slide1
Download
Skip this Video
Download Presentation
Herbig Ae/Be csillagok Dr. Kovács József ELTE Gothard Obszervatórium 9707 Szombathely

Loading in 2 Seconds...

play fullscreen
1 / 44

Herbig Ae/Be csillagok Dr. Kovács József ELTE Gothard Obszervatórium 9707 Szombathely - PowerPoint PPT Presentation


  • 80 Views
  • Uploaded on

Herbig Ae/Be csillagok Dr. Kovács József ELTE Gothard Obszervatórium 9707 Szombathely Szent Imre Herceg u. 112. [email protected] GEORGE HERBIG. A HERBIG Ae/Be CSILLAGOK EREDETI DEFINÍCIÓJA. Herbig, ApJS 4, 337 (1960) 26 objektumból álló minta kiválasztási kritériumok:

loader
I am the owner, or an agent authorized to act on behalf of the owner, of the copyrighted work described.
capcha
Download Presentation

PowerPoint Slideshow about ' Herbig Ae/Be csillagok Dr. Kovács József ELTE Gothard Obszervatórium 9707 Szombathely' - laasya


An Image/Link below is provided (as is) to download presentation

Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author.While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server.


- - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - E N D - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - -
Presentation Transcript
slide1

Herbig Ae/Be csillagok

Dr. Kovács József

ELTE Gothard Obszervatórium

9707 Szombathely

Szent Imre Herceg u. 112.

[email protected]

slide3

A HERBIG Ae/Be CSILLAGOK EREDETI DEFINÍCIÓJA

  • Herbig, ApJS 4, 337 (1960)
  • 26 objektumból álló minta
  • kiválasztási kritériumok:
  • a csillag A vagy B színkép-
    • típusú, a színképben
    • emissziós vonalakkal
  • a csillag társult sötét és
    • reflexiós ködök vidékein
    • található
  • a csillag igen erősen
    • gerjeszti a közvetlen
    • közelében található
    • ködöt
slide7

A HERBIG Ae/Be CSILLAGOK ÚJABB DEFINÍCIÓJA

  • főleg távoli IR megfigyelések (IRAS FIR survey) alapján több objektum, melyek:
  • izoláltak, azaz nem kötődnek ködökhöz
  • nem egyértelműen (aktív) csillagkeletkezési területen találhatók
  • újabb definíció:
  • Ae vagy Be színképtípus
    • kizárja az F0-nál későbbi színképtípusú T Tauri csillagokat
  • forró vagy hideg cirkumsztelláris por miatti infravörös excesszus
    • kizárja a „klasszikus” Be és Ae csillagokat:
    • IR excesszus  szabad-szabad átmenetek a csillag körüli ionozált gázban
  • luminozitási osztály: III – V
    • kizárja a B[e] szuperóriásokat
    • (nagytömegű fősorozat utáni csillagok egyenlítői anyagkiáramlással)
slide8

ALAPTULAJDONSÁGOK

  • kevésbé homogén csoportot alkotnak, mint a klasszikus Be csillagok
  • fősorozat előtti csillagok (PMS = pre-main sequence)
  • színképtípus: korai B-től késői A-ig, néha F-ig
  • tömeg: 2 – 8 naptömeg
  • még abban a por-gáz burokban vannak, amelyből születtek
  • cirkumsztelláris korong  lényeges cirkumsztelláris extinkció  RV~ 5
  • gyakran erős röntgensugárzás jellemzi őket: LX~ 1022 – 1025 W
    • ok: mágneses mező által hajtott akkréciós korong? mágneses mező eredete?
    • új eredmény: AB Aurigae esetében a röntgensugárzás forrása valószínűleg a
      • csillag két féltekéjéről kiáramló csillagszél ütközése
    • ezen folyamat vezérléséhez szükséges a mágneses tér
    • eredete: a molekulafelhő kollapszusa előtti tér felerősödve
  • összefoglalva: a T Tauri típusú csillagok közepes tömegű megfelelői
slide9

FOTOMETRIAI VÁLTOZÁSOK I.

  • UX Ori típusú változók (legalább a Herbig Ae/Be csillagok 25%-a)
    • hirtelen bekövetkező, V-ben 3m-et is elérő fényességcsökkenés
    • közben vörösödés és a polarizáció fokának növekedése
    • lassú, hetekig tartó visszatérés a normál fényességhez
    • a változások irregulárisak, előre nem jelezhetőek
    • hasonlít a fedési változók minimumára  Algol-típusú minimum
    • ok: oszlopsűrűség-változások a látóvonal mentén a cirkumsztelláris porban
    • több esetben a halványodás
      • közben a csillag kékül
      • ok: megnő a szórt fény
      • járuléka a teljes fluxushoz
    • csak A0-nál későbbi típusú
      • csillagok esetében!
      • ok (?): a Herbig Be
      • csillagok optikailag
      • láthatatlanok a PMS
      • akkréciós fázisukban
    • kapcsolat a v sin i –vel?

