Фотометрические и спектральные исследования горячих звезд с газопылевыми оболочками

Звезды аккрецируют вещество или теряют его с различным темпом на протяжении почти всей своей эволюции, так что некоторое количество материи всегда присутствует в непосредственной близости от звезды или звездной системы. Эта околозвездная материя (ОЗМ) перерабатывает энергию фотонов, излученных центральными звездами, и переизлучает ее в форме рекомбинационных эмиссионных линий и континуума (свободно-свободное и свободно-связанное излучение). Присутствие большого количества ОЗМ в звездных системах, с одной стороны, искажает наблюдаемые характеристики звезд и затрудняет определение их физических параметров, а с другой, вносит новые особенности в излучение объектов, позволяющие изучать характеристики ОЗМ и, таким образом, звездную эволюцию. Последняя характеризуется спокойными стадиями, когда внутренняя структура и наблюдаемые параметры объектов меняются плавно (например, стадия Главной Последовательности, далее ГП), и критическими стадиями, когда объекты испытывают сильные изменения (например, стадия асимпотиче-ской ветви гигантов). Критические стадии связаны со значительной потерей или аккрецией вещества звездами и, в ряде случаев, с созданием околозвездной пыли. Изучение этих стадий дает возможность понять такие важные аспекты эволюции Вселенной как эволюция галактик и формирование планетных систем, при этом уточняя знания о спокойных стадиях и причинах межстадийных переходов.

Несмотря на то, что горячие звезды с эмиссионными спектрами известны со времени первых спектральных наблюдений, проведенных уже в середине 19-го века (БессЫ 1867), механизмы образования и эволюции их ОЗМ не понятны до настоящего времени. Это в полной мере относится к эволюции звезд с начальными массами от ~3-х до ~20-ти М©-, которые имеют на ГП спектральные классы В и А. Типичные темпы потери массы такими звездами (М ~ Ю-11 — Ю-9 М0год-1) не предполагают наличия мощных околозвездных оболочек вокруг них. Однако, заметное их количество характеризуется Ве и В[е] феноменами, существование которых является вызовом современным моделям звездной эволюции и требует тщательного исследования, но также представляет возможности для развития и проверки новых методов астрофизического анализа данных.

Рассмотрим более подробно круг проблем, связанных с основными группами объектов с эмиссионными линиями в спектрах в указанном интервале масс, существовавший ко времени начала настоящей работы (1993;1994 г. г.). Некоторые из них остаются актуальными до сих пор.

Одной из основных проблем в изучении эволюции горячих звезд с большим количеством ОЗМ является недостаточно четкая классификация объектов, относимых к различным группам, связанная с ограниченностью наблюдательной информации. К последней относятся неодновременность наблюдений в разных диапазонах спектра, малая продолжительность слежения за объектами (часто имеются только единичные фотометрические и/или спектральные наблюдения), недостаток наблюдений с высоким спектральным и пространственным разрешением.

До начала 1960;х годов единственной известной группой эмиссионных горячих объектов были классические Ве звезды, считающиеся объектами ГП. Они определяются как звезды спектрального класса В и классов светимости III — V, а основным признаком присутствия значительного количества ОЗМ в их непосредственной близости являются Бальмеровские эмиссионные линии. ОЗМ стала гораздо более доступной для изучения в 1960;х годах, когда астрономия стала всеволновой. Появление, в первую очередь, инфракрасной (ИК) астрономии привело к открытию новых фаз некоторых спокойных и критических стадий звездной эволюции. Еще в 1960 году были найдены кандидаты в молодые (не достигшие ГП) горячие звезды (Нег!^ 1960), названные Ае/Ве звездами Хербига. Помимо спектральных классов, А и В и наличия Бальмеровских эмиссионных линий в спектрах, их основными отличительными характеристиками являлись связь с темными или отражательными туманностями. Однако, и некоторые Ве звезды оказались окружены видимыми туманностями, что привело к неоднозначности разделения этих двух групп объектов. Последующие наблюдения с применением различных методик (фотометрия, спектроскопия, поляриметрия) не привели к существенному прогрессу. В середине 1990;х годов был сделан вывод об отсутствии уникального набора наблюдаемых характеристик, позволяющего однозначно разделять молодые и проэволюционировавшие горячие объекты (The, de Winter, & Perez 1994).

Одним из результатов сложившейся ситуации является, например, то, что до 30% объектов единственного опубликованного к настоящему времени каталога классических Be звезд (1159 объектов, Jaschek & Egret 1982) относятся к этому типу только на основании присутствия в их спектрах эмиссионных линий, обнаруженных на спектрограммах, полученных с объективной призмой. Как следствие, в список этих объектов попали сверхгиганты, Ае/Ве звезды, и даже звезды с В[е] феноменом. Список же последних (Allen & Swings 1976) оказался таким неоднородным (см. Главу 4), что это привело к значительной потере к ним интереса и существенно замедлило изучение феномена пылеобразования горячими звездами.

