A csillagfejlődés korai szakaszainak és a csillagkörüli anyag szerkezetének vizsgálata optikai és infravörös hullámhosszakon

Eötvös Loránd Tudományegyetem Természettudományi Kar

Kóspál Ágnes A csillagfejlődés korai szakaszainak és a csillagkörüli anyag szerkezetének vizsgálata optikai és infravörös hullámhosszakon FU Ori és EX Lup típusú csillagok és kitöréseik

Témavezető:

Dr. Ábrahám Péter MTA Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézete

Budapest, 2004

ELŐSZÓ

ELŐSZÓ

Előszó A korai csillagfejlődés és a csillagkörüli anyag szerkezetének vizsgálata a csillagászat egyik legizgalmasabb és legdinamikusabban fejlődő ága. Mivel a keletkezőben lévő csillagok be vannak ágyazva egy molekulafelhőbe, ezért gyakran az infravörös tartományban vizsgálják őket, mert ezeken a hullámhosszakon kisebb az intersztelláris extinkció, és a felhő átlátszóbb. Ugyancsak ebbe a tartományba esik a protocsillag és a csillagkörüli anyag porkomponensének termikus sugárzása is. Infravörös méréseket a légköri elnyelés miatt leginkább űrtávcsövekkel lehet végezni. A csillagkeletkezés és korai csillagfejlődés kutatása az 1980-as évek elején, az IRAS műhold missziójával indult látványos fejlődésnek. Azóta az újabb és újabb űrtávcsövekkel egyre jobb térbeli felbontást és érzékenységet tudunk elérni, ami elengedhetetlen a csillagkörüli anyag szerkezetének vizsgálatában. Az MTA Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézetének munkatársai Dr. Balázs Lajos vezetésével 1986-ban kapcsolódtak be infravörös csillagászati kutatásokba, az IRAS adatok analízise révén. Ezek a kutatások folytatódtak 1995-től, mikor az európai infravörös űrtávcső, az Infrared Space Observatory (ISO) elkezdte működését, és több magyar csillagász (Dr. Tóth L. Viktor, Dr. Kiss Csaba valamint témavezetőm, Dr. Ábrahám Péter) éveket töltöttek az ISO fotométerének (ISOPHOT) heidelbergi adatközpontjában. 2001 óta a Kutatóintézet infravörös csillagászattal foglalkozó csoportja (Konkoly Infrared Space Astronomy Group 1 ) aktív résztvevője az ISOPHOT kalibrációs munkálatainak, napi kapcsolatban a heidelbergi adatközponttal. Munkájuk célja jelenleg az ISO archívumának újrakalibrált mérésekkel való feltöltése és ISOPHOT mérések publikálása. Én 2002 szeptemberében kezdtem munkámat a Kutatóintézetben Ábrahám Péter irányításával, de sok segítséget kaptam az Intézet infravörös csillagászati csoportjának más tagjaitól is. A fiatal csillagok egy speciális csoportjával, az FU Orionis típusú változócsillagokkal (röviden FUorokkal) kezdtem foglalkozni. Ezekről a csillagokról az ISO fotométere, az ISOPHOT készített méréseket. A feldolgozott adatokat összevetettem korábbi infravörös mérésekkel, ami által először vált lehetővé ezen csillagok távoli infravörös időfejlődésének vizsgálata. Az eredményekből és értelmezésükből Tudományos Diákköri dolgozatot írtam, amivel 2003 áprilisában a XXVI. Országos TDK Konferencián az Asztrofizika tagozatban II. helyezést értem el. Az eredmények publikálásához posztert készítettem, amellyel több konferencián is részt vettem, és konferenciakiadványokba cikket írtam (Kóspál et al., 2004a,b). 2003 őszén elkezdtem egy újabb nagy adathalmaz feldolgozását egy másik fiatal csillagcsoportról, az EXorokról. Ekkor volt szerencsém külföldi kollégákkal is kapcsolatba kerülni: a FUorokon Dr. Timo Prustival (ESTEC, Hollandia), az EXorokon Dr. Guy Stringfellow-val (University of Colorado at Boulder, USA) dolgozhattam és dolgozom együtt, mindkét kutató a téma neves szakértője. Az 1. fejezetben röviden leírom, hogy mit tudunk jelenleg a csillagfejlődés korai szakaszairól, kitérve az olyan eruptív változócsillagokra, mint az EXorok és a FUorok. A 2. fejezetben az infravörös csillagászat technikai részleteiről, méréstechnikáról, adatfeldolgozásról lesz szó. A 3. és a 4. fejezetben az EXorokra és FUorokra vonatkozó eredményeket írom le. Az 5. fejezetben pedig kitekintést adok az eruptív változócsillagok kutatásának jövőbeli lehetőségeiről és a saját terveimről. 1