SV Cep

Bibo & Thé, A&A 236, 155 (1990)

slide10

FOTOMETRIAI VÁLTOZÁSOK II.

  • hosszú időskálájú (gyakran évtizedes) fényességcsökkenés, illetve növekedés
    • lehetséges okok:
    • FU Ori típusú kitörés (Hartmann & Kenyon, ARA&A 34, 207 (1996))
    • a cirkumsztelláris burok extinkciójának fokozatos változása
  • kis amplitúdójú (< 0.5mV-ben) fényességváltozások
    • valószínűleg fotoszférikus, illetve kromoszférikus aktivitás következménye
  • periodicitások: a legtöbb esetben csak nagyon kétséges periódusok

SV Cep

Friedemann et al., A&A 255, 246 (1992)

slide11

POLARIMETRIA

  • az optikai kontinuumban gyakori a változó polarizáció  információ a cirkum-
  • sztelláris anyag eloszlásáról
  • polarizáció lehetséges okai:
    • szabad elektronokon történő szóródás
      • jellemző a klasszikus Be csillagok esetében
      • nem jellemző a Herbig Ae/Be csillagok esetében
    • porrészecskéken történő szóródás
      • sok elnyúlt porrészecske egy irányban áll
      • a porrészecskék nemszférikus eloszlása a csillag körül
  • a polarizációban bekövetkező változások gyakran korrelálnak a mély fotometriai
    • minimummal  a sűrű porfelhők eltakarják a csillag direkt fényét, s csak a
    • porrészecskékeken szóródott polarizált fény tud kijutni
  • több esetben a polarizáció szöge is erősen változik  szignifikáns változás a
    • szóró részecskék térbeli eloszlásában
    • ok: nagy, üstökös-szerű objektumok behullása a csillagba?
slide12

ÁLTALÁNOS SPEKTROSZKÓPIAI TULAJDONSÁGOK

  • a fotoszférikus abszorpciós vonalak erőssége alapján normál A vagy B színkép-
    • típusú fősorozati csillagokként klasszifikálhatók
    • az osztályozásra használható vonalak:
    • korai B típusú csillagok esetében: He I 4026, 4387, 4471, 4921, 5876
    • kisebb effektív hőmérséklet esetén: Mn I 4030-34, Fe I 4271, Mg II 4481
    • B8-nál későbbi típusok esetében: Ca II K vonala
  • némi vonalgyengülés csak a legjobban beágyazott forrásoknál (fátyolhatás),
    • de például az AB Aur esetében egyáltalán nem figyelhető meg
  • rotációs sebességek: 60 < v sin i < 200 km/s, azaz gyorsabban rotálnak, mint a
    • T Tauri csillagok, de lassúbbak a klasszikus Be csillagoknál
  • emissziós és abszorpciós vonalak komplex változása
    • 25%: csillagszél jelenlétére utaló spektroszkópiai jelek
    • 15%: erősen kollimált kiáramlások, ún. kifúvások (dM/dt  10-6 – 10-8 M/év)
    • 20%: tömegkiáramlásra utaló P Cygni vonalprofilok
  • tiltott emissziós vonalak jelenléte a spektrumban
slide13

INFRAVÖRÖS SPEKTRÁLIS ENERGIAELOSZLÁS

IR tartomány: nagymennyiségű cirkumsztelláris anyag (CSM), főleg por hatása

Hillebrand et al. (ApJ 397, 613 (1992)): 3 nagy csoport

  • erős IR excesszus
  • F~ -4/3
  • optikailag vastag CSM
  • laposabb görbe
  • esetenként nagyobb 
    • felé emelkedik
  • csak kis IR excesszus
  • inkább a Be csillagokhoz
    • hasonlóak
slide14

SPEKTROSZKÓPIAI VÁLTOZÁSOK

  • Merrill és Burwell: az AB Aur esetében a H és a H vonalprofil erősen változó

AB Aur

Merrill & Burwell, ApJ 77, 103 (1933)

  • Herbig (1960): a legtöbb Herbig Ae/Be jelölt spektroszkópiailag változó
  • Finkenzeller és Mundt (A&AS 55, 109, (1984)):
    • a jellemző spektroszkópiai változások nem korlátozódnak az A0-nál későbbi
    • típusú csillagokra, mint a fotometriai változások  más fizikai ok
slide15

