Природа фотометрической активности пекулярных молодых объектов

Барсунова, Ольга Юрьевна

Природа фотометрической активности пекулярных молодых объектов тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

Барсунова, Ольга Юрьевна АВТОР

кандидата физико-математических наук УЧЕНАЯ СТЕПЕНЬ

Санкт-Петербург МЕСТО ЗАЩИТЫ

2008 ГОД ЗАЩИТЫ

01.03.02 КОД ВАК РФ

Диссертация по астрономии на тему «Природа фотометрической активности пекулярных молодых объектов»

Автореферат диссертации на тему "Природа фотометрической активности пекулярных молодых объектов"

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК ГЛАВНАЯ (ПУЛКОВСКАЯ) АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ

На правах рукописи

Барсунова Ольга Юрьевна

ПРИРОДА ФОТОМЕТРИЧЕСКОЙ АКТИВНОСТИ ПЕКУЛЯРНЫХ МОЛОДЫХ ОБЪЕКТОВ

Специальность 01.03.02 - астрофизика, радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Санкт-Петербург 00345683 1 2008 г.

003456831

Работа выполнена в Главной (Пулковской) астрономической обсерватории Российской Академии Наук

Научный руководитель:

доктор физико-математических наук Гринин Владимир Павлович, ГАО РАН

доктор физико-математических наук Погодин Михаил Александрович, ГАО РАН

Кандидат физико-математических наук Катышева Наталья Андреевна, ГАИШ МГУ

Ведущая организация:

Санкт-Петербургский государственный университет

Защита состоится 26 декабря 2008 г. в 11:30_на заседании

диссертационного совета Д 002.120.01 при Главной (Пулковской) астрономической обсерватории РАН по адресу: 196140, г. Санкт-Петербург, Пулковское шоссе, дом 65, корп. 1.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ГАО РАН. Автореферат разослан 25 ноября 2008 г.

Официальные оппоненты:

Ученый секретарь

диссертационного совета Д 002.120.01 кандидат физико-математических наук

Е. В. Милецкий

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность проблемы

Бурная фотометрическая активность является одним из наблюдательных проявлений молодости звезд. Еще до того, как молодые звезды/системы были выделены в отдельные классы (звезды Т Тельца и Ае/Ве Хербига) [1,2], многие из них были известны как неправильные переменные. В 1994 г. Хербст и др. [3] классифицировали известные на тот момент механизмы переменности блеска молодых звезд. Согласно их классификации к типу I относится простейший вид переменности блеска, вызванный вращением холодных пятен на поверхности звезды. Характерные периоды составляют примерно от двух суток до двух недель, а амплитуда переменности обычно не превышает несколько десятых звездной величины в полосе V. Этот тип переменности в основном встречается у звезд типа WTTS (weak line Т Tauri star). Тип II переменности наблюдается только у классических звезд типа Т Тельца (CTTS) и характеризуется нерегулярными или квазипериодическими изменениями блеска с амплитудой до 1ш - 2т, обусловленными горячими аккреционными пятнами по поверхности звезд. Переменность III типа связанна с изменениями околозвездной экстинкции на луче зрения, или, другими словами, с затмениями звезд непрозрачными газопылевыми облаками - фрагментами околозвездных газопылевых дисков. Этот тип переменности характеризуется большими амплитудами изменений блеска, достигающими в отдельных случаях 4Ш и наблюдается в основном у молодых звезд промежуточных масс (Ае-звезд Хербига (НАЕ) и некоторые CTTS). Типичным представителем таких звезд является звезда UX Ori.

Существует еще один тип фотометрической активности, который обнаружен сравнительно недавно и поэтому не описан в цитированной выше статье Хербста и др. Это - переменность блеска, вызванная пульсациями молодых звезд. Амплитуда таких колебаний невелика и составляет в среднем несколько десятых звездной величины, периоды колебаний - порядка нескольких десятков минут. Этот тип переменности наблюдается у небольшого числа звезд Ае Хербига.

Еще более редкий тип фотометрической активности молодых звезд связан с феноменом фуора. Отличительной особенностью фуоров являются оптические вспышки, достигающие в некоторых случаях 6-ти звездных величин. Такие события связывают с увеличением темпа аккреции на молодую звезду до значений порядка 10"4 М0/год. В этих условиях основная часть оптического излучения звезды образуется в околозвездном аккреционном диске и все изменения светимости фуора связаны с измерениями параметров диска.

Особый интерес вызывает третий (III) тип переменности. Венцель [4] предположил, что переменность звезд этого типа вызвана затмениями звезды непрозрачными газопылевыми облаками (переменная экстинкция на луче зрения). Однако его модель не объясняла одну из важных особенностей звезд типа UX Orí - поворот цветового трека в минимумах блеска («эффектом поголубения») [5]. Была непонятна также причина отсутствия очень глубоких ослаблений блеска с амплитудой 5™ и более (см. обсуждение этой проблемы в статье [6]). Эти

противоречия с моделью переменной околозвездной экстинкции удалось устранить, предположив, что источником «голубого» излучения является околозвездная пыль, рассеивающая излучение звезды [7]. Уровень рассеянного излучения определяет максимальную глубину алголеподобных минимумов. Во время таких событий прямое излучение от звезды экранируется пылевыми фрагментами, доля рассеянного на частицах пыли излучения возрастает, и показатели цвета уменьшаются (что и вызывает поворот цветового трека на диаграмме цвет-величина). С помощью синхронных наблюдений линейной поляризации и блеска этих звезд было установлено [8], что главной причиной их бурной фотометрической активности является небольшой наклон околозвездных дисков к лучу зрения. Эта модель активности звезд типа UX Ori сейчас является общепринятой и подтверждается также интерферометрическими наблюдениями в ближней ИК области спектра. В результате из-за движения вещества в околозвездном диска количество пыли на луче зрения непрерывно меняется, что отражается на изменениях блеска звезды. Таким образом, изучение фотометрической активности звезд типа UX Orí на больших интервалах времени дает ценную информацию о структуре и динамическом состоянии околозвездных дисков молодых звезд.

Околозвездные газопылевые диски формируются в процессе рождения молодой звезды (но чаще рождаются двойные или кратные звезды) из молекулярного протозвездного облака, изначально простиравшегося от сотен до тысяч астрономических единиц. К моменту прихода молодой звезды на Главную Последовательность диски диссипируют. Часть из них эволюционируют в планетные системы. Характеристики рождающихся планетных систем во многом зависят от того, какими были породившие их околозвездные диски и как протекала их эволюция. Время жизни околозвездных дисков зависит от физических процессов, протекающих как внутри них, так и в их окрестностях. К внутренним процессам, например, можно отнести формирование планет, взаимодействие диска с центральной звездой, дисковый ветер; к внешним -испарение диска под действием излучения близкой массивной звезды и разрушение вследствие приливных взаимодействий. Возраст дисков составляет в среднем несколько миллионов лет. Они имеют довольно большой разброс по массам от 0.003 до 0.3 М® и их средний радиус порядка несколько сотен астрономических единиц [9]. Диски делятся на два типа: активные (аккреционные) и пассивные в зависимости от того, нагревается ли диск за счет аккреции, или излучением центральной звезды.

Одним из наблюдаемых проявлений околозвездных аккреционных дисков являются инфракрасные (ИК) избытки излучения молодых звезд. Форма спектрального распределения энергии (SED) в инфракрасном и миллиметровом диапазонах длин волн зависит от параметров дисков и свойств околозвездной пыли. SED у звезд типа Т Тельца и Ае/Ве Хербига схожи между собой. Для звезд Ае/Ве Хербига существует классификация по виду SED [10], отражающая различия в структуре дисков.

