ключевых" объектов..................................18

3.4 Перспективы в изучении кратных систем ......................19

4 Теоретические модели формирования двойных звезд 21

4.1 Фрагментация......................................................23

4.2 Захват........................................................28

5 Маломассивные звезды и субзвездные тела как спутники и

в поле 30

6 Звезды-беглецы и кратные системы 31

7 Научное содержание диссертации 33

II Наблюдательные методы 35

8 Методы наблюдений двойных и кратных звезд 35

8.1 Прямые изображения в исследованиях двойных звезд..........35

8.2 Точные лучевые скорости..........................................40

9 Электрофотометрия визуальных двойных и кратных звезд 41

9.1 Классическая (апертурная) электрофотометрия визуальных систем................................................................42

9.1.1 Действующие факторы....................................42

9.1.2 Особенности измерений визуальных двойных..........43

9.2 Сканирующий фотометр.........................45

9.2.1 Основные идеи..............................................45

9.2.2 Устройство Астрометрического Сканирующего Фотометра ........................................................47

9.2.3 Программная организация сканирования с компенсацией сдвигов................................................49

9.2.4 Обработка результатов сканирования....................50

9.3 Редукция результатов фотометрических наблюдений..........52

10 ПЗС-наблюдения двойных звезд 54

10.1 ПЗС в исследованиях визуально-двойных звезд................54

10.2 Методы фотометрии и астрометрии двойных на ПЗС-снимках 55

10.2.1 Итеративная подгонка.........................56

10.2.2 Одновременный подбор сложного аналитического профиля ..........................................................58

10.3 Калибровка результатов ПЗС-измерений двойных звезд ... 59 10.3.1 Определение масштаба и ориентации ПЗС........60

10.4 Коррекция р и в за дифференциальную рефракцию............62

11 Звездная ИК-коронография: поиск слабых источников 67

11.1 Редукция изображений с системы ADONIS......................67

11.2 Коронография: методы обработки................................68

12 Hipparcos в исследованиях кратных звезд 73

III Наблюдения и результаты 76

13 Фотометрия компонентов кратных систем 76

13.1 Объекты и наблюдения............................................76

13.2 Анализ статуса компонентов......................................77

13.3 Некоторые выводы..................................................89

14 ПЗС-исследования двойных спектрального класса А 90

14.1 Наблюдения и редукция..........................91

14.2 Оптические компоненты ..........................................94

14.3 Двухцветная диаграмма............................................94

14.4 Соотношение цветов и величин компонентов....................95

15 Открытие ИК-компонентов вокруг кратных

В-звезд 96

15.1 Наблюдения на ADONIS..........................................96

15.2 Результаты..........................................................98

16 Системы — "розетские камни" 101

16.1 Системы высокой кратности........ ...........101

16.1.1 Наблюдения ................................101

16.1.2 Астрофизическая модель объекта..................105

16.2 Максимальные эксцентриситеты....... ..........107

16.2.1 Ранние исследования. Gl 586 А..............107

16.2.2 Четырехкратная система ADS 11061: рекордный эксцентриситет ........................109

IV Выводы и перспективы 112

Приложения:

А Результаты БУД-электрофотометрии компонентов

82 кратных систем I

В С/БУ-фотометрия и позиционные параметры

двойных звезд спектрального класса А V

Аннотация

Диссертация посвящена исследованиям астрофизики двойных и кратных звезд в контексте проблемы их образования. Интерес к этой тематике вызвал тем, что классическая теория сферически симметричного коллапса не дает удовлетворительного объяснения феномена двойственности звезд. Между тем, наблюдения последних двух десятилетий выявили связанные системы двух и более звезд на самых ранних стадиях их эволюции. Теоретиками было выдвинуто множество гипотез появления кратных звезд, которые продолжают разрабатываться. Однако, из-за недостатка фактических данных до сих пор невозможно выявить те механизмы, которые реально действуют в природе. Это вызвало в последние годы всплеск наблюдательского интереса к этим объектам. Последовала "лавина" данных по статистике орбитальных элементов кратных систем и физике молодых звезд и комплексов звездообразования. В этот поток фактов внес свой вклад и автор данной работы. В сочетании с быстрым развитием выдвигаемых теоретических моделей, накопление фактического материала должно привести в ближайшие годы к качественному скачку в этой области звездной астрофизики и приблизить разрешение всей проблемы.