Важным аспектом проблемы классификации является проблема определения светимости эмиссионных объектов. Спектры нормальных звезд содержат фотосферные линии, параметры которых (глубина, ширина) зависят от физических параметров фотосферы (температура, светимость, сила тяжести на поверхности, скорость вращения). В спектрах же эмиссионных объектов фотосферные линии искажены излучением оболочки как в линиях, так и в континууме. У многих звезд с В[е] феноменом фотосферные линии не видны даже при высоком спектральном разрешении и высоком отношении сигнала к шуму (см. рис. 1.1). Фотосферные линии в спектрах классических Be звезд, сильно уширенные за счет вращения, плохо выделяются на фоне континуума, который, в свою очередь, вносит сильный вклад в излучение звезды в оптическом диапазоне (Carciofi et al. 2006). Излучение ОЗМ может также приводить к мимикрии объектов низкой светимости (напр., Прото-Планетарные Туманности, далее ППТ) под объекты высокой светимости (напр., Luminous Blue Variables — далее LBV, см. Chentsov et al. 2003). Для устранения классификационных трудностей необходимы были новые количественные критерии разделения различных групп объектов. Ряд таких критериев был найден при исследовании объектов в ИК диапазоне, в котором излучение ОЗМ доминирует над фотосфер-ным, отражая особенности распределения околозвездных газа и пыли.

Рис. 1.1: Эмиссионные линии в спектре MWC 137. Объект классифицируется как звезда с В[е] феноменом (Allen & Swings 1976) и как Ае/Ве звезда Хербига (Finkenzeller & Mundt 1984). Спектр получен в декабре 2004 г. на 3.6-м телескопе CFHT. Фотосферные линии не обнаружены. По оси абсцисс отложены длины волн в ангстремах, по оси ординат — интенсивность в единицах локального континуума.

В 1970 году были открыты избытки ИК излучения у горячих звезд и замечена корреляция между присутствием этих избытков и эмиссионных линий однократно ионизованного железа (Geisel 1970). Эти явления были интерпретированы как следствие сильной потери массы, приводящей к образованию пыли. Однако, скоро выяснилось, что только ~30% из 70-ти объектов, описаннных Geisel, являются молодыми звездами, окруженными облаками пыли, созданной предыдущими поколениями звезд (напр., Strom et al. 1972). Еще ~40% являются сильно проэволюционировавшими (сверхгиганты, планетарные туманности), которые действительно создают новую пыль на различных критических стадиях эволюции. В оставшиеся 30% входят классические Be звезды, которые не содержат пыли в оболочlg ^.

Рис. 1.2: Исправленные за межзвездную экстинкцию распределения энергии в спектрах классической Be звезды 7 Casssiopeae (крестики) и Ае/Ве звезды Хербига HD 200 775 (кружки). Сплошной линией показана модель атмосферы карлика с температурой 25 000 К (Kurucz 1994). По оси абсцисс — логарифмическая шкала длин волн в микронах, по оси ординат — поток излучения, нормированный к эффективной длине волны фотометрической полосы V (0.55 мкм). ках (Gehrz, Hackwell, & Jones 1974), и 6 объектов, которые были названы пекулярными Be звездами, позднее вошедшими в список звезд с В[е] феноменом (одновременное присутствие запрещенных эмиссионных линий и сильных избытков ИК излучения, Allen к, Swings 1976).

Таким образом, ИК наблюдения начала 1970;х годов показали, что Ае/Ве звезды Хербига имеют значительно более сильные избытки ИК излучения, чем классические Be звезды (рис. 1.2). Однако, даже более поздние списки Ае/Ве звезд содержали классическую Be звезду ш Orionis (The, de Winter, к Perez 1994). Кроме того, появилась проблема разделения Ае/Ве звезд и звезд с В[е] феноменом. Обе группы обладают как эмиссионными спектрами, так и сильными избытками ИК излучения, но первая считалась содержащими только молодые объекты, тогда как во вторую молодые объекты изначально старались не включать. Ситуацию усугубило открытие изолированных Ае/Ве звезд (не входящих в состав молодых скоплений или явных областей звездообразования, Grinin et al. 1991). Детальное сравнение распределений энергии в спектре (РЭС) в ИК диапазоне у этих двух групп объектов не проводилось.

Следующей серьезной проблемой является проблема возникновения и эволюции ОЗМ. Она включает в себя проблему возникновения аномально сильного истечения вещества из звездных атмосфер и проблему образования пыли в ближайших окрестостях горячих звезд.