Косвенным признаком дисковой аккреции является присутствие в спектрах звезд типа UX Orí двухкомпонентной эмиссии в линии Н0 [11], образующейся во

внутренних слоях аккреционых дисков. Присутствие в спектрах запрещенных линий [01] и [SII] указывает на существование звездного ветра и биполярных коллимированных джетов, которые в свою очередь тесно связанны с аккреционными процессами, происходящими в дисках.

Первое прямое изображение околозвездного диска было получено с помощью коронаграфических наблюдений звезды р Pic [12]. Следующим шагом стало получение изображений в оптическом и ИК диапазонах на космическом телескопе Хаббла, а также с помощью наземных телескопов-интерферометров, работающих в инфракрасном, миллиметровом и субмиллиметровом диапазонах длин волн. Изображения околозвездных дисков впервые позволили определять напрямую их ориентацию и угол наклона. Диски, ориентированные с ребра (например, как у звезды типа Т Тельца НН 30), предоставляют прекрасную возможность для прямого изучения, т.к. центральная звезда из-за сильного поглощения в диске не видна ни в оптическом, ни в ближнем ИК диапазонах. В противоположность этой группе диски, видимые с полюса, позволяют ценить профиль поверхностной плотности.

Важный вклад в изучение протопланетных дисков дают фотометрические исследования молодых звезд типа UX Orí, околозвездные диски которых наклонены под небольшим углом к лучу зрения [8]. Анализ фотометрических рядов наблюдений этих звезд показывает, что на характерных временах от нескольких дней до нескольких месяцев переменность их блеска носит случайный характер (у некоторых звезд типа UX Ori обнаружены мало-амплитудные колебания блеска с периодами порядка нескольких десятков минут, обусловленные пульсациями звезд). На больших интервалах времени - месяцы и годы - часто наблюдаются циклические изменения блеска. Это говорит о том, что в околозвездных дисках таких звезд существуют достаточно устойчивые, протяженные газопылевые структуры. Вращаясь вокруг звезды, они способные вызывать периодические изменения околозвездной экстинкции. Такими структурами могут быть:

• «гигантские протокометы» [13],

• циклоны и антициклоны, образующиеся в протопланетных дисках [14],

• дисковый ветер вторичного маломассивного компонента [15],

• потоки вещества и волны плотности в аккреционных дисках молодых двойных систем [16].

Наряду с этим, анализ продолжительных фотометрических рядов показывает, что у некоторых звезд типа UX Ori может наблюдаться радикальная смена уровня фотометрической активности: звезда в течение некоторого (иногда довольно продолжительного) времени вообще не меняет свой блеск, либо меняет его в небольших пределах, после чего наступает фаза бурной фотометрической активности, обусловленной резким увеличением концентрации пыли на луче зрения. Наблюдается и обратная картина, когда после сильных и частых алголеподобных ослаблений блеска звезда на некоторое время "успокаивается".

Особый интерес представляет небольшая группа звезд, у которых наблюдаются необычно продолжительные затмения (е Aur, КН 15D, GW Orí и

др.). Такие затмения не удается объяснить на основе классических моделей затменных двойных систем, в которых одна из звезд в процессе орбитального движения периодически экранирует другую. В качестве затмевающего «тела» предлагались следующие структуры:

• запыленный дисковый ветер [15],

• околозвездный диск одной из звезд двойной системы [17],

• общий диск, окружающий молодую двойную систему (СВ-диск - от английского circumbinary) [16, 18].

Каждая модель накладывает свои ограничения на физические условия в окрестностях молодых звезд. Эти ограничения позволяют качественно и количественно объяснить наблюдаемые затмения, но в то же время, требуют своего обоснования. Несмотря на большой интерес к этим объектам, природа наблюдаемых у них затмений до сих пор остается загадкой. В последние годы к таким известным экзотическим затменным системам, как КН 15D и е Aur, добавилась еще одна: молодая звезда типа WTTS - V718 Per (Н 187, HMW15), обширное затмение которой впервые наблюдали Коэн и др. [19]. Еще одна молодая звезда с весьма необычным фотометрическим поведением - VI184 Tau (СВ34 FU) - наблюдалась недавно Семковым [20]. Изучение природы фотометрической активности этих двух пекулярных молодых звезд и является целью настоящей работы.

Диссертация основана на наблюдательном материале, полученном в Крымской Астрофизической Обсерватории на телескопе АЗТ-8 (0.7 м), а также на результатах анализа двух спектров V718 Per, полученных Дж. Хербигом с помощью телескопа Keck.

Научная новизна работы:

1. Наблюдения повторного затмения V718 Per позволили впервые оценить период между затмениями, сначала грубо (4.9 года), затем более точно (4.7 года). В результате обнаружена еще одна уникальная затменная система в нашей Галактике. Ее главное отличие от таких известных затменных двойных звезд, как КН 15 D и е Aur состоит в том, что у нее не обнаружены спектроскопические признаки двойственности.

2. Впервые построено спектральное распределение энергии (SED) V718 Per вне затмения. Из сравнения наблюдаемого и модельного SED сделан вывод о том, что в околозвездном диске, окружающем эту звезду, имеется полость, свободная от вещества, радиусом порядка нескольких астрономически единиц. Внутри этой полости вращается протяженная пылевая (или газопылевая) структура, вызывающая затмения звезды.

3. Впервые показано, что переменность блеска звезды типа WTTS (VI184 Tau) вызвана изменениями экстинкции в окружающем ее околозвездном диске. До этого считалось, что данный тип переменности может наблюдаться только у звезд типа Ае Хербига и классических звезд типа Т Тельца.

Научная и практическая значимость работы

Полученные многоцветные фотометрические наблюдения представляют ценный материал, который содержит большой объем информации по объектам VI184 Tau и V718 Per. Результаты, полученные в диссертации, могут использоваться для дальнейшего изучения этих объектов, а также при построении моделей околозвездных дисков молодых звезд.

Основные результаты, выносимые на защиту:

1. Результаты ПЗС фотометрии в полосах VRI двух молодых объектов VI184 Tau и V718 Per за 2003 - 2008 гг.

2. Наблюдения второго в истории фотометрических исследований V718 Per затмения звезды продолжительностью около 3.5 лет, что позволило впервые оценить период между затмениями. В результате небольшое семейство экзотических затменных систем в нашей Галактике пополнилось еще одной звездой с уникальными характеристиками затмений.

3. Вывод о существовании внутренней полости в околозвездном диске V718 Per радиусом порядка нескольких астрономических единиц, полученный из анализа распределения энергии в спектре звезды вне затмения.

4. Вывод о том, что большая по амплитуде переменность оптического блеска звезды типа WTTS VI184 обусловлена изменениями околозвездной экстинкции, и, следовательно, данная звезда принадлежит семейству звезд типа UX Ori.