Во Введении описано положение дел с интерпретацией наблюдений кратных звезд и слабые места современных моделей их образования. Особое внимание уделено тем сторонам проблемы, к которым имеют прямое отношение результаты наблюдений, описанных в работе. Сами результаты и их интерпретация изложены в дальнейших разделах. Большей частью практическая, данная работа уделяет много внимания методическим аспектам редукции данных — методикам фотометрии и обработки изображений визуальных кратных систем. Рассмотрен и построенный при участии автора сканирующий фотометр, при помощи которого проведена работа по БУЙ-фотометрии их компонентов. В заключении подведен итог и предложены перспективные направления исследований кратных звезд.

Часть I

Введение

Перед Вами, уважаемый читатель, работа, посвященная двойным и кратным звездам. Прежде, чем начать обсуждение этих традиционных объектов астрофизики, введем основные понятия. Итак, двойной системой мы считаем пару звезд, гравитационное взаимодействие которых определяет характер их относительного движения. При этом внешние влияния (другие звезды, молекулярные облака) и эффекты конечных размеров самих звезд носят характер лишь пертурбаций, отклоняющих их движение от кепле-ровского.

Под кратными звездами мы будем подразумевать системы из > 3 компонентов. Кратные звезды бывают иерархическими ж неиерархическими (т.н. трапеции). Иерархической кратной системой называется объект, который может быть мысленно разделен на взаимоподчиненные уровни, или подсистемы. Каждая такая подсистема может быть рассмотрена как двойная звезда. Движение в ней является устойчивым, поскольку ее компоненты незначимо (на принятом уровне точности) отличаются от точечных масс.

Феномен "двойственности" мы будем отождествлять с "кратностью", поскольку, как уже сказано выше, двойные звезды можно рассматривать как отдельные подсистемы кратных. Однако степень кратности звезд может равняться 1, 2, 3 и т.д. В дальнейшем, говоря о двойных звездах как о феномене, мы будем подразумевать и кратные, если не оговорено особо.

В наше время интерес к двойным и кратным звездам особенно велик. Почему в последние два десятилетия так вырос поток публикаций, так или иначе их касающихся? Общеизвестно, что астрофизика обязана двойным почти всеми знаниями о массах звезд; что это уникальные лаборатории для проверки наших представлений о критических состояниях материи и процессах, сопровождаемых колоссальным выделением энергии и скоростями истечения вещества.

Однако этим далеко не исчерпываются причины внимания астрономии к кратности звезд. Именно благодаря исследованиям в области планетной и звездной космогонии эта тематика вышла в наше время на одно из лидирующих мест по числу ежегодно публикуемых работ.

1 Многообразие двойных систем

Каковы общие особенности двойных звезд как класса объектов? Прежде всего, по современным данным их как минимум столько же, сколько и одиночных. Это не "любопытные исключения", которыми звездные пары были примерно до середины прошлого века (см. например, историческое введение в книгу Эйкина (1964)). Класс двойных включает наверняка больше половины звездной массы Галактики. Например, в работе Дюкеннуа и Майора (1991, далее эта "классическая" публикация называется DM91) по двойственности звезд типа Солнца т.н. частота1 двойных оценивается как bfreq ~ 2/3. Другие исследования объектов главной последовательности (Фишер и Марси 1992 и др.) также позволяют полагать ее выше 50%. Следовательно, физику звезд принципиально невозможно рассматривать в отрыве от факта их кратности.