http://www.konkoly.hu/KISAG

i

TARTALOMJEGYZÉK

TARTALOMJEGYZÉK

Tartalomjegyzék Előszó

i

Tartalomjegyzék

iii

Ábrák jegyzéke

iv

Táblázatok jegyzéke

v

1. Bevezetés 1.1. Csillagkeletkezés . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1.2. Fiatal csillagok körüli korongok elméleti leírása . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1.3. Eruptív viselkedés a csillagfejlődés korai szakaszaiban . . . . . . . . . . . . . . . . . .

1 1 3 5

2. Infravörös mérések és 2.1. Az ISO adatai . . . 2.2. Az IRAS adatai . . 2.3. A 2MASS adatai . 2.4. Az MSX adatai . . 2.5. Szubmilliméteres és 3. EX 3.1. 3.2. 3.3. 3.4. 3.5. 3.6.

adatfeldolgozás . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . egyéb infravörös földi adatok

Lup típusú csillagok Forráslista . . . . . . . Észlelések . . . . . . . Adatfeldolgozás . . . . Eredmények . . . . . . Diszkusszió . . . . . . Összefoglalás . . . . .

. . . . . .

. . . . . .

. . . . . .

. . . . . .

. . . . . .

4. FU Ori típusú csillagok 4.1. Forráslista . . . . . . . . . . . . 4.2. Észlelések . . . . . . . . . . . . 4.3. Adatfeldolgozás . . . . . . . . . 4.4. Eredmények . . . . . . . . . . . 4.5. Diszkusszió: a V1057 Cyg esete

. . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

6 6 13 15 15 15

. . . . . .

. . . . . .

. . . . . .

. . . . . .

. . . . . .

. . . . . .

. . . . . .

. . . . . .

. . . . . .

. . . . . .

. . . . . .

. . . . . .

. . . . . .

. . . . . .

. . . . . .

. . . . . .

. . . . . .

. . . . . .

. . . . . .

. . . . . .

16 16 18 18 23 23 28

. . . . .

29 30 31 31 33 40

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

5. Kitekintés

45

Irodalomjegyzék

48

iii

ÁBRÁK JEGYZÉKE

ÁBRÁK JEGYZÉKE

Ábrák jegyzéke 1.1. A fősorozat előtti csillagfejlődés főbb fázisai. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1.2. A HH 30 a Hubble Space Telescope felvételén . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1.3. A flared disk modell szemléltetése . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2.1. 2.2. 2.3. 2.4. 2.5. 2.6. 2.7.

A légkör áteresztése a hullámhossz függvényében Az ISOPHOT műszer vázlata . . . . . . . . . . . A detektor jele az idő függvényében. . . . . . . . Edited Raw Data (ERD). . . . . . . . . . . . . . Signal per Ramp Data (SRD). . . . . . . . . . . . Signal per Chopper Plateau (SCP). . . . . . . . . Példa IRAS adatsorra . . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . .

. . . . . . .

. . . . . . .

. . . . . . .

. . . . . . .

. . . . . . .

. . . . . . .

. . . . . . .

. . . . . . .