Основные результаты диссертации опубликованы в следующих статьях:

1. О. Ю. Барсунова, В. П. Гринин, С. Г. Сергеев, «Н 187 в начале нового затмения», 2005, Астрофизика, т. 48, с. 529

2. В. П. Гринин, О. Ю. Барсунова, С. Г. Сергеев, Н. Я. Сотникова, Т.В. Демидова, «О природе уникальной затменной системы H 187 (HMW 15)», 2006, Письма в Астрон. журн., т. 32, с. 918

3. О. Ю. Барсунова, В. П. Гринин, С. Г. Сергеев, «О природе фотометрической активности звезды типа Т Тельца VI184 Tau», 2006, Письма в Астрон. журн., т. 32, с. 924

4. В. П. Гринин, О. Ю. Барсунова, С. Ю. Шугаров, П. Кролл, С. Г. Сергеев, «О крупномасштабной фотометрической активности звезд типа UX Ori», 2008, Астрофизика, т. 51,5

5. V. Grinin, H. С. Stempels, G. F. Gahm, S. Sergeev, A. Arkharov, O. Barsunova and L. Tambovtseva, «The unusual pre-main-sequence star V718 Per (HI87). Photometry and spectroscopy across the eclipse», 2008, Astron. Astrophys., v. 489, p. 1233

Личный вклад автора

оценка периода затмений V718 Per и равноправное участие в интерпретации полученных результатов. Автор принимала также участие в обработке и анализе спектров звезды V718 Per, полученных с помощью телескопа Keck.

Апробация результатов

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

• Международная конференция "Физика небесных тел", 11-18 сентября 2005, КрАО, Украина

• Конференция "Звездообразование в Галактике и за ее пределами", 17-18 апреля 2006, ИНАСАН, Москва

• IAU Symposium 240, "Binary stars as critical tools & tests in contemporary astrophysics", August 22-25, 2006, Prague, Czech Republic

• International conference "Modern problems of astronomy", August 12-18, 2007, Odessa, Ukraine

• Всероссийская астрономическая конференция «ВАК-2007», 17-22 сентября

2007, Казань

• 1st international workshop "UX Ori type stars and related topics", May 25-28,

2008, Crimea, Ukraine

Содержание диссертации

Диссертация состоит из введения, трех глав, заключения, списка цитируемой литературы и приложений. Полный объем диссертации 82 страниц машинописного текста, включая 17 рисунков, 8 таблиц, 9 станиц в приложениях и список литературы из 91 наименований.

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

В первой главе описана аппаратура и система фильтров, с помощью которых проводились фотометрические наблюдения: ПЗС-камеры Ар7р и ST-7 и соответствующие им наборы фильтров. Описаны методы обработки фотометрических данных: апертурная фотометрия, выбор звезд сравнения приведение к стандартной фотометрической системе, оценка точности наблюдений. Также дано краткое описание спектральных наблюдений V718 Per.

Во второй главе обсуждаются основные особенности фотометрической активности VI184 Tau. В первом разделе дан краткий обзор сведений об объекте, приведенных в литературе. Во втором разделе представлены результаты фотометрического мониторинга в полосах VRI: кривая блеска звезды и диаграмма «цвет-величина» V/(V-I) (рис. 1), обсуждается поведение показателей цвета на диаграмме «цвет-величина» и, так называемый, эффект «поголубения», обнаруженный у этого объекта. Диаграмма «цвет-величина» VI184 Tau оказалась идентичной аналогичной диаграмме, полученной ранее для звезды UX Ori.

Совпадение наклонов из цветовых треков на стадии покраснения свидетельствуют об идентичности оптических свойств пылинок, вызвавших ослабление блеска этих звезд. Единственное существенное различие между диаграммами заключается в амплитуде изменений блеска у этих двух звезд. В случае VI184 Tau она примерно на 2т больше, чем у UX Orí. Это означает, что интенсивность рассеянного излучения в системе VI184 Tau (ограничивающего амплитуду ослаблений блеска) примерно в 10 раз меньше, чем в случае UX Orí (что не удивительно, если учесть, что околозвездные диски звезд типа WTTS существенно менее массивны, чем у звезд типа UX Ori). При этом амплитуда флуктуации рассеянного излучения у VI184 Tau значительно больше, чем у UX Ori. В этом отношении исследуемая звезда похожа на звезду типа Т Тельца НН 30, которая закрыта от наблюдателя собственным газопылевым диском, ориентированным почти точно с ребра и наблюдается в оптике исключительно за счет рассеянного излучения. По данным Ватсона и Стапелфельда [21] амплитуда ее переменности достигает примерно 1.5 звездной величины.

Качественная интерпретация необычной фотометрической активности VI184 Tau дана в третьем разделе. Для объяснения особенностей фотометрического поведения объекта предлагается модель двойной системы с эксцентрической орбитой, наклоненной под небольшим углом к лучу зрения. В этой модели основной вклад в изменения околозвездной экстинкции дают внутренние слои околозвездного диска (вблизи радиуса сублимации пыли), а также запы-

1 0=% • ■•>,-.•• г | < i < • | а 0

§ «Р о 8 с

□а

ч i

1 •

с •

• * # •

• • • • л

□ 0 • • Ги • * .

• • • 9 • ' - • ■ 1

V 15

52000 52500 53000 53500 54000 54500 ЛЗ + 2400000

Рисунок 1. Кривая блеска в полосе I (слева) и диаграмма «цвет-величина» VI184 Tau (справа). Кружками приведены наши данные, квадратиками -данные из работы [20]. Стрелкой показано направление «стандартного» закона межзвездного покраснения.

ленный дисковый ветер, стартующий с его поверхности. Периодические изменения темпа аккреции, обусловленные орбитальным движением компонентов системы, могут быть причиной периодических вариаций параметров дискового

ветра и околозвездной экстинкции. Высказано предположение, что наблюдавшееся в 2004 году Семковым падение блеска звезды на 4 звездных величины, было вызвано усилением темпа аккреции на звезду при сближении компонентов системы в процессе орбитального движения.

Третья глава посвящена фотометрическому и спектральному исследованию необычной молодой звезды типа WTTS V718 Per. В первом разделе приводится краткая характеристика объекта и данные из литературы. Во втором разделе на основе полученных фотометрических наблюдений построены: кривая блеска (рис. 2), фазовая кривая и диаграммы «цвет-величина». Как видно из рис. 2, второе затмение оказалось практически таким же по форме кривой блеска и продолжительности (около 3.5 лет), как и первое затмение, наблюдавшееся Коэном и др. [19]. Это означает, что в обоих случаях затмение было вызвано прохождением по лучу зрения одной и той же пылевой (или газопылевой) структуры. Интервал времени между затмениями (4.7 года) сравним с продолжительностью затмений. Это указывает на то, что характерный размер этой структуры равен примерно половине орбиты, по которой она обращается вокруг звезды. По данным оптической и ИК фотометрии (использованы результаты JHK фотометрии

I 12,8 13,0 13,2 13,4 13,6

51000 51500 52000 52500 53000 53500 54000 54500 JD + 2400000

Рисунок 2. Кривая блеска V718 Per в полосе I. Кружками показаны наши данные, квадратиками - данные из работы Коэна и др. [19], крестиками - данные из работы Нордхаген и др. [22]. Стрелками указаны даты спектральных наблюдений.

А. А. Архарова, а также данные из архива Spitzer) построено спектральное распределение энергии V718 Per в ярком состоянии. Из сравнения его с модельным распределением энергии, рассчитанным для звезды такого же спектрального типа, определена величина межзвездного (или околозвездного)

поглощения в направлении на объект: Av ~ 4.7Ш. Сравнение исправленного за покраснение распределения энергии с модельным показало отсутствие ИК избытка излучения в ближней ИК области (до 5.8 |аш), а также небольшой избыток на 8 цш и, возможно, на 24 (im. Это означает, что если у звезды есть околозвездный диск, то в нем должна существовать полость свободная от вещества, радиусом порядка нескольких а.е.

Проведенный сравнительный анализ двух спектров V718 Per, полученных на телескопе Keck с разрешением R = 45000 (рис. 2), показал, что во время затмения в линии На, а также в линиях инфракрасного триплета Ca II появляется небольшая эмиссия. Наблюдается также небольшое уширение фотосферных линий. Обсуждаются возможные причины таких изменений.

