CC BY
40
ДОКЛАДЫ АКАДЕМИИ НАУК РЕСПУБЛИКИ ТАДЖИКИСТАН
2006, том 49, №1
АСТРОФИЗИКА
УДК 523.841
Н.Х.Миникулов
ИССЛЕДОВАНИЕ ПЫЛЕВЫХ ОБОЛОЧЕК МОЛОДЫХ ЗВЕЗД УХ Саз, УУ И ББ 8ег
(Представлено академиком АН Республики Таджикистан П.Б. Бабаджановым 20.06.2005 г.)
Звезды VX Cas и VV Ser являются неправильными переменными Орионовой популяции [1] и классифицируются как молодые Ае-звезды Хербига. Малоизученная переменная DD Ser с недавнего времени также была отнесена к молодым Ае-звездам Хербига [2], спектральный класс которой определен как A5Ш, с Му = -0,2 и эффективной температурой 1§Т=3Д Пользуясь теоретическими расчетами моделей атмосфер молодых звезд, приведенных в [3], были определены масса и радиус DD Ser: 2,5М0 и 3Я0-Данные о спектральном классе, массе и радиусе УХ Cas и УУ Ser собраны в [4]:
Звезда УХ Саз УУ 8ег
Спектральный класс А0 А2
Масса 2,4М0 2,1М0
Радиус 2,4Я0 2,2Я0
Для исследования особенностей изменения блеска УХ Саз, УУ и ЭЭ Бег в течение большого интервала времени и определения физических характеристик их пылевых оболочек были отобраны более 1500 фотопластинок из архива фототеки Института астрофизики АН РТ. Наблюдательные данные для УХ Саз охватывают интервал времени 18668 дней (или 51,1 лет), данные для УУ и ЭЭ Бег - 14626 дней (или 40,1 лет). Измерения фотографического блеска исследуемых переменных звезд с выбором опорных звезд для каждой из них производились по стандартной методике. Ошибки определения блеска не превышали 0,3т. Для построения общей кривой блеска были использованы также данные фотографических звездных величин из [5]. Результаты измерения блеска исследуемых переменных звезд приведены на рис. 1-2.
т(рд)п_________________________________________________
\ZXCas • • • •
• • • • • •
• • • • •••• • •• • •
• • • • • • • ••• • • •••• •
«и» • М • «м» •••• •• м» • •••••• •
•••• ••• • • • ••••' • ••••••• м • • • ••• •
••ффф •• • • «и»ш» • §м •••• • • • • • •и •
ФФ ••• • • • •• т* • • •••• • • • • фффф••
•• •• • • • •• • •чч»
••••• • • • • •• • • ••••••
••• • • • • • т—
• • • • • • • • • •
• • • • • • •
• •
•
• •
• • •
30000 40000 50000
^(2400000+...)
Рис.1. Кривая блеска УХ Cas.
Рис.2. Кривые блеска УУ и ЭЭ Бег: темные кружки - наши данные, светлые квадраты - данные [5].
Согласно [6], пылевая оболочка молодых звезд состоит из протяженной оптически тонкой оболочки, в которую погружены вращающиеся вокруг звезды непрозрачные пылевые облака. Интегральный блеск исследуемых звезд в этом случае может содержать периодические (скрытые) составляющие. Поиск периодических составляющих изменения блеска проводился методами, описанными в [7], которые не дали положительных результатов. Это может означать, что количество непрозрачных пылевых облаков, затмевающих звезду, велико и возможно орбита таких облаков вокруг звезды не круговая. Оценим большую полуось А орбиты :
Л>
Т2ОМ, 4л-2
1/3
где Т - период обращения, С - постоянная тяготения, М* - масса звезды. Для УХ Саз, УУ и ЭЭ Бег получим А > 27 а.е., А > 22 а.е. и А > 23 а.е., соответственно. Сравнение этих величин с данными планет Солнечной системы показывает, что большая полуось орбит непрозрачных пылевых облаков, вращающихся вокруг исследуемых звезд, сопос-
тавима с большими полуосями орбит Урана и Нептуна. Оценим максимальный размер и массу непрозрачных пылевых облаков. Из наблюдательного ряда было установлено, что наибольшие продолжительности глубоких ослаблений блеска (Дт=1-2т) УХ Саз, УУ и ЭЭ Бег равны, соответственно, 40, 20 и 25 дням. Учитывая скорость изменения блеска переменных звезд и параметры орбит затмевающих звезду непрозрачных пылевых облаков оценим их размер и массу согласно [8]:
VX Cas: ~ 0,07 а.е. > 1,5-10-7 М0
VV Бег: Яс1оиа ~ 0,042 а.е. Ме^ > 1,340-7 М0
ББ Бег: Яс1ои1 ~ 0,044 а.е. Мскш1 > 8,240-8 М0
Чтобы оценить массу протяженной оптически тонкой пылевой оболочки, необходимо построить кривую распределения энергии для каждой переменной звезды для достаточно широкого интервала длин волн. Фотоэлектрические наблюдения в видимой области и инфракрасные данные для этих звезд нами были получены из Страсбургского центра СЭБ по интернету (рис.3).
Полагая, что излучение пыли соответствует чернотельному, оценим внутренние Я1 и внешние Я2 границы оптически тонкой протяженной пылевой оболочки согласно [9]:
VX Cas: Я1 ~ 6,5 а.е. Я2 ~ 620 а.е.
