Herbig Ae/Be csillagok Dr. Kovács József ELTE Gothard Obszervatórium 9707 Szombathely

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

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 (< 0.5mV-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)

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 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

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 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)

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!