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

В заключении кратко сформулированы основные результаты, полученные в работе.

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

Список цитируемой литературы

1. Joy А. Н., 1945, Astrophys. J., v.102, p. 168

2. Herbig G. H., 1960, Astrophys. J. Sup., v. 4, p. 337

3. Hoffmeister С., 1949, Astr. Nach., Bd. 278, s. 24

4. Wenzel W., 1969, In: Non-periodic Phenomens in variable stars. IAU Colloq., Ed. by Detre L. Acad. Press, Budapest, № 65, p. 61

5. Зайцева Г. В., 1973, Перем. Звезды, т. 19, с. 63

6. Herbst W., 1986, PASP, v. 98, p. 1088

7. Гринин В. П., 1988, Письма в АЖ, т. 14, с. 65

8. Grinin V. P. et al. 1991, Astrophys. Sp. Sci., v. 186, p. 283

9. Natta A., Grinin V. P., Mannings V., 2000, Protostars and Planets IV, ed. by V. Manning et al., p. 559

10. Meeus G. et al., 2001, Astron. Astrophys., v. 365, p. 476

11. Гринин В. П., Ростопчина А. Н., 1996, Астрон. ж., т. 73, с. 194

12. Smith В. A., Terrile R. J., 1984, Science, v. 226, p. 1421

13. Shevchenko V. S. et al., 1993, Ap. Sp. Sci., v. 202, p. 121

14. Klahr H. H., Bodenheimer P., 2003, Astrophys. J., v. 582, p. 869

15. Гринин В.П., Тамбовцева Jl. В., 2002, Письма в АЖ, т. 28, с. 667

16. Сотникова Н. Я., Гринин В. П., 2007, Письма в АЖ, т. 33, с. 667

17. Huang S.-S., 1965, Astrophys. J., v. 141, p. 976

18. Winn J. N. et al., 2003, Astrophys. J., v. 593, L121

19. Cohen R. E. et al., 2003, Astrophys. J., v. 596, p. L243

20. Semkov E. H., 2004, Astron. Astrophys., v. 419, p. L59

21. Watson A. M., Stapelfeld K.. R., 2007, Astron. J., v. 133, p. 845

22. Nordhagen S. et al., 2006, Astrophys. J., v. 646, p. L151

23. Grinin V. P. et al., 2008, Astron. Astrophys., v. 489, p. 1233

Подписано к печати 25. И .08. Формат 60 х 84 'Л6 . Бумага офсетная. Гарнитура Тайме. Печать цифровая. Печ. л. 1,0. Тираж 100 экз. Заказ 4324

Отпечатано в Отделе оперативной полиграфии химического факультета СПбГУ 198504, Санкт-Петербург, Старый Петергоф, Университетский пр., 26 Тел.: (812) 428-4043,428-6919

Содержание диссертации автор исследовательской работы: кандидата физико-математических наук, Барсунова, Ольга Юрьевна

Введение.

Методика наблюдений и обработки данных.

Приборы и системы фильтров.

Методика наблюдений.

Методы обработки фотометрических наблюдений.

Первичная обработка.

Апертурная фотометрия.

Перевод в стандартную фотометрическую систему.

Точность наблюдений.

Обработка спектров.

Фотометрическая активность звезды типа Т Тельца V1184 Tau.

Основные сведения.

Результаты фотометрического мониторинга VI184 Tau.

Обсуждение.

Выводы.

Фотометрия необычной затменной системы V718 Per.

Основные сведения.

Результаты ПЗС фотометрии V718 Per.

Спектральная переменность V718 Per.

Обсуждение.

Выводы.

Введение диссертация по астрономии, на тему "Природа фотометрической активности пекулярных молодых объектов"

Бурная фотометрическая активность является одним из наблюдательных проявлений молодости звезд. Еще до того, как молодые звезды/системы были выделены в отдельные классы (звезды Т Тельца и Ае/Ве Хербига) (Joy 1945, Herbig 1960), многие из них были известны как неправильные переменные (Hoffmeister 1949). В 1994 г. Хербст и др. (Herbst et al. 1994) классифицировали известные на тот момент механизмы переменности блеска молодых звезд. Согласно их классификации к типу I относится простейший вид переменности блеска, вызванный вращением холодных пятен на поверхности звезды. Характерные периоды составляют примерно от двух суток до двух недель, а амплитуда переменности обычно не превышает нескольких десятых звездной величины в полосе V. Этот тип переменности в основном встречается у звезд типа WTTS. Тип П переменности наблюдается только у CTTS и характеризуется нерегулярными или квазипериодическими изменениями блеска с амплитудой до 1ш - 2Ш, обусловленными горячими аккреционными пятнами по поверхности звезд. Переменность Ш типа связанна с изменениями околозвездной экстинкции на луче зрения, или, другими словами, с затмениями звезд непрозрачными газопылевыми облаками - фрагментами околозвездных газопылевых дисков. Этот тип переменности характеризуется большими амплитудами изменений блеска, достигающими в отдельных случаях 4m (Rostopchina et al. 1997) и наблюдается в основном у молодых звезд промежуточных масс (Ае Хербига и некоторые CTTS). Типичным представителем таких звезд является звезда UXOri.

Существует еще один тип фотометрической активности, который обнаружен сравнительно недавно и поэтому не описан в цитированной выше статье Хербста и др. (Herbst et al. 1994). Это - переменность блеска, вызванная пульсациями молодых звезд. Амплитуда таких колебаний невелика и составляет в среднем несколько десятых звездной величины. Этот тип переменности наблюдается у небольшого числа звезд Ае Хер бита (Stahler and Palla 2004).

Еще более редкий тип фотометрической активности молодых звезд связан с феноменом фуора. Отличительной особенностью фуоров являются оптические вспышки, достигающие в некоторых случаях 6-ти звездных величин. Такие события связывают с увеличением темпа аккреции на молодую звезду до значений порядка 10"4 М©/год (Hartmann and Kenyon 1985). В этих условиях основная часть оптического излучения звезды образуется в околозвездном аккреционном диске и все изменения светимости фуора связаны с измерениями параметров диска.

Особый интерес вызывает третий (Ш) тип переменности. Венцель (Wenzel 1969) предположил, что переменность звезд этого типа вызвана затмениями звезды непрозрачными газопылевыми облаками (переменная экстинкция на луче зрения). Однако его модель не объясняла одну из важных особенностей звезд типа UX Orí - поворот цветового трека в минимумах блеска («эффектом поголубения») (Götz und Wenzel 1968; Зайцева 1973). Была непонятна также причина отсутствия очень глубоких ослаблений блеска с амплитудой 5Ш и более (см. обсуждение этой проблемы в статье Хербста (Herbst 1986)). Противоречие наблюдений с теорией удалось устранить, предположив, что источником «голубого» излучения является околозвездная пыль, рассеивающая излучение звезды (Гринин 1988). Уровень рассеянного излучения определяет максимальную глубину алголеподобных минимумов. Во время таких событий прямое излучение от звезды экранируется пылевыми фрагментами, доля рассеянного на частицах пыли излучения возрастает, и показатели цвета уменьшаются (что и вызывает поворот цветового трека на диаграмме цвет-величина). С помощью синхронных наблюдений линейной поляризации и блеска этих звезд было установлено (Giinin et al. 1991), что главной причиной их бурной фотометрической активности является небольшой наклон околозвездных дисков к лучу зрения. Эта модель активности звезд типа UX Orí сейчас является общепринятой и подтверждается также интерферометрическими наблюдениями в ближней ИК области спектра (см., например, Eisner et al. 2004). В результате из-за движения вещества в околозвездном диска количество пыли на луче зрения непрерывно меняется, что отражается на изменениях блеска звезды. Таким образом, изучение фотометрической активности звезд типа UX Ori на больших интервалах времени дает ценную информацию о структуре и динамическом состоянии околозвездных дисков молодых звезд.