A H EMISSZIÓS VONAL TÍPUSAI

egycsúcsú emisszió

duplacsúcsú emisszió

P Cygni vonalprofil

  • az emisszió lehetséges forrásai (nem teljesen tisztázott):
  • a korongban kiáramló csillagszél (Hamann & Persson, ApJS 82, 285 (1992))
  • AB Aurigae: kromoszférikus csillagszél (Catala, A&A 319, 176 (1997))
slide17

EGYÉB EMISSZIÓS VONALAK

gyakran emisszióban észlelt vonalak még:

O I, Ca II, Si II, Mg II és Fe II

Mg II vonalak

Imhoff, ASPC 62, 107 (1994)

V380 Ori

Rossi et al., A&AS 136, 95 (1999)

Fe II vonalak

slide18

TILTOTT EMISSZIÓS VONALAK

  • fontos diagnosztikai szerepet játszanak a cirkum-
    • sztelláris környezet feltérképezésében
  • sokkal szimmetrikusabbak, mint a T Tauri
    • csillagok esetében megfigyelhető profilok
  • kékeltolódott [O I] vonal csak néhány mélyen
    • beágyazott forrásnál figyelhető meg
  • az erősen kékeltolódott (> 200 km/s) vonalakat
    • produkáló gáz olyan kifúvásban áramlik,
    • melynek vörös részét takarja a porkorong:
    • Appenzeller-Jankovics-Östreicher effektus
    • (Appenzeller et al., A&A 141, 108 (1984))
  • kiáramlás nagysebességű [O I] emisszió nélkül
    • (Hirth et al., A&A 285, 929 (1994))
  • mi az eredete a szimmetrikus [O I] emissziónak?
    • (FWHM ~ 10 km/s)

[O I] 6300

Corcoran & Ray, A&A 321, 189 (1997)

slide19

OPTIKAI ÉS UV ABSZORPCIÓS VONALAK

  • komplex változások mind az optikai, mind az UV tartományban (Mg II, Fe II, Ca II)
  • AB Aurigae
    • Mg II UV vonalak kék szárnyában P = 45h± 6h periódusú változás
    • Fe II vonalaknál nincs egyértelmű periódus
      • (Praderie et al., ApJ 303, 311 (1986))
    • Ca II K vonala esetében P = 32h± 4h periódusú változás
      • (Catala et al., ApJ 308, 791 (1986))
    • egyéb optikai abszorpciós vonalaknál a változások időskálája: 20m – 10h
      • (Catala et al., A&A 319, 176 (1997))
  • HD 163296
    • hasonló periódusok az
      • Mg II és a Ca II K vonalakra
      • (Catala et al., A&A 221, 273 (1989))
    • gyors profilváltozások ( NRP)
      • (Baade & Stahl, A&A 209, 268 (1989))
  • magyarázat:
    • Ca II K: rotációs periódus
    • Mg II: diff. rot. kromoszférikus csillagszél

Catala et al., A&A 221, 273 (1989)

slide20

MODELLEK A SPEKTROSZKÓPIAI VÁLTOZÁSOKRA

  • nemradiális pulzáció
    • a pulzáció frekvenciájával vándorló huplik (bumps) a fotoszferikus
      • abszorpciós vonalprofilokon
    • kellene még: multiperiodikus változás az észlelt vonalprofilokban
    • vagy óriás csillagfoltok, de ezek nyoma a fotometriai adatokban nem látható
  • mágneses tér a csillag felszínén
    • az rA Alfvén-rádiuszig a csillaggal együttforgó csillagszél  két régió:
      • r < rA: kettős csúcsú vonalak
      • mindkét tartományban keletkező vonalak
        • vr > rA  : II. típusú, vr < rA  : III. típusú P Cygni vonalprofil
    • nagy szélességekig kiterjedő mágneses struktúra  gyors és lassú áramok
      • a csillagszélben (napszél analógia)
    • direkt mágneses tér mérések?
  • egyenlítői csillagszél
  • akkréció
  • változó sebességgradiens, sztochasztikus csillagszél
slide21