Одной из первых моделей, объясняющих сильную потерю массы Be звездами, была гипотеза Struve (1931), который предположил, что нестабильность состояния вещества на поверхности этих быстровращаюших-ся одиночных звезд приводит к образованию кольца околозвездного газа. Эта гипотеза качественно объясняла наблюдаемые профили эмиссионных линий (узкие однопиковые или широкие двухпиковые в зависимости от ориентации плоскости кольца по отношению к лучу зрения, см. рис. 1.3). Однако, конкретный механизм истечения вещества, переходы Be звезд от фазы с сильными эмиссионными линиями к фазе без наблюдаемых эмиссионных линий, и отсутствие феномена Be у многих быстровращаюшихся звезд спектрального класса В объяснены не были.

Kriz & Harmanec (1975) предположили, что Be звезды (которые более правильно называть объектами с Be феноменом, Collins 1987), являются двойными системами, в которых вращение главного компонента (звезды класса В) ускорено переносом вещества со вторичного компонента во время заполнения последним полости Роша. Одним из следствий такого переноса предполагалось обнажение внутренних слоев вторичного компонента, вследствие чего он должен был бы представлять собой звезду небольшого размера с повышенным содержанием гелия в атмосфере. Однако, многочисленные наблюдения в ультрафиолетовом (УФ) диапазоне привели к открытию лишь нескольких таких систем (Thaller et al. 1995). Кроме того. эта гипотеза не получила поддержки вследствие неблыного количества известных двойных систем с Be компонентами (Pavlovski et al. 1997).

В последствии теоретически исследовалась, как правило, модель одиночной истекающей звезды. Bjorkman к, Cassinelli (1993) показали, что строго радиальное истечение в присутствие широтного градиента фо-тосферной температуры за счет вращения может привести к образованию экваториального диска. Но работы группы S. Owocki (напр., Owocki, Cranmer, & Gayley 1996), выполненные с учетом нерадиальных сил, выявили упрощенность только радиального подхода и указали на неэффективность формирования диска в случае Be звезд. Таким образом, проблема возникновения ОЗМ и ее эволюции у Be звезд осталась нерешенной.

Рис. 1.3: Качественное объяснение профилей эмиссионных линий Be звезд.

Сильные избытки ИК излучения у Ае/Ве звезд Хербига указывают на присутствие околозвездной пыли, распределение которой в оболочке оста-вается предметом полемики со времени ее открытия. Strom et al. (1972) предположили, что ОЗМ вокруг Ае/Ве звезд имеет форму диска. Двадцать лет спустя почти одновременно вышли две работы, в которых на основе анализа РЭС в широком диапазоне спектра отстаивались разные точки зрения на геометрию ОЗМ. Hillenbrand et al. (1992) доказывали, что пылевые оболочки сформированы сильной дисковой аккрецией, тогда как Berrilli et al. (1992) утверждали, что газ и пыль имеют сферическое распределение. В обеих работах модельные РЭС довольно грубо описывали наблюдаемые, оставляя открытым вопрос о характеристиках ОЗМ.

Несколько позже Waelkens, Bogaert, & Waters (1994), анализируя РЭС 15-ти Ае/Ве звезд, выдвинули гипотезу о слипании пылинок с температурами 300−500 К в процессе эволюции к ГП. Этим процессом они пытались объяснить наблюдаемый минимум РЭС нескольких объектов в области длин волн ~10 мкм. Недостаточность статистического материала оставила эту гипотезу нуждающейся в дальнейшей проверке.

Информация, полученная из обзора неба в диапазоне длин волн 12−100 мкм, выполненного спутником IRAS в 1983 году, позволила уточнить детали эволюции ОЗМ у некоторых групп горячих объектов. В частности, были открыты объекты типа Беги, являющиеся звездами спектрального класса А, сохраняющими остатки пылевых оболочек на протяжении значительной части их эволюции на ГП (Aumann 1985), и особенности оболочек ППТ, выметающих околозвездную пыль, созданную на предыдущей эволюционной стадии, в межзвездную среду (van der Veen, Habing, & Geballe 1989). Эти открытия внесли существенный вклад в изучение как ранних, так и поздних стадий звездной эволюции, а также процесса образования околозвездной пыли.

Уже в 1970;е годы были поняты причины образования пыли в хромосферах и оболочках холодных звезд, где температура вещества близка к температуре сублимации пылинок, тогда как плотность вещества высока (Salpeter 1974). Последующее изучение горячих объектов высокой светимости (L > 105 L©, звезды Вольфа-Райе и LBV) показало, что пыль может образовываться при менее благоприятных, но особых условиях (например, при дефиците водорода в ОЗМ или присутствии плотных конденсаций, которые могут создавать повышенную плотность материи даже на далеких расстояниях от звезды). Поскольку даже одиночные такие звезды интенсивно теряют массу (М > Ю-5 МО год-1) за счет сильного давления излучения в их атмосферах, плотность ОЗМ в их оболочках велика, и пыль может в них образовываться. Однако, до недавнего времени не возникало предположений о возможности образования пыли вблизи горячих звезд со светимостями ниже светимостей сверхгигантов (Gehrz 1989, Dwek 1998).