Околозвездные газопылевые диски формируются в процессе рождения молодой звезды (но чаще рождаются двойные или кратные звезды (Bodenheimer et al. 2000)) из молекулярного протозвездного облака, изначально простиравшегося от сотен до тысячи астрономических единиц. К моменту прихода молодой звезды на Главную Последовательность диски диссипируют. Часть из них эволюционируют в планетные системы. Характеристики рождающихся планетных систем во многом зависят от того, какими были породившие их околозвездные диски и как протекала их эволюция. Время жизни околозвездных дисков зависит от физических процессов, протекающих как внутри них, так и в их окрестностях. К внутренним процессам, например, можно отнести формирование планет, взаимодействие диска с центральной звездой, дисковый ветер; к внешним — испарение диска за счет действия излучения близкой массивной звезды и разрушение вследствие приливных взаимодействий (Natta 2003; Hollenbach et al. 2000). По данным Strom et al. (1989) возраст таких дисков составляет несколько миллионов лет. Они имеют довольно большой разброс по массам от 0.003 до 0.3 М0 (Natta et al. 2000) и их средний радиус составляет несколько сотен астрономических единиц (Mundy et al. 2000). Диски делятся на два типа: активные (аккреционные) и пассивные в зависимости от того, нагревается ли диск за счет аккреции, или излучением центральной звезды.

Одним из наблюдаемых проявлений околозвездных аккреционых дисков являются инфракрасные (ИК) избытки излучения молодых звезд. Форма спектрального распределения энергии (SED) в инфракрасном и мили-метровом диапазонах длин волн (Beckwith and Sargent 1993) зависит от параметров дисков и свойств околозвездной пыли. SED у звезд типа Т Тельца и Ае/Ве Хербига схожи между собой. Для звезд Ае/Ве Хербига существует классификация по виду SED (Meeus et al. 2001), отражающая различия в структуре дисков.

Косвенным признаком дисковой аккреции является присутствие в спектрах звезд типа UX Ori двухкомпонентной эмиссии в линии На (Гринин, Ростопчина 1996), образующейся во внутренних слоях аккреционых дисков (Тамбовцева и др. 2001). Присутствие в спектрах ассиметричных профилей запрещенных линий [Ol] и [Sil] указывает на существование звездного ветра и биполярных коллимированных джетов, которые в свою очередь тесно связанны с аккреционными процессами, происходящими в дисках (Cabrit et al. 1990).

Первое прямое изображение околозвездного диска было получено с помощью коронаграфических наблюдений звезды ß Pic (Smith and Terrile 1984). Следующим шагом стало получение изображений в оптическом и ИК диапазонах на космическом телескопе Хаббла, а также с помощью наземных телескопов-интерферометров, работающих в инфракрасном, миллиметровом и субмиллиметровом диапазонах длин волн. Изображения околозвездных дисков впервые позволили определять напрямую их ориентацию и угол наклона. Диски, ориентированные с ребра (такие, как, например, у НН 30) предоставляют прекрасную возможность для прямого изучения, т.к. центральная звезда из-за сильного поглощения в диске не видна ни в оптическом, ни в ближнем ИК диапазонах. В противоположность этой группе диски, видимые с полюса, позволяют ценить профиль поверхностной плотности.

Важный вклад в изучение протопланетных дисков дают фотометрические исследования молодых звезд типа UX Ori, околозвездные диски которых наклонены под небольшим углом к лучу зрения (Grinin et al. 1991).

Анализ фотометрических рядов наблюдений звезд типа UX Ori показывает, что на характерных временах от нескольких дней до нескольких месяцев переменность их блеска носит случайный характер (у некоторых звезд типа UX Ori обнаружены малоамплитудные колебания блеска с периодами порядка нескольких десятков минут, обусловленные пульсациями звезд (Stabler and Palla 2004)). На больших интервалах времени - месяцы и годы -часто наблюдаются циклические изменения блеска (Цесевич и Драгомирецкая 1973). У ряда звезд они имеют периодический характер (Гринин и др. 1998). Это говорит о том, что в околозвездных дисках таких звезд, существуют достаточно устойчивые, протяженные газопылевые структуры. Вращаясь вокруг звезды, они способные вызывать периодические измерения околозвездной экстинкции. Такими структурами могут быть:

• «гигантские протокометы» (Shevchenko et al. 1993),

• циклоны и антициклоны, образующиеся в пр ото планетных дисках (Klahr and Bodenheimer 2003),

• дисковый ветер вторичного маломассивного компонента (Гринин и Тамбовцева 2002; Гринин и др. 2004),

• потоки вещества и волны плотности в аккреционных дисках молодых двойных систем (Сотникова и Гринин 2007).

Особый интерес представляет небольшая группа звезд, у которых наблюдаются необычно продолжительные затмения (е Aur, КН 15D, GW Ori и др.). Такие затмения не удается объяснить на основе классических моделей затменных двойных систем, в которых одна из звезд в процессе орбитального движения периодически экранирует другую. В качестве затмевающего «тела» предлагались следующие структуры: 1

• околозвездный диск одной из звезд двойной системы (Huang 1965),

• общий диск, окружающий молодую двойную систему (СВ-диск — от английского circumbinary) (Chiang and Murray-Clay 2004; Winn et al. 2003; Cohen et al. 2003; Сотникова и Гринин 2007),

• запыленный дисковый ветер (Гринин и Тамбовцева 2002; Гринин и др. 2004).

Каждая модель накладывает свои ограничения на физические условия в окрестностях молодых звезд. Эти ограничения позволяют качественно и количественно объяснить наблюдаемые затмения, но в то же время, требуют своего обоснования. Несмотря на большой интерес к этим объектам, природа наблюдаемых у них затмений до сих пор остается загадкой. В последние годы к таким известным экзотическим затменным системам, как КН 15D и б Aur, добавилась еще одна: молодая звезда типа WTTS — V718 Per (Н 187, HMW 15), обширное затмение которой впервые наблюдали Коэн и др. (Cohen et al. 2003). Еще одна молодая звезда с весьма необычным фотометрическим поведением - VI184 Tau (СВ34 FU)- наблюдалась недавно Семковым (Semkov 2004). Изучение природы фотометрической активности этих двух пекулярных молодых звезд и является целью настоящей работы.

Научная новизна работы.

1. Наблюдения повторного затмения V718 Per позволили впервые оценить период между затмениями, сначала грубо (4.9 года), затем более точно (4.7 года). В результате обнаружена еще одна уникальная затменная система в нашей Галактике. Ее главное отличие от таких известных затменных двойных звезд, как КН 15 D и е Aur состоит в том, что у нее отсутствуют спектроскопические признаки двойственности.

Научная и практическая значимость работы

Основные результаты, выносимые на защиту:

1. Результаты ПЗС фотометрии в полосах VRI двух молодых объектов VI184 Tau и V718 Per за 2003 - 2008 гг.