. . . . . . .

. . . . . . .

. . . . . . .

. . . . . . .

7 9 9 11 12 13 14

3.1. A VY Tau fotografikus fénygörbéje . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.2. Az EX Lup spektrális energiaeloszlása az ISOPHOT adatok alapján. 3.3. A DR Tau spektrális energiaeloszlása az ISOPHOT adatok alapján. . 3.4. Az UZ Tau spektrális energiaeloszlása az ISOPHOT adatok alapján. 3.5. A VY Tau spektrális energiaeloszlása az ISOPHOT adatok alapján. . 3.6. Az EX Lup spektrális energiaeloszlása . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.7. A DR Tau spektrális energiaeloszlása . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.8. Az UZ Tau spektrális energiaeloszlása . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.9. A VY Tau spektrális energiaeloszlása . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.10. Az EXorok relatív infravörös excesszusa . . . . . . . . . . . . . . . . 3.11. A DR Tau 1998. febr. 25-ei és 1997. szept. 25-ei fluxusának aránya. .

. . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . .

17 21 22 22 23 24 24 25 25 26 26

4.1. Három FUor kitörésének optikai fénygörbéje . . . . . 4.2. A Parsamian 21 spektrális eloszlása. . . . . . . . . . . 4.3. A V1331 Cyg spektrális energiaeloszlása. . . . . . . . 4.4. A V1515 Cyg spektrális energiaeloszlása. . . . . . . . 4.5. A V1735 Cyg spektrális energiaeloszlása. . . . . . . . 4.6. A V346 Nor spektrális energiaeloszlása. . . . . . . . . 4.7. A Z CMa spektrális energiaeloszlása. . . . . . . . . . 4.8. A FUorok K sávbeli fénygörbéje 1963 és 2003 között 4.9. A V1057 Cyg spektrális energiaeloszlása . . . . . . . 4.10. Kenyon & Hartmann (1991) modellje . . . . . . . . . 4.11. Turner et al. (1997) modellje . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . .

30 34 35 35 36 36 37 38 41 42 42

. . . . . . . . . . .

. . . . . . .

. . . . . . . . . . .

. . . . . . .

. . . . . . . . . . .

. . . . . . .

. . . . . . . . . . .

. . . . . . .

. . . . . . . . . . .

. . . . . . .

. . . . . . . . . . .

. . . . . . .

. . . . . . . . . . .

. . . . . . .

2 3 5

. . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . .

5.1. Az IRAS 05436−0007 optikai hamisszínes képe . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46 5.2. Az IRAS 05436−0007 infravörös hamisszínes képe . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47

iv

TÁBLÁZATOK JEGYZÉKE

TÁBLÁZATOK JEGYZÉKE

Táblázatok jegyzéke 2.1. A dolgozatban felhasznált infravörös fotometriai adatok forrása . . . . . . . . . . . . 2.2. Az ISO műszerei, mérési tartományuk és funkciójuk. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2.3. Az ISOPHOT detektorai. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.1. 3.2. 3.3. 3.4. 3.5. 3.6. 3.7. 3.8.

EXor típusú objektumok katalógusa . . . . . . . . . . . . . . . . . Az EXorokról készült ISOPHOT észlelések . . . . . . . . . . . . . . Az EX Lup, a DR Tau, az UZ Tau és a VY Tau legfontosabb adatai ISOPHOT fotometria az EX Lup-ra . . . . . . . . . . . . . . . . . . ISOPHOT fotometria az DR Tau-ra . . . . . . . . . . . . . . . . . . ISOPHOT fotometria az UZ Tau-ra . . . . . . . . . . . . . . . . . . ISOPHOT fotometria az VY Tau-ra . . . . . . . . . . . . . . . . . . IRAS fotometria az EXorokra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . .

. . . . . . . .

. . . . . . . .

. . . . . . . .

. . . . . . . .

. . . . . . . .

. . . . . . . .

. . . . . . . .

. . . . . . . .