Развитие ИК астрономии привело к повышению чувствительности приемников излучения. В результате, обзор IRAS, остававшийся наиболее глубоким обзором неба в диапазоне 12−100 мкм до недавнего времени, обнаружил около 246 тысяч точечных источников. Однако, позиционная его точность составляла 10″ — 30″. Так возникла проблема неоднозначности позиционного отождествления ИК источников с оптическими.

Приведем несколько примеров этой проблемы, найденных автором. Только 36 ИК источников из 103-х были правильно отождествлены с яркими звездами спектральных классов В и, А в работе Patten & Willson (1991). В работе Oudmaijer et al. (1992), 462 ИК-источника были отождествлены с яркими звездами астрометрического каталога SAO (1966). Многие источники оказались Ве, Ае/Ве звездами, объектами типа Веги, ППТ, LBV, и объектами с В[е] феноменом. Однако, почти у половины (214) объектов этого каталога природа ИК избытка была непонятна. Проанализировав информацию об этих объектах, автор выяснил, что, например, 20 оптических источников находятся за пределами области неопределенности координат соответствующих ИК источников- 15 объектов являются кратными системами, в которых ИК излучение обусловлено присутствием звезды позднего спектрального класса (а не раннего, как указывают Oudmaijer et al. 1992) — 34 объекта оказались звездами спектральных классов К и M (а не В и А), что было подтверждено независимыми наблюдениями автора. Из 287-ми ИК источников с сильными избытками ИК излучения, отождествленных Dong & Hu (1991) с горячими эмиссионными звездами, около 30% отождествлений оказались неправильными. Работа автора по новому отождествлению оптических и ИК источников позволила как устранить вышеупомянутые ошибки, так и обнаружить новые объекты — кандидаты в рассматриваемые в настоящей работе группы эмиссионных объектов.

Наконец, последняя проблема, которую автор считает важной в исследовании звезд промежуточной массы, это проблема роли двойственности. Недавние исследования показывают, что значительная часть звезд в указанном интервале начальных масс рождается двойными и кратными (Preibisch et al. 2000). Перенос вещества (а с ним и углового момента) в двойных системах может объяснить как быстрое вращение Ве звезд (Kriz & Harmanec 1975), так и присутствие большого количества ОЗМ. Однако, обнаружение двойственности является трудной задачей, поскольку в большинстве известных случаев вторичные звездные компоненты объектов с Ве и В[е] феноменами существенно (на 2−4 звездные величины) слабее главных компонентов в оптическом диапазоне, тогда как в ИК диапазоне околозвездная оболочка излучает значительно сильнее центральных звезд. В результате, проблема роли двойственности в таких объектах детально изучена не была.

В связи с этим автором была поставлена задача сбора и обобщения существующего наблюдательного материала по основным группам горячих эмиссионных объектов, поиска новых членов этих групп в обзорах неба в разных диапазонах спектра (IRAS, 2MASS и USNO) и разработки критериев их выделения, проведения новых спектральных и многоцветных фотометрических наблюдений большой выборки таких объектов, определения физических параметров избранных (в основном, малоизученных и открытых при выполнении настоящей работы) звезд и их оболочек, и создания фундамента для исследования физических механизмов образования и эволюции ОЗМ на основе базы полученных данных.

В представляемой диссертации рассматриваются звездные системы, в состав которых входит хотя бы один компонент раннего спектрального класса (в основном, класса В) и которые окружены большим количеством околозвездного газа и пыли. Основными группами объектов, рассматриваемыми автором, являются не достигшие ГП Ае/Ве звезды Хербига, классические Be звезды, и звезды с В[е] феноменом. Согласно современным представлениям, эти объекты находятся на различных стадиях звездной эволюции, на которых происходят интенсивные процессы потери или обмена массой как внутри систем (например, между звездными компонентами), так и с окружающими их околозвездной оболочкой и межзвездной средой (например, с молекулярным облаком, из которого система образовалась). Эти группы объектов могут представлять последовательные стадии эволюции звездных систем в одном и том же диапазоне масс. Кроме того, возможно, что феномены Be и В[е] возникают у звездных систем с разными параметрами (например, разными отношениями масс звездных компонентов и разными орбитальными периодами в начале эволюции).