Основные результаты диссертации опубликованы в следующих статьях:

1. О. Ю. Барсунова, В. П. Гринин, С. Г. Сергеев, «Н 187 в начале нового затмения», 2005, Астрофизика, т. 48, с. 529

2. В. П. Гринин, О. Ю. Барсунова, С. Г. Сергеев, Н. Я. Сотникова, Т.В. Демидова, «О природе уникальной затменной системы Н 187 (HMW 15)», 2006, Письма в Астрон. журн. т. 32, с. 918

3. О. Ю. Барсунова, В. П. Гринин, С. Г. Сергеев, «О природе фотометрической активности звезды типа Т Тельца VI184 Tau», 2006, Письма в Астрон. журн. т. 32, с. 924

4. В. П. Гринин, О. Ю. Барсунова, С. Ю. Шугаров, П. Кролл, С. Г. Сергеев, «О крупномасштабной фотометрической активности звезд типа UX Orí», 2008, Астрофизика, т. 51, с. 5

5. V. Grinin, Н. С. Stempels, G. F. Gahm, S. Sergeev, A. Arkharov, О. Barsunova and L. Tambovtseva, «The unusual pre-main-sequence star V718 Per (HI 87). Photometry and spectroscopy across the eclipse», 2008, Astron. Astrophys. v. 489, p. 1233

Личный вклад автора

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

Апробация результатов

• Международная конференция "Физика небесных тел", 11-18 сентября 2005, КрАО, Украина

• Конференция "Звездообразование в Галактике и за ее пределами", 1718 апреля 2006, ИНАСАН, Москва

• IAU Symposium 240, "Binary stars as critical tools & tests in contemporary astrophysics", August 22-25, 2006, Prague, Czech Republic

• International conference "Modern problems of astronomy", August 12-18, 2007, Odessa, Ukraine

• Всероссийская астрономическая конференция «ВАК-2007», 17-22 сентября 2007, Казань

• 1st international workshop "UX Ori type stars and related topics", May 2528,2008, Crimea, Ukraine

Содержание диссертации

Диссертация состоит из введения, трех глав, заключения, списка цитируемой литературы и приложений. Полный объем диссертации 82

Заключение диссертации по теме "Астрофизика, радиоастрономия"

Выводы

Фотометрические наблюдения V718 Per, выполненные в рамках нашей работы, продолжили предыдущие наблюдения Коэна и др. (2003) и показали, что у объекта наблюдаются продолжительные затмения с периодом в 4.7 года. Затмения почти симметричны по своей форме и вызваны пересечением луча зрения протяженной пылевой или газопылевой структурой, обладающей довольно высокой степенью симметрии относительно ее центра. Изменения цвета происходят совершенно одинаково на входе и на выходе из затмения. Закон покраснения лишь немного отличается от «стандартного» закона межзвездного покраснения.

В работах Коэн и др. (Cohen et al. 2003) и Нордхаген и др. (Nordhagen et al. 2006) было высказано предположение, что V718 Per является аналогом «экзотической» двойной системы КН 15D, затмения которой, как предполагают, вызваны движениями компонентов относительно общего (СВ) диска. Это предположение не подтверждается результатами спектральных наблюдений, которые продемонстрировали неизменность в пределах ошибок измерений лучевой скорости звезды.

Мы смогли получить спектральное распределение энергии V718 Per вне затмения, дополнив наши данные ИК потоками, полученными с помощью Spitzer и взятыми из литературы. Сравнение наблюдаемого SED с модельным распределением показало, что у звезды есть околозвездный диск, имеющий полость, свободную от вещества, радиусом порядка нескольких а.е. На основании всех вышеперечисленных результатов нами сделано предположение, что причиной наблюдаемых у V718 Per затмений могут быть периодические возмущения в околозвездном диске одиночной звезды, обусловленные орбитальным движением маломассивного компаньона (гигантской протопланеты). Такая интерпретация предполагает, что околозвездный диск V718 Per ориентирован к нам почти с ребра.

Максимальная амплитуда блеска в полосе V составляет 1.1ш, но в тоже время во время затмения в спектрах не найдены признаки усиления абсорбционных линий околозвездного газа. Похоже, в затмевающей структуре достаточно мало газа.

V718 Per имеет абсорбционный спектр типичный для звезды позднего спектрального типа с отсутствием сильный эмиссионных линий. Спектры, полученные в разных фазах затмения, имеют небольшие различия: в линиях На и ИК триплета Са II появляется эмиссионное ядро, а также наблюдается уширение фотосферных абсорбционных линий. Наблюдаемые спектральные изменения могут быть связаны с длительными по времени изменениями активности в приполярных областях. Уширение абсорбционных линий мы объясняем увеличением во время затмения вклада рассеянного излучения на околозвездной пыли.

Заключение

Исследование VI184 Tau и V718 Per выполнено в рамках проекта по изучению природы циклической активности молодых звезд малых и промежуточных масс. Фотометрические наблюдения в оптическом диапазоне проводились на телескопе АЗТ-8 (КрАО, Украина), а также использовались ИК наблюдения в ближнем диапазоне, предоставленные А. А. Архаровым. Спектральные наблюдения высокого разрешения были выполнены Дж. Хербигом на телескопе Keck по просьбе научного руководителя диссертации В. П. Гринина. Основной целью приведенного исследования является изучение механизмов фотометрической активности двух молодых звезд типа Т Тельца VI184 Tau и V718 Per, показывающих необычную фотометрическую активность.

Кратко суммируем основные результаты, полученные в диссертационной работе:

• Выполнена VRI фотометрия исследуемых звезд, на интервале времени 2003-2008 гг.

• На диаграммах «цвет-величина» VI184 Tau обнаружен эффект «поголубения», являющимся характерным признаком звезд типа UX Orí. На сегодняшний день VI184 Tau — единственный представитель WTTS, относящийся к подклассу звезд типа UX Ori.

• Наблюдение повторного затмения V718 Per. Сравнение его с предыдущим затмением позволило впервые оценить период между затмениями, сначала грубо (4.9 года), затем более точно: 4.7 года. Таким образом, по относительной продолжительности затмений эта звезда входит в группу самых экзотических затменных систем нашей Галактики.

• Впервые построено спектральное распределение энергии для яркого состояния V718 Per. Из сравнения наблюдаемого и модельного SED определена величина межзвездного поглощения Av = 4.7т и сделан

63 вывод о существовании внутренней полости в околозвездном диске V718 Per радиусом порядка нескольких астрономических единиц.

Результаты, полученные в диссертации, могут использоваться для дальнейшего изучения этих объектов и при построении моделей, объясняющих их физическую природу. Эта информации может быть также использована как при изучении околозвездных пылевых дисков молодых звёзд, так и при изучении звезд других типов со сходным характером переменности.

Автор выражает глубокую признательность: о Научному руководителю, доктору физ.-мат. наук Владимиру Павловичу Гринину, за руководство работой, многочисленные полезные обсуждения и ценные советы при ее выполнении, о Сергею Геннадьевичу Сергееву — за помощь в освоении методов апертурной фотометрии и его пакетов программ Ссс1р1ю1, Ссс1ргос и 8РЕ. о Всем наблюдателям на телескопе АЗТ-8 за помощь в наблюдениях, о Аркадию Александровичу Архарову - за предоставленные ИК данные, о Ларисе Васильевне Тамбовцевой, Олесе Владимировне Козловой, Валерию Михайловичу Ларионову, Евгении Николаевне Копацкой, Сергею Юрьевичу Шугарову и Алексею Сергееву за ценные советы, полученные в ходе работы, о Своей семье, друзьям и однокурсникам — за моральную поддержку.