Исследуемые при помощи самых разных наблюдательных средств, двойные системы представлены орбитами всех физически допустимых параметров. Эксцентриситеты варьируют от нуля для циркуляризованных двойных (Мэтьюс и Мэтью 1992, DM91) практически до единицы, особенно для систем с периодами больше 1000 суток2. Говоря о диапазоне размеров орбит, в качестве нижнего их предела естественно выступают диаметры самих звезд (например, в контактных системах типа WW Большой Медведицы). Таким образом, минимальные значения больших полуосей а и периодов Р орбит составляют порядка O.Ola.e. и « 0.5d (суток), соответственно.

Сложнее дело обстоит с верхними пределами. Класс визуальный двойных, в принципе, может представлять пары звезд, разделенные на небесной сфере сколь угодно большим расстоянием. Определяющим является лишь вопрос физической связи компонентов двойной, который можно трактовать двояко4.

Во-первых, достаточно широкая визуальная пара (разделение р 1") может быть просто оптическойi5. Такие случаи выявляются различными способами, например по быстрым относительным движениям компонентов или по значительному неравенству их лучевых скоростей. Для оценки раз-

1 "Частота" определяется как доля объектов кратности > 2 от общего числа объектов. Четкие определения степени кратности, доли двойных и др. даны на с. 149-150 книги Сурдина (1997).

2Одним из рекордсменов является подсистема Aab 4-хкратной звезды ADS 11061 с периодом 3.5 лет и эксцентриситетом е = 0.9754 (Токовинин 1995), см. раздел 16.2.

3В этот класс двойных входят также объекты, "разрешаемые" любой методикой прямых изображений (imaging technique). Это ПЗС-снимки, изображения, полученные с системами адаптивной оптики, и т.п.

4В англоязычной литературе есть нестрогое деление визуальных двойных на visual binary stars и visual double stars, в соответствии с тем, подразумевается или нет физическая принадлежность звезд друг другу.

5Т.е. результатом случайной проекции на близкие точки небесной сферы двух звезд, находящихся в пространстве на существенно различном расстоянии от наблюдателя.

ности скоростей или собственных движений как "слишком больших" их сопоставляют с ожидаемой орбитальной скоростью компонентов. Последняя оценивается по параллаксам, определенным самыми разнообразными методиками, и грубым оценкам масс компонентов. Подобной "очистке" выборок визуальных двойных систем от ложных объектов посвящены интерпретационные части работ Линдроса (1985), автора (1998) и др. Отделение оптических пар звезд от реальных систем крайне важно для правильной оценки статистики орбитальных и физических параметров двойных звезд.

Однако также и не-оптическая система может не являться строго двойной звездой. Из-за слишком большого расстояния в пространстве ее компоненты могут уже не участвовать в устойчивом орбитальном движении вокруг общего центра масс (см. наше определение двойных в начале Введения). Здесь ограничение устанавливает приливное воздействие внешней среды, в которой движется широкая система. Выясняется [см. например, книгу Сурдина (1997, с. 161)], что главным разрушающим агентом приливных сил среди объектов Галактики являются гигантские молекулярные облака (ГМО). Их влияние ограничивает наибольший размер систем примерно до 0.1 пк. Этот масштаб согласуется с оценкой максимального наблюдаемого разделения в двойных с общим собственным движением (т.н. СРМ-пары; Токовинин 1997).

Есть и другой возможный фактор, действующий еще на стадии существования системы в составе молодых звездных агрегатов. Это устойчивость широких двойных с малой энергией связи к разпаду в плотном про-тозвездном окружении. Например, Ларсон (1995) выявил границу между масштабами гравитационно связанных двойных систем и несвязанного населения молодого скопления-ассоциации на уровне 0.04 пк. Это было сделано статистическими подсчетами распределения молодых звезд в сравнительно разреженной области звездообразования (далее 030) Телец-Возничий. Найденный внутренний масштаб звездообразования 0.04 пк он связал с т.н. джинсовской длиной в этой области пространства7. Сверхширокие системы звезд, представляющие из себя пограничные случаи в указанном делении, могут быть названы ассоциированными компонентами. Их существование и происхождение обсуждаются и в данной работе.