Основным направлением работы является исследование наименее изученной группы звезд с В[е] феноменом, половина объектов начального списка которой (32 объекта, Allen & Swings 1976), не была причислена ни к одной из известных групп (неклассифицированные объекты с В[е] феноменом, см. ниже описание Главы 4). Исследование других групп объектов как в вышеуказанном интервале начальных звездных масс, так и вне его (LBV, звезды типа VV Сер, и звезды типа Веги), имеет в данной работе вспомогательное значение. Так, например, изучение LBV помогло открыть новые объекты этого типа и показало, что ИК избытки их излучения объясняются, как правило, только присутствием холодной околозвездной пыли (с температурами ~100−200 К), что позволяет легко отличить LBV от объектов с В[е] феноменом. Кроме того, такой комплексный подход привел как к более ясному пониманию физики объектов основной исследуемой группы, так и к уточнению представлений о свойствах других исследованных групп, а также к открытию новых их членов.

В целом, характер работы является наблюдательным с акцентом на применение комплексных методов исследования в широком диапазоне спектра и сравнение наблюдаемых характеристик больших групп объектов, представляющие различные стадии эволюции. Основное внимание уделялось классификации объектов, определению физических параметров центральных звезд и качественной диагностике околозвездных оболочек. Такой подход обеспечивает фундамент для последующего количественного исследования рассматриваемых объектов с учетом всей сложности их строения.

1.2 Цели работы.

Основной целью работы является развитие представлений об эволюции звезд и звездных систем на критических стадиях, на которых объекты интенсивно теряют массу или обмениваются ей, образуя оболочки как вокруг отдельных звездных компонентов, так и вокруг систем в целом.

Более детально цели работы можно сформулировать следующим образом:

• изучить эволюцию околозвездной пыли у не достигших ГП Ае/Ве звезд Хербига, а также различия между Ае/Ве звездами и звездами с В[е] феноменом;

• изучить роль двойственности в объектах с Ве и В[е] феноменами;

• проверить достоверность отождествления горячих эмиссионных звезд с позиционно близкими ИК источниками;

• проверить и уточнить классификацию объектов, относимых к основным группам горячих эмиссионных звезд, и провести новый поиск таких объектов в фотометрических обзорах неба;

• исследовать вновь открытые объекты, уточнить физические параметры отдельных представителей различных групп и проследить изменения их наблюдаемых параметров на длительных промежутках времени (годы — десятилетия);

• разработать новые методы выделения горячих звезд с компактными пылевыми оболочками.

6.4 Основные результаты Главы 6.

В настоящей главе рассматривается современное состояние исследования классических Ве звездобсуждаются результаты, полученные автором по обновлению каталога Галактических объектов этого типа и его статистическому исследованиюописываются работы автора по изучению отдельных объектов и обнаружению их двойственности. Статистическое исследование ~250 ярчайших Ве звезд показало, что относительное количество известных двойных систем с Ве компонентом падает с ослаблением блеска объекта, что определенно связано с эффектом наблюдательной селекции. Это исследование, наряду с результатами изучения отдельных Ве звезд, описанными ниже, привело автора к предположению, что двойственность следует искать у объектов с наиболее сильными эмиссионными спектрами, поскольку гравитационное взаимодействие между звездами в системе, вероятно, облегчает истечение вещества с их поверхности. Это предположение, пока не проверенное теоретически, позволяет наблюдателям сосредоточиться на конкретных объектах и ускорить формирование базы данных для уточнения современных представлений о природе Ве звезд.

Поиск горячих звезд, связанных с источниками обзора IRAS, привел к обнаружению 50-ти ранее неотождествленных Ве звезд, включая 2 ярких объекта (HD 4881 и HD 5839), эмиссионный спектр которых был открыт автором. Автор также установил, что объект LS II+22°8 не связан с источником IRAS 19 381+2224, как считали Dong & Hu (1991), получил его новые наблюдения и показал, что он является Ве звездой.

Автор впервые детально исследовал переменность блеска и спектра Ве звезды 7 г Aquarii с начала 1950;х годов, когда в ее спектре было отмечено появление эмиссионных линий, до 1996 года, когда эти линии исчезли. Было обнаружено похожее развитие избытка ИК излучения. Спектральные наблюдения, полученные в 1996;2000 годах с активным участием автора, позволили ему установить противофазность изменения лучевой скорости слабого остаточного эмиссионного компонента линии На и ее крыльев с периодом 84.1 суток и, таким образом, открыть двойственность этого объекта. Это исследование впервые убедительно показало, что вклад излучения ОЗМ в оптическом континууме у Ве звезд значителен и может быть сравним со вкладом излучения фотосферы центральной горячей звезды. Автором было подтверждено открытие двойственности исторически первой Ве звезды 7 Cassiopeae (Harmanec et al. 2000) и уточнены параметры ее орбиты (орбитальный период 205.5 суток и эксцентриситет орбиты е=Ю).