Список источников диссертации и автореферата по астрономии, кандидата физико-математических наук, Барсунова, Ольга Юрьевна, Санкт-Петербург

1. Alves J. et al., Optical outburst of a pre-main-sequence object, 1997, Astron.1. J.,v. 113, p. 1395

2. Artymowicz P. and Lubow S. H., Mass flow through gaps in circumbinarydisks, 1996, Astrophys. J., v. 467, p. L77

3. Beckwith S. V. W. and Sargent A. I., 1993, The occurrence and properties ofdisk around young stars, Protostars and planets IE, eds. Levy E. H. and Lumine J. I. (Tucson: Univ. of Arisona Press), p.521

4. Bertin E. And Arnouts S., SExtractor: software for source extraction, 1996,

5. Astron. Astrophys. Sup. Ser., v. 117, p. 393

6. Bodenheimer et al., Multiple fragmentation ofprotostars, 2000, Protostars andplanets IV, ed. by Manning V. et al. (Tucson: Univ. of Arisona Press), p. 675

7. Cabrit S. et al., Forbidden-line emission and infrared excesses in T Tauri stars- Evidence for accretion-driven mass loss?, 1990, Astrophys. J., v. 354, p. 687

8. Chiang E. I. and Murray-Clay R. A., The circumbinary ring of KH15D, 2004,

9. Astrophys. J.,v. 607, p. 913

10. Clarke C. et al., The photometric evolution ofFU Orionis objects: discinstability and wind-envelope interaction, 2005, Mon. Not. Roy. Astr. Soc., v. 361, p. 942

11. Cohen R. E. et al., An unusual eclipse of a pre-main sequence star in IC 348,2003, Astrophys. J., v. 596, p. L243

12. Eisner J. A. et al., Resolved inner disks around Herbig Ae/Be stars, 2004,

13. Astrophys. J., v. 613, p. 1049

14. Gotz W., Wenzel W., Photoelectrische and objectiv-prismen beobachtungenan CQ Tauri, 1968, Mitt. Verand. Sterne, Bd. 5, s. 13

15. Grinin V. P. et al., The investigations of 'zodiacal light' of isolated AE-Herbigstars with nonperiodic algol-type minima, 1991, Astrophys. Sp. Sci., v. 186, p. 283

16. Grinin V. P. et al., The fiPictoris phenomenon among young stars: I— Thecase ofHerbigAe star UX Ononis, 1994, Astron. Astrophys., v. 292, p. 165

17. Grinin V. P., Photopolarimetric activity of pre-main-sequens stars, 2000,

18. Disks, Planetesimals, and Planets", ASP Conf. Proc., v. 219, p. 216

19. Grinin V. P. et al., The unusualpre-main-sequence star V718 Per (HMW15).

20. Photometry and spectroscopy across the eclipse, 2008, Astron. Astrophys., v. 489, p. 1233

21. Guinan E. F. and DeWarf L. E., Toward Solving the Mysteries of the Exotic

22. Eclipsing Binary sAurigae: Two Thousand years of Observations and Future Possibilities, 2002, Exotic stars as challenges to evolution, ed. By C. A. Tout and W. Van Hamme, ASP Conf. Ser., v. 279, p. 121

23. Hartmann L. and Kenyon S.J., On the nature of FU Ononis objects, 1985,

24. Astrophys. J., v. 299, p. 462

25. Herbig G. H., The spectra of Be- and Ae-type stars associated with nebulosity,1960, Astroph. J. Sup., v. 4, p. 337

26. Herbig G., Eruptive phenomena in early stellar evolution, 1977, Astrophys. J.,v. 217, p. 693

27. Herbig G. H., The young cluster IC 348, 1998, Astrophys. J., v. 497, p. 736

28. Herbig G. H., History and spectroscopy of EXor candidates, 2008, Astron. J.,v. 135, p. 637

29. Herbst W., T Tauri variables, 1986, PASP, v. 98, p. 1088

30. Herbst W. et al., Catalog of UBVRI photometry of the T Tauri stars andanalysis of the causes of their variability, 1994, Astron. J., v. 108, p. 1906

31. Herbst W. et al., Fine structure in the circumstellar environment of a young,solar-like star: the unique eclipse ofKH15D, 2002, PASP, v. 114, p. 1167

32. Hoffmeister C., Die RWAurigae-Steme und ihre Nebenformen, 1949, Astr.1. Nach., Bd. 278, s. 24

33. Hollenbach et al, Disk dispersal around young stars, 2000, Protostars andplanets IV, ed. by Manning V. et al. (Tucson: Univ. of Arisona Press), p. 401

34. Huang S.-S., An interpretation of sAurigae, 1965, Astrophys. J., v. 141, p.976

35. Isella A and Natta A., The shape of the inner rim in proto-planetary disks,2005, Astron. Astrophys., v. 438, p. 899

36. Joy A. H., T Tauri variable stars, 1945, Astrophys. J., v. 102, p. 168

37. Juhâsz A. et al., Long-term infrared variability of the UXOri-type star SVCep,2007, Mon. Not. Roy. Astr. Soc., v. 374, p. 1242

38. Kharchenko N. V. et al., Astrophysicalparameters of Galactic open clusters,2005, Astron. Astrophys., v. 438, p. 1163

39. Klahr H. H. and Bodenheimer P., Turbulence in accretion disks: vorticitygeneration and angular momentum. Transport via the global baroclinic instability, 2003, Astrophys. J., v. 582, p. 869

40. Königl A. and Pudritz R. E., Disk Winds and the Accretion-Outflow

41. Connection, 2000, Protostars and planets IV, ed. by Manning V. et al. (Tucson: Univ. of Arisona Press), p. 759

42. Lada C. J. et al., Spitzer Observations of IC 348: The Disk Population at 2-3

43. Million Years, 2006, Astron. J., v. 131, p. 1574

44. Launhardt R. and Henning Th., Millimetre dust emission from northern Bokglobules, 1997, Astron. Astrophys., v. 326, p. 329

45. Lomb N. R., Least-squares frequency analysis of unequally spaced data,1976, Astrophys. Spase Sei., v. 39, p. 447

46. LudendorffH., Untersuchungen über den Lichtwechsel von sAurigae, 1904,1. Astron. Nachr., 164, 81

47. Luhman K. L. et al., Low-mass star formation and the initial mass function in1. 348,1998, Astrophys. J., v. 508, p. 34768

48. Luhman K. L. et al., A census of the young cluster IC 348,2003, Astrophys.1. J.,v. 593, p. 1093

49. Meeus G. Et al., 2001, ISO spectroscopy of circumstellar dust in 14 Herbig

50. Ae/Be systems: Towards an understanding of dust processing, Astron. Astrophys., v. 365, p. 476

51. Muench A. A. et al., A SPITZER census of the IC 348 nebula, 2007, Astron. J.,v. 134, p. 411

52. Mundy L. G. et al., The structure and evolution of envelopes and disks inyoung stellar systems, 2000, Protostars and planets IV, ed. by Manning V. et al. (Tucson: Univ. of Arisona Press), p. 355

53. Muzerolle J. et al., Magnetospheres and Disk Accretion in Herbig Ae/Be

54. Stars, 2004, Astrophys. J., v. 617, p. 406

55. Natta A. et al., Properties and evolution of disks around pre-main-sequencestars of intermediate mass, 2000, Protostars and planets IV, ed. by Manning V. et al. (Tucson: Univ. of Arisona Press), p. 559

56. Natta A. et al., A reconsideration of disk properties in Herbig Ae stars, 2001,

57. Astron. Astrophys., v. 371, p. 186

58. Natta A., Circumstellar disks in pre-main sequense stars, 2003, astroph/0304184

59. Nordhagen S. et al., The recurrent eclipse of an unusual pre-main-sequencestar in IC 348, 2006, Astrophys. J., v. 646, p. LI 51