В наше время большинство астрономов уже не сомневается, что двойственность звезд появляется на самых ранних стадиях их эволюции (см. обзор Гез 1996). Поэтому естественно предположить, что долгопериодиче-ская часть распределения периодов (или больших полуосей орбит) молодых

подразумевается число звезд в комплексе, приходящихся на 1 кубический парсек.

7Т.е. с размером элемента межзвездной среды, имеющего джинсовскую массу. Однозначность указанного соответствия, однако, небесспорна — см. работу Бейта и др. (1998).

систем в значительной мере определяется пространственной плотностью звезд в родительском комплексе звездообразования. Следовательно, наиболее широкие из известных пар с полуосями орбит в 10-20 тысяч а.е. не могут происходить из таких плотных областей, как скопление Трапеция Ориона. По наблюдениям МакКоффрена и Стоффера (1994) в его ядре находится до 5 х 104 звезд на кубический парсек, что соответствует средним расстояниям между звездами менее 10 тысяч а.е.

Ситуация, однако, усложняется тем, что свойства двойственности — частота, распределения периодов и эксцентриситетов — по-видимому, меняются со временем (например, Пэтиенс и др. 1998). Выявленное в (DM91) распределение эксцентриситетов долгопериодических (Р > 1000d) систем F{e) — 2е, наиболее вероятно, формируется внешними влияниями Галактики или взаимодействиями внутри групп звезд (Крупа 1995, Киселева и др. 1998b, Стерзик и Дюрисен 1995). Крупа сделал попытку моделирования всех этих метаморфоз в рамках упрощенных динамических моделей с целью оценки начальных свойств двойных звезд. Однако получить этим методом представления о распределениях, которые непосредственно создаются действующими механизмами "спаривания" звезд, слишком трудно и ненадежно. Поэтому наблюдения все больше обращаются к самым молодым из наблюдаемых звездным населениям, где вуалирующие действия эффектов динамической эволюции ожидаются минимальными (см. ссылки в работе Циннекера и Бранднера (1997)).

Большинство исследователей сходятся на том, что частота двойных звезд до главной последовательности (pre-main sequence stars; далее — PMS-звезды) не ниже, чем определенная в (DM91). По наблюдениям в 030 созвездий Тельца, Скорпиона и др. (Саймон 1992, Кёлер и Лейнерт 1998, Гез 1996) частоты встречаемости вторичных компонентов (исправленные за неполноту данных) достигают значений, вдвое выше таковых для звезд солнечной окрестности. Вывод исследователей естественен: двойные системы образуются тогда же и там же, что и сами звезды, причем характерные времена этого процесса невелики. Часть двойных звезд, возможно, затем распадается.

Однако ряд авторов ставит факт избыточной кратности PMS-объектов под сомнение. Например, доля двойных в скоплении Трапеция Ориона по наблюдениям Проссера и др. (1994) неотличима от объектов поля. Однако следует заметить, что в Орионе объекты более молодые, с возрастом не более миллиона лет. К тому же Трапеция гораздо плотнее, чем другие перечисленные выше 030. Поэтому до сих пор неясно, эволюционирует ли в значительной мере частота двойных со временем, или ее различия среди

030 объясняются вариациями условий среды в них.

Кроме орбитальных параметров, немаловажной характеристикой является и отношение масс компонентов q = М2/М1. Будучи по определению < 1, в наблюдаемых двойных д достигает минимальных значений, ограниченных лишь способностью наблюдательной техники к обнаружению маломассивных вторичных компонентов (см. раздел 2). Иными словами, с той или иной вероятностью звезды любой массы могут выступать как компоненты одной системы. Эта вероятность описывается распределением отношения масс в двойных .Р(д). Существуют свидетельства того, что в тесных системах (периоды порядка нескольких лет и меньше) и долгопериодиче-ских парах .Р(д) отличается. Это существенный факт для понимания и проверки гипотез формирования двойных звезд.

Однако не все авторы едины в интерпретации найденных зависимостей ^(д) и даже в признании существов