Организованная автором программа наблюдений двойной системы 5 Scorpii, околозвездный диск которой начал образовываться в 2000 году, привела к уточнению ее орбиты и открытию сложного характера истечения вещества из главного компонента. В частности, было обнаружено, что эмиссионные линии усиливаются при ослаблении оптического блеска объекта. При найденном наклоне околозвездного газового диска к лучу зрения (38° ±5°), наличие этого явления позволяет предположить, что истечение вещества из атмосферы главного компонента системы происходит не только в плоскости диска. Эта уникальная система, имеющая эксцентриситет орбиты е=0.94, будет проходить очередной периастр в 2011 году, что приведет к сильному уменьшению полостей Роша обоих звездных компонентов и позволит изучить не наблюдавшиеся ранее явления, связанные с этим эффектом, а также уточнить ее орбитальный период.

Заключение

.

Горячие звезды с эмиссионными спектрами известны уже почти полтора века. Десятки тысяч наблюдений их блеска, спектра, и поляризации излучения было получено за это время. Они позволили изучить наблюдаемые особенности и определить физические параметры многих таких звезд и окружающей их ОЗМ. Оказалось, что в большинстве случаев характеристики ОЗМ являются отражением эволюционной стадии, на которой находится питающая ее звезда. Например, на стадии до ГП звезда окружена протяженной оболочкой, спектральные особенности которой показывают признаки аккреции вещества, сочетающиеся или чередующиеся во времени с признаками истечения. При этом околозвездная пыль, имеет большой диапазон температур и создает сильный избыток ИК излучения в широком диапазоне длин волн. На стадии ГП объекты, как правило, окружены либо холодной ОЗМ, оставшейся от стадии их образования, либо только газовыми оболочками, сформированными их ветрами. Околозвездная пыль на этой стадии эволюции образуется либо в малых количествах, либо при особых обстоятельствах (напр., накопление большого количества ОЗМ вблизи звезды или звездной системы). На более поздних стадиях эволюции, когда потеря вещества звездой становится существенным фактором, наблюдаемые свойства объектов во многом зависят от массы (и светимости) звезды. В плотных и неоднородных ветрах массивных звезд (^20 МО) пыль может образовываться, несмотря на разрушительное воздействие на нее мощного УФ излучения звезды. Однако, этот процесс является эффективным только в определенных фазах жизни звезды после ГП. Менее массивные звезды создают гораздо больше пыли, находясь на асимптотической ветви гигантов и имея холодные фотосферы. Возвращаясь в горячую область ДГР, они выметают ранее созданную пыль в межзвездное пространство, ионизируя при этом сброшенные поверхностные слои и маскируясь, таким образом, под массивные звезды.

Такая картина вырисовывается при анализе результатов исследования таких групп объектов как Ае/Ве звезды, звезды типа Веги, классические Be звезды, объекты с В[е] феноменом, звезды типа Wolf-Rayet, LBV, ППТ и ПТ. Во многих случаях, совокупность наблюдаемых характеристик (профили и интенсивность эмиссионных линий, степень возбуждения спектра, форма и интенсивность избытка ИК излучения) позволяют однозначно классифицировать объект, то есть определить его природу и эволюционный статус. Однако, отсутствие достаточного количества наблюдательных данных и/или поверхностный их анализ приводит к трудностям в интерпретации поведения отдельных объектов (напр., неклассифицированные объекты с В[е] феноменом) и игнорированию отдельных процессов, происходящих на, вроде бы, известных эволюционных стадиях (напр., возможность образования пыли около горячих звезд невысокой светимости сразу после окончания эволюции на ГП). Эти проблемы замедляют исследование деталей эволюции звезд и звездных систем.

В то время как эволюция одиночных звезд считается хорошо известной и объясняет многие их наблюдаемые особенности, взаимодействие звезды и оболочки и влияние последней на количественные характеристики объекта часто не учитывается. Это касается и двойных систем, количество которых среди молодых объектов промежуточной и большой массы превышает количество одиночных звезд. При изучении эволюции двойных систем, как правило, рассматривается консервативный случай обмена массами между звездными компонентами. При этом модели предсказывают только изменения орбитальных параметров системы и характеристик компонентов. Влияние ОЗМ на наблюдаемые свойства системы и судьба вещества, потерянного из нее, не принимаются во внимание. Количество же и состояние вещества, выброшенного из околозвездного в межзвездное пространство, являются важными составляющими эволюции галактики.

Для обеспечения дальнейшего прогресса в изучении эволюции звезд и галактик необходима детальная информация о многих представителях разных типов объектов. Такой комплексный подход к исследованию процессов, происходящих в звездных системах с компонентами, в основном, промежуточной массы, был избран автором при выполнении настоящей работы. Различными составляющими этого подхода были: сбор всесторонней информации о нескольких группах объектовпроверка опубликованных результатов и проведение независимых исследований, направленных на получение новой информациипроведение наблюдений в широком диапазоне спектра с помощью, как правило, не одной методикииспользование модельного подхода как для определения параметров звезд, так и оболочекстатистические исследования больших групп объектов для поиска критериев их выделения.