. . . . . . . .

7 7 8 17 19 19 20 20 20 21 21

4.1. FUor típusú objektumok katalógusa . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32 4.2. A FUorokról készült ISOPHOT észlelések . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33 4.3. ISOPHOT és IRAS fotometria a FUorokra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34

v

1. BEVEZETÉS

1. fejezet Bevezetés 1.1.

Csillagkeletkezés

A Tejútrendszer teljes tömegének jelentős hányada nem csillagok, hanem csillagközi anyag formájában van jelen. Ennek az anyagnak a tulajdonságairól pl. Cserepes & Petrovay (2002) jegyzetében olvashatunk összefoglalást. Ez alapján a csillagközi anyagban rendkívül változatos körülmények uralkodnak: a hőmérséklet 10 és 106 K között, a sűrűség pedig 10−2 és 107 cm−3 között változik. A kémiai összetétele nagyon hasonló a fémgazdag I. populációs csillagokéhoz; főleg hidrogén és hélium alkotja; tömegének 99 %-a gáz, 1 %-a por alakjában van jelen. Szerkezete hierarchikus, fragmentált, azaz vannak óriás molekulafelhők, ezeken belül kisebb csomók, ún. felhőmagok és globulák. Hogy mit látunk, az erősen függ attól, hogy milyen nyomjelző molekulát használunk (pl. Kun et al. (2000); Tóth & Walmsley (1996)). A csillagok az óriás molekulafelhőkben, a csillagközi anyag összesűrűsödésével, általában csoportosan keletkeznek, amely folyamat a Tejútrendszerben ma is tart. A csillagkeletkezés lépéseit kis (< 2 M ) és közepes (2−8 M ) tömegű csillagok esetén az 1.1. ábra mutatja. Amikor egy molekulafelhőben elkezdődik egy felhőmag gravitációs kollapszusa, a felhőmagban a gáz még olyan ritka, hogy átlátszó a saját termikus sugárzása számára, így az összehúzódás izoterm, a hőmérséklet nem változik. Amikor azonban a felhőmag közepe olyan sűrűvé válik, hogy már optikailag vastag az infravörös tartományban, akkor elkezd nőni a hőmérséklet és a nyomás. A kollapszus megáll, belül kialakul egy hidrosztatikai egyensúlyban lévő protocsillag, amire kívülről tovább hullik az anyag. Mivel a felhőmagnak kezdetben nullától különböző impulzusmomentuma volt, az anyag nem tud közvetlenül ráhullani a protocsillagra, hanem kialakul egy lapos, korong alakú képződmény, az akkréciós diszk, és kifelé irányuló perdülettranszfer mellett az anyag lassan spirálozik befelé. A csillagban közben beindul a deutérium- majd a hidrogénégés, és megindul a csillagból kifele történő gázáramlás, a csillagszél is. A csillag lassan szétfújja az őt körülvevő korongot és burkot, láthatóvá válik az optikai tartományban, és rákerül a Hertzsprung-Russel diagram egy speciális területére, a születésvonalra. A 2 M -nél kisebb tömegű fiatal csillagokat T Tauriknak, a 2−8 M tömegűeket Herbig Ae/Be csillagoknak hívjuk. A csillagkeletkezésről részletes leírás talalható Shu et al. (1987) cikkében. Az 1.1. ábra szemlélteti az egyes fejlődési fázisoknak megfelelő időskálákat, illetve, hogy az adott feljlődési fázisban levő (proto)csillagnak milyen a spektruma. A fiatal, fősorozat előtti objektumok spektrális energiaeloszlása legtöbbször összetett: a csillag sugárzására 1

1.1. CSILLAGKELETKEZÉS

1.1. ábra. A fősorozat előtti csillagfejlődés főbb fázisai.