INFRAVÖRÖS SPEKTROSZKÓPIA

  • IR spektroszkópia  cirkumsztelláris gáz és por kémiai összetétele és geometriája
  • szénben és oxigénben gazdag porkomponensek jelenléte
  • IR emissziós sávok: 3.29 m, 6.2 m, 7.7 m, 8.6 m és 11.3 m 
    • PAHs (polycyclic aromatic polycarbons, aromás szénhidrogének) jelenléte
    • térbeli eloszlásuk még nem teljesen világos
  • 10 m: domináns az oxigénben gazdag szilikátok optikailag vékony emissziója
  • hidrogén infravörös rekombinációs sugárzása:
    • a nagysűrűségű gázkomponens vizsgálata a korongban vagy a kiáramlásban
    • tömegvesztési ráta: 10-8 – 10-6 M/év
  • ISO spektroszkópiai megfigyelések:
    • általában optikailag vékony por emissziós komponensek
    • néha optikailag vastag komponensek  élükről látott porkorongok
    • a legtöbb esetben megerősítették a PAH-ok jelenlétét
    • néhány esetben H2 tisztán rotációs IR átmenetei  az emisszió a cirkum-
      • sztelláris korong forró gázában keletkezik
slide22

A CIRKUMSZTELLÁRIS ANYAG GEOMETRIÁJA

  • a Herbig Ae/Be csillagok a T Tauri csillagok nagyobb tömegű megfelelői 
  • a csillag környezetének geometriája is hasonló kell legyen:
  • optikailag vastag korong
  • bipoláris kiáramlás
  • részletes vizsgálatok 
  • a Herbig Ae/Be csillagok
  • esetében a kép
  • kicsit bonyolultabb
  • a cirkumsztelláris anyag
  • geometriájának feltérképezése
    • direkt felvételek alapján
    • a spektrális energiaeloszlás
      • (SED) alapján
    • színkép alapján
slide23

DIREKT FELVÉTELEK

  • interferometria milliméteres hullámhosszakon
  • lapult szerkezet 100 CsE skálán (Mannings & Sargent, ApJ 490, 792 (1997))
  • tipikus korongrádiuszok:
  • 200 – 600 CsE
  • tipikus korongtömegek:
  • 0.005 – 0.05 M
  • - kis szögkiterjedés
  • - porkorong tömege 
  • - gömbszimmetria
  •  magas extinkciós faktor
  •  lapult diszk-geometria
  • MWC 480: rotáló Kepler-diszk (Mannings et al., Nature 388, 555 (1997))
  • spektropolarimetriai mérések (Vink et al., MNRAS 337, 356 (2002))
    • a minta 83%-ában lapult struktúra, 9 esetben rotációra utaló nyomok

}

slide24

DISZK-GEOMETRIA A SED ALAPJÁN

  • sok modell a cirkumsztelláris porkorong IR és milliméteres emissziója alapján
  • opt. vastag korong, akkréció: 10-6 M/év (Hillebrand et al., ApJ 397, 613 (1992))
    • nem észlelhető a korongtól származó megfelelő közeli IR emisszió
    • optikai és UV hullámhosszakon sem jelentkezik az akkréciós energia
    • helyette: excesszus 1-2 m-en  korong helyett inkább tórusz (belső lyuk)
    • sok megfigyelésben 10-8 M/év rátájú csillagszélnek megfelelő rádióemisszió
    • tehát: valószínűleg az akkréciós ráta jóval alacsonyabb
  • optikailag vastag korong helyett burok (Hartmann et al., ApJ 407, 219 (1993))
    • a közeli IR emissziót nemegyensúlyi hőmérsékletű kicsiny porrészek okozzák
    • nem okozhatják egyedül a 2-10 m-es emissziót, hacsak nem abnormálisan
      • nagy a gyakoriságuk (Natta et al., A&A 275, 527 (1993))
  • következtetés: nagyon nehéz a CMS geometriáját a SED-illesztés alapján feltárni:
    • a por opacitása, kémiai összetétele?
    • a porrészecskék méret szerinti eloszlása?
    • megfelelő szögfelbontás?
slide25

TILTOTT EMISSZIÓS VONALAK

  • főleg az [O I] és [Si II] tiltott vonalaknak fontos szerepük van a cirkumsztelláris
    • geometria feltérképezésében
  • T Tauri analógia
    • AJÖ-effektus:
    • a kékeltolódott emisszió
    • oka a bipoláris kiáramlás,
    • melynek egyik részét az
    • optikailag vastag korong
    • eltakarja előlünk
    • eltérés csak a nagyon erős
    • kiáramlások esetén (~ 15%)
  • modell (Kwan & Tademaru, ApJ 332, L41 (1988)):
    • a nagysebességű emisszió forrása a bipoláris kiáramlás
    • az alacsony sebességű komponens a korongban keletkezik
slide26