Основными результатами настоящей работы можно считать следующие. По объектам с В[е] феноменом:

• Выделена и впервые исследована группа объектов типа FS СМа, считавшаяся ранее не поддающейся эволюционной классификации. Предложено объяснение совокупности их наблюдаемых характеристик в рамках модели двойной системы со звездными компонентами, взаимодействующими через околозвездные оболочки. Диапазон светимостей горячих звезд, образующих пыль в своем околозвездном пространстве увеличен практически на 2 порядка. Таким образом, открыто новое направление в звездной астрофизике. Можно ожидать, что роль этих объектов в процессе обогащения Галактики пылевыми частицами значительна и должна учитываться при исследовании ее эволюции.

• В результате проведенной позиционной кросс-корреляции оптических и ИК каталогов в комбинации с фотометрическии и спектральными наблюдениями открыты новые и предварительно исследованы объекты типа FSCMa (MWC657, AS 78, AS 119, Hen 3−140, V669Cep, IRAS 470+6429, IRAS 3 421+2935, IRAS 6 071+2925, IRAS 7 080+0605, IRAS 7 377−2523, IRAS 7 455−3143, IRAS 8 307−3748, IRAS 17 449+2320).

• Впервые систематически изучена группа Галактических объектов высокой светимости с В[е] феноменом (MWC349A, MWC300, RYSct), открыто 4 новых члена этой группы (AS 381, Hen 3−1398, HDE 327 083, Hen 3−298) и показано, что большинство из них являются двойными системами или имеют наблюдаемые особенности, которые трудно интерпретировать в рамках модели одиночной звезды.

По Ае/Ве звездам Хербига:

• Проведение первого статистического исследования большой группы объектов, включавшей как не достигшие ГП звезды, так и молодые звезды ГП (54 объекта), показавшего, что 1) горячая пыль исчезает из их оболочек по мере эволюции к ГП раньше холодной и 2) при этом не происходит преимущественной концентрации пылинок с температурами ~300−500 К, из которых могли бы формироваться планеты. По крайней мере, последний процесс не проявляет себя в эволюции РЭС объектов в ИК диапазоне.

• Моделирование РЭС нескольких типичных объектов привело к разработке модели двухкомпонентной пылевой оболочки, способной объяснить РЭС от УФ до миллиметрового диапазона спектра и разнонаправленное изменение размеров изображений оболочки с увеличением длины волны.

• Проведение позиционной кросс-корреляции оптических и ИК каталогов привело к открытию 3-х новых объектов (MQ Cas, BD+11°829 и HD 29 035).

По классическим Ве звездам:

• Статистическое исследование ярчайших 250-ти Галактических Ве звезд показало, что ~25% из них являются двойными системами и что малость этой величины является следствием скорее наблюдательной селекции, а не редкости двойных систем среди Ве звезд. Предложено искать новые двойные системы, в первую очередь, среди объектов с сильными эмиссионными спектрами, которые могут отражать эффект накопления вещества в полостях Роша их компонентов.

• Исследование избранных объектов позволило открыть или подтвердить их двойственность и показать важность учета вклада околозвездного газа в оптический континуум для правильного определения физических параметров звезд и оболочек.

• На примере развития околозвездного диска у o Scorpii, двойной системы с главным компонентом типа Ве, впервые показана сложность характера истечения вещества с поверхности звезды и неоднозначность соотношения между силой эмиссионного спектра и величиной избытка ИК излучения.

По объектам других типов:

• В ходе исследования различных эмиссионных объектов были найдены и исследованы 3 кандидата в Галактические объекты типа LBV (MWC 314, AS 314 и MWC930).

• При поиске новых горячих объектов с избытками ИК излучения была открыта новая, пока небольшая, группа звезд (HD 19 993, HD 35 929, IRAS 2 155+6410, IRAS 17 050−2408, IRAS 22 022+4410 и IRAS 22 061+4747) находящихся в конце или после окончания своей эволюции на ГП, которые, вероятно, создают пыль в своих оболочках.

Проведенное исследование показало, что для дальнейшего прогресса в изучении таких сложных объектов как объекты с В[е] феноменом необходимо одновременно рассчитывать влияние как околозвездного газа, так и околозвездной пыли на наблюдаемые параметры оболочки. Для этого потребуются комплексные наблюдения, включающие, по крайней мере, многоцветную фотометрию в оптическом и ИК диапазоне и спектроскопию высокого разрешения с высоким отношением сигнала к шуму для выявления фотосферных линий, ослабленных излучением околозвездного континуума. Использование поляриметрии и интерферометрии позволит существенно ограничить пространство параметров моделей объектов. Автор предлагает следующую программу продолжения исследований основных групп горячих эмиссионных объектов.