60. Ozernoy L. M. et al., Signatures of Exosolar Planets in Dust Debris Disks,2000, Astrophys. J., v. 537, p. L147

61. Pelt J., Irregulary Spaced Analysis, 1993, User's manual

62. Pontoppidan K. M. et al., Modeling Spitzer Observations ofWSer. I. The Circumstellar Disk of a UXOrionis Star, 2007, Astrophys. J., v. 656, p. 980

63. Reipurt B. et al., Evolution of the FU Ononis object BBW 76,2002, Astron. J.,v. 124, p. 2194

64. Rieke G. H. and Lebofsky M. J., The interstellar extinction law from 1 to 13microns, 1985, Astrophys. J., v. 288, p. 618

65. Robitaille T. P. et al., Interpreting Spectral Energy Distributions from Young

66. Stellar Objects. II. Fitting observed SEDs using a large grid of pre-computed models, 2007, Asrophys. J. Supp., v. 169, 328

67. Rostopchina A. N. et al., Dust around young stars. Photopolarimetric activityof the classical Herbig Ae/Be star RR Tauri, 1997, Astron. Astrophys., v.327, p. 145

68. Scargle J. D., Studies in astronomical time series analysis. II- Statisticalaspects of spectral analysis of unevenly spaced data, 1982, Astrophys. J., 263, 835

69. Semkov E. H., Photometric and spectroscopic study of V1184 Tauri, 2003,

70. Astron. Astrophys., v. 404, p. 655

71. Semkov E. H., A new deep minimum in the light curve of the PMS star V1184

72. Tauri (CB 34V), 2004, Astron. Astrophys., v. 419, p. L59

73. Semkov E. H., Photometric and spectroscopic variability of the pre-mainsequence star VI184 Tauri (CB 34V), 2006, Astron. Nachr. v. 327, no. 4, p. 328

74. Semkov E. H. et al., A long-term photometric study of V1184 Tauri, 2008,

75. Astron. Astrophys., v. 483, p. 537

76. Shevchenko V. S. et al., Periodic phenomena in Ae/Be Herbig stars lightcurves. I Light curves classification and digital analysis methods. II -Results and probable interpretation for selected stars, 1993, Ap. Sp. Sci., v. 202, p. 121

77. Smith B. A., Terrile R. J., 1984, A circumstellar disk around Beta Pictoris, Science, v. 226, p. 1421

78. Stahler S. and Palla F., The Formation of Stars, 2004, WILEY-VCH,1. Weinheim

79. Strom К. M. et al., Circumstellar material assosiated with solar-typepremain-sequence stars: a possible constraints on the timescale for planet building, 1989, Astron. J., v. 97, p. 1451

80. Tackett S. et al., Periodic variability in the pre-main-sequence object CB34V, 2003, Astron. J., v. 126, p. 348

81. Tannirkulam A. et al., The Inner Rim of YSO Disks: Effects of Dust Grain

82. Evolution, 2007, Astrophys. J., v. 661, p. 374

83. Trullols E. and Jordi C., Deep UBVRIphotometry in 1С 348,1997, Astron.

84. Astrophys., v. 324, p. 549

85. Vittone A. A. and Errico L., FU Ononis systems, 2005, Mem. S. A. It., v.76,p.320

86. Watson A. M., Stapelfeld K. R., Asymmetry and Variability in the HH 30

87. Circumstellar Disk, 2007, Astron. J., v. 133, p. 845

88. Wenzel W., Extremely young stars. 1969, In: Non-periodic Pheno-mens invariable stars. IAU Colloq., Ed. by Detre L. Acad. Press, Budapest, № 65, p. 61

89. Winn J. N. et al., Limits on eclipses of the pre-main-sequence star KH15D inthe first half of the 20th century, 2003, Astrophys. J., v. 593, L121

90. Winn J. N., Holman M. J., Johnson J. A. et al., KH15D: gradual occultationof a pre-main-sequence binary, 2004, Astrophys. J., v. 603, L45

91. Yun J. L. et al., Two new T Tauri stars and a candidate FU Ononis starassociated with Bokglobules, 1997, Astron. Astrophys., v. 320, p. 167

92. Барсунова О. Ю. и др., Н187 в начале нового затмения, 2005,

93. Астрофизика, т. 48, с. 529

94. Барсунова О. Ю. и др., О природе фотометрической активности звездытипа Т Тельца V1184 Таи, 2006, Письма в АЖ, т. 32, с. 924

95. Вощинников Н. В. и др., 1988, Пыль в окрестностях молодых звезд.

96. Наблюдения поляризации UXOri в глубоких минимумах, Астрофизика, т. 28, с. 311

97. Гринин В.П., О происхождении голубой эмиссии, наблюдаемой вглубоких минимумах молодых неправильных звезд, 1988, Письма в АЖ, т. 14, с. 65

98. Гринин В. П., Ростопчина А. Н., Ориентация околозвездных дисков истатистика профилей На звезд Ае/Ве Хербига, 1996, Астрон. ж., т. 73, с. 194

99. Гринин В. П., Ростопчина А. Н., Шаховской Д. Н., О природециклической переменности блеска звезд типа ЦХОп, 1998, Письма в АЖ, т. 24, с. 925

100. Гринин В. П. и др., О природе уникальной затменной системы Н187

101. НШ¥ 15), 2006, Письма в АЖ, т. 32, с. 918

102. Гринин В. П. и др., Рассеяние света движущимися пылинками вближайших окрестностях молодых звезд, 2006(а), Письма в АЖ, т. 32, с. 122

103. Гринин В. П. и др., Фотометрическая активность звезды типа 1/Х ОН

104. V1184 Таи в оптической и ближней ИК областях спектра, 2009, Письма в АЖ, принята к печати

105. Гринин В.П., Тамбовцева Л. В., Дисковый ветер в молодых двойныхсистемах с маломассивными вторичными компонентами: наблюдательные проявления в оптическом диапазоне, 2002, Письма в АЖ, т. 28, с. 667

106. Гринин В. П., Тамбовцева Л. В., О механизмах затмений в экзотическихзатменных системах, 2006, Астрофизика, т. 49, с. 553

107. Гринин В.П., Тамбовцева Л. В., Сотникова Н. Я., Дисковый ветер вдвойных системах и природа циклической активности молодых звезд, 2004, Письма в АЖ, т. 30, с. 764

108. Дорошенко и др., ВУШ ССО-фотометрия звезд сравнения вокрестностях галактик с активными ядрами, 2005, Астрофизика, т. 48, с. 191

109. Зайцева Г.В., Исследование неправильной переменной звезды UX Orí,1973, Перем. Звезды, т. 19, № 1, с. 63

110. Сотникова Н. Я., Гринин В. П., Газодинамические процессы в молодыхдвойных системах как источник циклических вариаций околозвездной экстинкции, 2007, Письма в АЖ, т. 33, с. 667

111. Сергеев С. Г., Переменность широких эмиссионных линий в активныхядрах галактик, 1999, диссертация, Киев

112. Тамбовцева JI. В., Гринин В. П., Роджерс Б., Козлова О. В., Диагностикааккреционного диска звезды UX Orí по водородным линиям бальмеровской, пагиеновской и брэккетовской серий, 2001, Астрон. ж., т. 78, с. 514

113. Тамбовцева JI. В. И Гринин В. П., Пыль в дисковых ветра молодых звездкак источник околозвездной экстинкции, 2008, Письма в АЖ, т. 34, с. 259

114. Цесевич В. П. и Драгомирецкая Б. А., Звезды типа RWВозничего, 1973,1. Киев, Наукова Думка