A HERBIG Ae/Be CSILLAGOK FEJLŐDÉSI ÁLLAPOTA

  • kapocs a kis- és nagytömegű csillagok keletkezése között
    • mi a különbség a kis- és nagytömegű csillagok keletkezési helyeinek
      • kozmikus környezete között?
    • milyen fizikai folyamatok,
      • paraméterek játszanak
      • szerepet a fősorozatra
      • való ráfejlődésben?
  • tömeghatárok: 2 – 8 M a Galaxisban
    • 2 M: efölött a kontrakció
      • kezdetekor sugárzási egyensúly
    • 8 M: ennél a tömegnél a születési
      • buroktól való „függetlenedéskor”
      • elkezdődik a H-égés
      • (Hayashi-vonal metszi a ZAMS-ot)
      • nagyobb tömegű Herbig Ae/Be

csillagok optikailag még nem

láthatók a ZAMS elérésekor

      • ez azonban függ a környezettől és a fémességtől  az LMC-ben nagyobb
      • tömegű Herbig Ae/Be csillagok (Beaulieau et al., Science 272, 995 (1996))
slide27

AKKRÉCIÓ ÉS KIÁRAMLÁS

  • mind a T Tauri, mind a Herbig Ae/Be csillagok aktivitásának fő forrása a
    • cirkumsztelláris akkréció
  • következmény:
    • bipoláris kiáramlás
  • az akkréció és a kiáramlás
    • a fejlődés során csökken,
    • de az első fázisokban
    • mindenképpen változó
    • erősségű
  • Z CMa (tipikus FUOR)
    • 3.6 pc-ig kiterjedő jet (Hartmann et al., ApJ 338, 1001 (1989))
    • akkréciós ráta: 10-3 M/év
    • legalább 15 HH-objektumot világít meg (Poetzel et al., A&A 224, L13 (1989))
  • tipikus akkréciós és kiáramlási ráták: 10-8 – 10-9 M/év
slide28

A  PICTORIS KAPCSOLAT

  • kapcsolat a Vega típusú csillagok és a Herbig Ae/Be csillagok között?
  • a Vega maga és a Fomalhaut is messze elfejlődött a ZAMS-tól
  • sok Vega típusú objektum a fősorozati csillagok között, ezek biztosan nem fiatalok
  • valószínű, hogy a Vega típusú diszkek a csillagok fiatal korából maradtak (YSO)
  • több Vega típusú jelölt izolált Herbig Ae/Be csillagnak bizonyult
slide29

HD 163296 – EGY IZOLÁLT HERBIG Ae/Be CSILLAG

2000 = 17h56m21s

2000 = -21°57’21”

d = 150 pc

B = 6.967m, V = 6.87m

spektráltípus = A1Ve

Teff = 8700 – 9500 K

M = 2.2 – 2.3 M

R = 2.2 – 2.4 R

L = 32 – 36 L

log t = 6.6 ± 0.4

v sin i = 120 km/s

slide30

SPEKTROSZKÓPIAI TÖRTÉNET

  • a spektrum első leírása optikai tartományban Merwill és társai által (‘30-as évek):
    • a Balmer-vonalak emisszióban keskeny abszorpciós maggal
    • számos, alacsonyan ionizált fémvonal jelenléte
    • jelentős változások a vonalak intenzitásában és pozícióiban is
  • részletes spektroszkópiai vizsgálatok a ’80-as évektől kezdődően
    • H vonalprofil változás (P Cygni II  P Cygni III)
    • periodikus változások: Mg II UV rezonancia doublett és Ca II K vonal
      • PMg II = 50h± 8h, PCa II K = 35h± 5h (Catala et al., A&A 221, 273 (1989))
      • Ca II K: a csillag rotációs periódusa
      • Mg II: a cirkumsztelláris burok differenciális rotációjakor a kromoszférikus
        • csillagszélben keletkeznek
    • fotoszférikus Si II és Mg II vonalak (Baade & Stahl, A&A 209, 268 (1989)):
      • gyors vonalprofil változások
      • nincsenek periodicitásra utaló jelek
    • H és H vizsgálatok (Pogodin, A&A 282, 141 (1994)):
      • vonalprofilváltozások a néhány órától néhány napig terjedő időskálán
      • burok modell:
        • egy aktív terület a csillaghoz közel  egyenlítői csillagszél
        • egy külső, közelítőleg konstans héj
slide31

ESO LA SILLA, CHILE, ATACAMA SIVATAG

  • sok derült éjszaka,
    • legalább 350 évente
  • kevés csapadék, alacsony
    • páratartalom (5%)
  • sok fotometriai minőségű
    • éjszaka
  • nagy tengerszint feletti
    • magasság
  • lakott területektől mért nagy
    • távolság
ad