1. Провести поиск объектов типа FSCMa в Магеллановых Облаках, где пока открыты только sgB[e], путем кросс-корреляции каталога 2MASS с каталогами оптической фотометрии и положений.

2. Выявить горячие эмиссионные объекты в архиве наблюдений орбитального телескопа Spitzer Space Observatory, например, в уже опубликованном обзоре большой части Галактической плоскости GLIMPSE (Churchwell & GLIMPSE Team 2005).

3. Периодически проводить фотометрические обзоры наиболее ярких Be звезд и всех известных объектов с В[е] феноменом в ближнем ИК диапазоне спектра для исследования долговременной переменности, связанной с динамикой горячей пыли в их оболочках.

4. Организовать патрульные наблюдения оптических спектров ярких Be звезд с сильными эмиссионными линиями (эквивалентная ширина линии На: ^ 20 А с разрешающей силой R ^ 10 000) и объектов с В[е] феноменом для поиска периодической переменности лучевых скоростей и выявления двойных систем.

5. Разработать программы расчета переноса излучения в газопылевых оболочках с произвольной геометрией и самосогласованным расчетом параметров, способных моделировать РЭС, профили спектральных линий, поляризацию излучения и изображения.

Важными были бы наблюдения в УФ диапазоне, но в настоящее время ни один орбитальный телескоп такой аппаратурой не оснащен. Автор уверен, что такая программа-минимум позволила бы уточнить знания об этих сложных объектах и полнее раскрыть их роль в эволюции галактик.

Настоящая работа не была бы выполнена в таком объеме, если бы не тесное сотрудничество автора с большим коллективом астрономов из разных стран, неформальным организатором которого автор являлся практически на всех ее этапах. На разных этапах в нем принимали участие.

Ю.К. Бергнер, М. А. Погодин, Н. Г. Бескровная, Н. Р. Ихсанов, Р. В. Юдин (ГАО РАН), В. Г. Клочкова, Е. Л. Ченцов, В. Е. Панчук, М. В. Юшкин (CAO РАН), К. Н. Гранкин (КрАО), А. В. Кусакин (ГАИШ МГУ), К. С. Куратов (АФИФ НАН Казахстана), Н. А. Драке (Астроном. Инст. им. В. В. Соболева СПбГУ), С. В. Жариков (Национальный Университет, Мексика), K.S. Bjorkman, J.E. Bjorkman, N.D. Morrison (Университет г. Толедо, Огайо, США), R.O. Gray (Аппалачский Университет, Северная Каролина, США), R.J. Rudy, D.K. Lynch, С.С. Venturini, S. Mazuk (Aerospace Corp., Калифорния, США), N. Manset (CFHT Corp, Гавайи, США), R.B. Perry (NASA Langley Center, Вирджиния, США), К.Н. Hinkle (Национальная Оптическая Астрономическая Обсерватория, США), S. Bernabei (обсерватория Университета г. Болонья, Италия), V.F. Polcara, R. Viotti (Институт Астрофизики, Рим, Италия), L. Norci (Университет г. Дублин, Ирландия), G. Weigelt (Институт Макса Планка по радиоастрономии, Бонн, Германия), Н. Levato, М. Grosso (обсерватория Complejo Astronomico El Leoncito, Аргентина), Т. Lloyd Evans, F. Marang (Южно-Африканская обсерватория, Южная Африка), Р. Garcia-Lario, J.V. Perea Calderon (Европейское Космическое Агенство, Испания), L. Houziaux (Королевская Академия Наук, Бельгия), а также любители астрономии T.L. Gandet (Аризона, США), Е. Pollmann (Леверкузен, Германия), С. Buil (Тулуза, Франция).

К работе с получением наблюдений, их обработкой и интерпретацией в разное время участвовали студенты Ленинградского (позднее Санкт-Петербургского) Университета И. Судник, А. Губочкин, Е. Савина, А. Иванов, студенты, аспиранты, и молодые исследователи C.L. Mulliss, D.C. Knauth, А.С. Gault, J.P. Wisniewski (Университет г. Толедо, Огайо, США), Y. Fremat (Королевская Обсерватория, Брюссель, Бельгия), А.С. Carciofi (Университет г. Сан Паулу, Бразилия). В рамках настоящего исследования все они работали под руководством автора. Автор выражает глубокую благодарность всем своим коллегам, принимавшим участие в этой работе.

Не все наблюдения, полученные в процессе выполнения работы, были опубликованы. В них имеется большой потенциал для дальнейшего исследования представленных групп горячих звезд. Автор намерен продолжать работу практически во всех затронутых направлениях с преимущественной концентрацией в области изучения феномена объектов типа FS СМа.