Herbig Ae/Be csillagok ELTE Gothard Obszervatórium

Az előadások a következő témára: "Herbig Ae/Be csillagok ELTE Gothard Obszervatórium"— Előadás másolata:

1 Herbig Ae/Be csillagok ELTE Gothard Obszervatórium
Dr. Kovács József ELTE Gothard Obszervatórium 9707 Szombathely Szent Imre Herceg u. 112.

2 GEORGE HERBIG

3 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

4 LkH 198: EGY TIPIKUS HERBIG Ae/Be CSILLAG

5 HERZTSPRUNG-RUSSEL DIAGRAM (HRD)

6 FEJLŐDÉSI ÚTVONALAK (HAYASHI-VONALAK) A HRD-N

7 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)

8 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

9 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)

10 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 (< 0.5m V-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)

11 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?

12 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  , 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

13 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

14 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

15 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))

16 A P CYGNI TÍPUSÚ VONALPROFILOK KELETKEZÉSI SÉMÁJA

17 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

18 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)

19 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 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)

20 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

21 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

22 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

23 } 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 }

24 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?

25 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

26 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))

27 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

28 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

29 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

30 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

31 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

32 A HEROS ECHELLE SPEKTROGRÁF

33 A HEROS OPTIKAI FELÉPÍTÉSE

34 A FEROS ECHELLE SPEKTROGRÁF

35 A FEROS OPTIKAI FELÉPÍTÉSE

36 A HEROS ÉS A FEROS ADATAI

37 ECHELLE SPEKTRUMOK

38 A BALMER-VONALAK H-TÓL H-IG

39 Si II 6347, 6371, Fe II 6456, He I 6678 VONALPROFILOK

40 Ca II K ÉS Na I D VONALPROFILOK

41 A H VONALPROFIL VÁLTOZÁSA

42 A H VONALPROFIL VÁLTOZÁSA

43 H ÉS H DINAMIKUS SPEKTRUMOK

44 KÖSZÖNÖM A FIGYELMET!