УУ Бег: Я1 ~ 2,5 а.е. ~ 450 а.е.
ББ Бег: Я1 ~ 8,5 а.е. Я2 ~ 480 а.е.
Зная размер протяженной пылевой оболочки, можно оценить ее массу. Для чего предположим, что форма протяженной пылевой оболочки является дискообразной с толщиной, равной диаметру центральной звезды, и плотность частиц в протяженной оболочке п=105 см-3 соответствует плотности холодных межзвездных облаков [10]. Тогда получим:
VX Cas: Моб ~ 10-8 М0
УУ Бег: Моб ~ 4,540-9 М0
ББ Бег: Моб ~ 6>10-9 М0
Соотношение МО = (М*/М0)1,4М [8] определяет массу протозвездного облака, из которого образовались рассматриваемые нами звезды. Оценим массу протозвездного облака:
VX Cas: Мо ~ 3,4 М0; УУ Бег: Мо ~ 2,8 М0; ББ Бег: Мо ~ 3,6 М0 Полученные результаты означают, что масса вещества, оставшегося от образования молодой звезды, равняется ~1М0. Возраст и темп потери массы исследуемых нами звезд составляют 5-106-107 лет и 10-7-10-8 М0 в год [3], соответственно. Предположим, что при рождении и дальнейшей эволюции молодой звезды большая часть протозвездного вещества во время ее формирования будет выброшена излучением в межзвездное пространство, а оставшаяся - превратится в оболочку вокруг молодой звезды и может составить ~0,01 М0. Сравнивая эту величину с массой протяженной оптически тонкой пы-
левой оболочки, можно утверждать, что практически вся масса пылевой оболочки исследуемых звезд может быть сосредоточена в оптически непрозрачных пылевых облаках. Эти облака, вероятно, являются протопланетами или протокометами, максимальное количество которых в окрестностях исследуемых молодых звезд может достигать 105.
Рис. 3. Кривая распределения энергии в спектре УХ Саз, УУ и ЭЭ Бег: сплошная линия - наблюдения; точечная линия - кривая, соответствующая распределению энергии нормальной звезды с известным спектральным классом; пунктирная - излучение абсолютно черного тела с определенной температурой.
Таким образом, исследования молодых неправильных переменных звезд УХ Саз,
УУ и ЭЭ Бег показали, что изменения их блеска в основном могут быть связаны с суще-
26
ствованием крупномасштабных неоднородностей в их околозвездных протяженных пылевых оболочках. Вероятно, на ранних этапах эволюции вокруг этих звезд существовала однородная пылевая оболочка, которая, пройдя определенный этап эволюции, фрагментировалась на более мелкие пылевые облака, из которых со временем могут форми-ровываться планеты и/или другие малые тела.
Институт астрофизики Представлено 20.06.2005 г.
АН Республики Таджикистан
ЛИТЕРАТУРА
1. Herbig G.H., Bell K.R. - Lick Observatory Bulletin, 1988, No.1111.
2. Pugach A.E., Kovalchuk G.U. - Astron. Astrophys., 1999, Vol.347, pp.937-941.
3. Cohen M., Kuhi L.V. - Astrophys.J.Suppl.,1979,Vol.41,No.4,pp.743-843.
4. Ростопчина А.Н. - Астрон. журн., 1999, т.76, №2, с.136-142.
5. Цесевич В.П., Драгомирецкая Б.А. Звезды типа RW Возничего. - Киев, 1978.
6. Гринин В.П. - Письма в АЖ, 1988, т.14, с.65.
7. Миникулов Н.Х. - Доклады АН РТ, 1996, т.39, №9-10, с.120-124.
8. Вощинников Н.В., Гринин В.П. - Астрофизика, 1991, т.34.
9. Лууд Л., Тувикене Т., Руузалепп М.-Астрофизика,1988,т.29,с.97-106.
10. Каплан С.А., Пикельнер С.Б. Физика межзвездной среды. - М.: Наука, 1979.
Н.Х.Миникулов
ОМУЗИШИ ЦАБАТ^ОИ ЧАНГУ-ГУБОР ДАР АТРОФИ СИТОРА^ОИ ЧДВОНИ VX Cas, VV ВА DD Ser
Аз руи мушох,идах,ои фотографие, ки дар Институти астрофизикаи АИ Ч,Т дар давоми 40-50 сол бурда шудааст, хати качи тагйирёбии бузургии ситоравии ин объектно омухта шудааст. Муайян карда шудааст, ки дар атрофи ин ситорах,ои чавон такрибан 100000 абрх,ои азимчуссаи чангу-губор мавчуданд. Ин абрх,о боиси тагйирёбии бузургии ситоравии ин объектх,ои чавон мебошанд.
N.Kh.Minikulov INVESTIGATION OF DUST ENVELOPES OF THE YOUNG STARS VX Cas, VV AND DD Ser
The light curves of VX Cas, VV and DD Ser are studied in Institute of astrophysics of the Academy of Sciences of the Republic of Tajikistan for 40-50 years on the photographic observations. It is established, that the reason of light changes of these variables is existence around of them about 100000 dust clouds, eclipsing these stars from time to time.
