Az előadás letöltése folymat van. Kérjük, várjon

Az előadás letöltése folymat van. Kérjük, várjon

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

Hasonló előadás


Az előadások a következő témára: "Herbig Ae/Be csillagok Dr. Kovács József ELTE Gothard Obszervatórium 9707 Szombathely Szent Imre Herceg u. 112."— Előadás másolata:

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

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  R V ~ 5 gyakran erős röntgensugárzás jellemzi őket: L X ~ – 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 3 m -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? Bibo & Thé, A&A 236, 155 (1990)SV Cep

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 (< 0.5 m V-ben) fényességváltozások valószínűleg fotoszférikus, illetve kromoszférikus aktivitás következménye periodicitások: a legtöbb esetben csak nagyon kétséges periódusok Friedemann et al., A&A 255, 246 (1992)SV Cep

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  – 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 Merrill & Burwell, ApJ 77, 103 (1933)AB Aur 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 emisszióduplacsúcsú emisszióP 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 Rossi et al., A&AS 136, 95 (1999)V380 Ori Fe II vonalak Imhoff, ASPC 62, 107 (1994) Mg II vonalak

18 TILTOTT EMISSZIÓS VONALAK Corcoran & Ray, A&A 321, 189 (1997) 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

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 = 45 h ± 6 h periódusú változás Fe II vonalaknál nincs egyértelmű periódus (Praderie et al., ApJ 303, 311 (1986)) Ca II K vonala esetében P = 32 h ± 4 h periódusú változás (Catala et al., ApJ 308, 791 (1986)) egyéb optikai abszorpciós vonalaknál a változások időskálája: 20 m – 10 h (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 r A Alfvén-rádiuszig a csillaggal együttforgó csillagszél  két régió: r < r A : kettős csúcsú vonalak mindkét tartományban keletkező vonalak v r > r A  : II. típusú, v r < r A  : 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: – 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 H 2 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 interferometria milliméteres hullámhosszakon lapult szerkezet 100 CsE skálán (Mannings & Sargent, ApJ 490, 792 (1997)) tipikus korongrádiuszok: 200 – 600 CsE tipikus korongtömegek: – 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 DIREKT FELVÉTELEK }

24 DISZK-GEOMETRIA A SED ALAPJÁN sok modell a cirkumsztelláris porkorong IR és milliméteres emissziója alapján opt. vastag korong, akkréció: 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 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: M  /év legalább 15 HH-objektumot világít meg (Poetzel et al., A&A 224, L13 (1989)) tipikus akkréciós és kiáramlási ráták: – 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 – EGY IZOLÁLT HERBIG Ae/Be CSILLAG  2000 = 17 h 56 m 21 s  2000 = -21°57’21” d = 150 pc B = m, V = 6.87 m spektráltípus = A1Ve T eff = 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 P Mg II = 50 h ± 8 h, P Ca II K = 35 h ± 5 h (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!


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

Hasonló előadás


Google Hirdetések