Herbig Ae/Be csillagok

Dr. Kovács JózsefELTE Gothard Obszervatórium

9707 SzombathelySzent Imre Herceg u. 112.

jkovacs@gothard.hu

GEORGE HERBIG

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 színképbenemissziós vonalakkal

• a csillag társult sötét ésreflexiós ködök vidékeintalálható

• a csillag igen erősengerjeszti a közvetlenközelében találhatóködöt

LkH 198: EGY TIPIKUS HERBIG Ae/Be CSILLAG

HERZTSPRUNG-RUSSEL DIAGRAM (HRD)

FEJLŐDÉSI ÚTVONALAK (HAYASHI-VONALAK) A HRD-N

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)

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 Wok: mágneses mező által hajtott akkréciós korong? mágneses mező eredete?új eredmény: AB Aurigae esetében a röntgensugárzás forrása valószínűleg a

csillag két féltekéjéről kiáramló csillagszél ütközéseezen folyamat vezérléséhez szükséges a mágneses téreredete: a molekulafelhő kollapszusa előtti tér felerősödve

• összefoglalva: a T Tauri típusú csillagok közepes tömegű megfelelői

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 kékülok: megnő a szórt fényjáruléka a teljes fluxushoz

• csak A0-nál későbbi típusúcsillagok esetében!ok (?): a Herbig Becsillagok optikailagláthatatlanok a PMSakkréciós fázisukban

• kapcsolat a v sin i –vel?

Bibo & Thé, A&A 236, 155 (1990)SV Cep

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) fényességváltozásokvalószínűleg fotoszférikus, illetve kromoszférikus aktivitás következménye

• periodicitások: a legtöbb esetben csak nagyon kétséges periódusok

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

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 fotometriaiminimummal a sűrű porfelhők eltakarják a csillag direkt fényét, s csak aporrészecskékeken szóródott polarizált fény tud kijutni

több esetben a polarizáció szöge is erősen változik szignifikáns változás aszóró részecskék térbeli eloszlásábanok: nagy, üstökös-szerű objektumok behullása a csillagba?

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 aT Tauri csillagok, de lassúbbak a klasszikus Be csillagoknál

• emissziós és abszorpciós vonalak komplex változása25%: csillagszél jelenlétére utaló spektroszkópiai jelek15%: 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

INFRAVÖRÖS SPEKTRÁLIS ENERGIAELOSZLÁS

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

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 későbbitípusú csillagokra, mint a fotometriai változások más fizikai ok

A H EMISSZIÓS VONAL TÍPUSAI

egycsúcsú emisszió duplacsúcsú emisszió P Cygni vonalprofilaz 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))

A P CYGNI TÍPUSÚ VONALPROFILOK KELETKEZÉSI SÉMÁJA

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

TILTOTT EMISSZIÓS VONALAK

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

• fontos diagnosztikai szerepet játszanak a cirkum-sztelláris környezet feltérképezésében

• sokkal szimmetrikusabbak, mint a T Tauricsillagok esetében megfigyelhető profilok

• kékeltolódott [O I] vonal csak néhány mélyenbeágyazott forrásnál figyelhető meg

• az erősen kékeltolódott (> 200 km/s) vonalakatprodukáló 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

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 azMg 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)

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 felszínénaz rA Alfvén-rádiuszig a csillaggal együttforgó csillagszél két régió:

r < rA: kettős csúcsú vonalakmindkét tartományban keletkező vonalak

vr > rA : II. típusú, vr < rA : III. típusú P Cygni vonalprofilnagy szélességekig kiterjedő mágneses struktúra gyors és lassú áramok

a csillagszélben (napszél analógia)direkt mágneses tér mérések?

• egyenlítői csillagszél

• akkréció

• változó sebességgradiens, sztochasztikus csillagszél

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) jelenlétetérbeli 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

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 csillagokesetében a képkicsit bonyolultabb

a cirkumsztelláris anyaggeometriájának feltérképezése

• direkt felvételek alapján• a spektrális energiaeloszlás

(SED) alapján• színkép alapján

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

DIREKT FELVÉTELEK

}

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?

TILTOTT EMISSZIÓS VONALAK

• főleg az [O I] és [Si II] tiltott vonalaknak fontos szerepük van a cirkumsztellárisgeometria feltérképezésében

• T Tauri analógia

AJÖ-effektus:

a kékeltolódott emisszióoka a bipoláris kiáramlás,melynek egyik részét azoptikailag vastag korongeltakarja előlünk

eltérés csak a nagyon erőskiáramlások esetén (~ 15%)

• modell (Kwan & Tademaru, ApJ 332, L41 (1988)):

• a nagysebességű emisszió forrása a bipoláris kiáramlás• az alacsony sebességű komponens a korongban keletkezik

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 játszanakszerepet a fősorozatravaló 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/Becsillagok optikailag még nemláthatók a ZAMS elérésekorez azonban függ a környezettől és a fémességtől az LMC-ben nagyobbtömegű Herbig Ae/Be csillagok (Beaulieau et al., Science 272, 995 (1996))

AKKRÉCIÓ ÉS KIÁRAMLÁS

• mind a T Tauri, mind a Herbig Ae/Be csillagok aktivitásának fő forrása acirkumsztelláris akkréció

• következmény:bipoláris kiáramlás

• az akkréció és a kiáramlása fejlődés során csökken,de az első fázisokbanmindenképpen változóerősségű

• 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

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

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

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 periódusaMg 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

ESO LA SILLA, CHILE, ATACAMA SIVATAG

• sok derült éjszaka,legalább 350 évente

• kevés csapadék, alacsonypáratartalom (5%)

• sok fotometriai minőségűéjszaka

• nagy tengerszint felettimagasság

• lakott területektől mért nagytávolság

A HEROS ECHELLE SPEKTROGRÁF

A HEROS OPTIKAI FELÉPÍTÉSE

A FEROS ECHELLE SPEKTROGRÁF

A FEROS OPTIKAI FELÉPÍTÉSE

A HEROS ÉS A FEROS ADATAI

ECHELLE SPEKTRUMOK

A BALMER-VONALAK H-TÓL H-IG

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

Ca II K ÉS Na I D VONALPROFILOK

A H VONALPROFIL VÁLTOZÁSA

A H VONALPROFIL VÁLTOZÁSA

H ÉS H DINAMIKUS SPEKTRUMOK

KÖSZÖNÖM A FIGYELMET!