2

1. BEVEZETÉS

1. BEVEZETÉS

1.2. KORONGOK ELMÉLETI LEÍRÁSA

1.2. ábra. A Taurus molekulafelhőben található HH 30 nevű fiatal csillag a Hubble Space Telescope felvételén.

rárakódik a korong és a csillagkörüli anyagburok sugárzása is, sőt, bizonyos hullámhosszakon ez utóbbiak dominálnak. A hőmérsékleteloszlásnak megfelelően a színkép UV tartományában a csillagra hulló felforrósodott anyagot, az optikai tartományában pedig a csillagot látjuk. Infravörös hullámhosszakon azonban már a korong és az egész rendszert körülvevő kiterjedt anyagburok sugároz. Mivel a rendszer egyes komponensei más és más fizikai tulajdonságokkal rendelkeznek, máshogyan fognak sugározni. A spektrális energiaeloszlás infravörös részének vizsgálatából tehát következtetni lehet a csillagkörüli anyag szerkezetére.

1.2.

Fiatal csillagok körüli korongok elméleti leírása

A csillagkörüli anyag szerkezetét a HH 30 nevű fiatal csillag esetében szemlélteti az 1.2. ábra. Maga a csillag nem látszik, mert eltakarja egy sötét sáv: egy porból és molekuláris gázból álló sűrű, optikailag vastag korong, amit közelítőleg az éléről látunk. A diszk két oldalán a csillagkörüli anyag szórja a csillag fényét, ezt látjuk fényes ködösségként. A korongra merőlegesen pedig bipoláris (a csillag pólusairól történő) anyagkifújások vannak. Valószínű, hogy a legtöbb T Tauri csillag ehhez hasonló szerkezetű. Shu et al. (1987) szerint a T Tauri csillagok körüli korongok alapvetően kétfélék lehetnek: passzív vagy aktív diszkek. A passzív diszk csak a központi csillag által kisugárzott fényt nyeli el, és sugározza ki az infravörös tartományban, az aktív diszkeknek azonban saját fényük is van, mert a befelé spirálozó anyag a belső súrlódás miatt felmelegszik (viszkózus fűtés). A passzív diszkek legegyszerűbb modellje egy geometriailag vékony, optikailag vastag korong (pl. Krügel (2003), Hartmann (2000)). A diszk elnyeli a ráeső csillagfényt, és azt úgy sugározza ki, mint egy – a hőmérsékleteloszlás alapján a lokális hőmérsékletnek megfelelő – 3

1.2. KORONGOK ELMÉLETI LEÍRÁSA

1. BEVEZETÉS

fekete test (reprocesszálás): L∗ hcos γi ∼ σTd4 , (1.1) 4πR2 ahol L∗ a csillag luminozitása, R a középpontjától mért távolság, Td a diszk hőmérséklete R távolságban, a csillag átlagosan hcos γi szög alatt világítja meg a diszket. hcos γi ≈ R∗ /R közelítéssel (ahol R∗ a csillag sugara) egy passzív lapos diszk hőmérsékleteloszlására a következőt kapjuk:  1/4 L∗ R ∗ Td ∼ ∼ R−3/4 , (1.2) 3 4πσR ahol σ a Stefan−Boltzmann-állandó. A megfigyelt fluxus pedig Z cos i Rout 2πRBν (Td ) dR ∼ ν 1/3 Sν = 2 D R∗

(1.3)

lesz, ahol i a korong inklinációja, D a tőlünk mért távolsága, Rout pedig a külső sugara, Bν a Kirchoff−Planck-függvény. Közepes infravörös hullámhosszakon tehát νF ν ∼ ν 4/3 ∼ λ−4/3 . Ennél kisebb hullámhosszakon a spektrális energiaeloszlás meredeken lecsökken, mert a csillag közelében a porszemcsék elpárolognak. Hosszabb hullámhosszakon szintén meredekebb spektrumot kapunk, mert a korong optikailag vékonnyá válik, ezért itt a legkülső, még optikailag vastag anyag sugárzásának Rayleigh−Jeans-részét látjuk: νF ν ∼ ν 3 ∼ λ−3 . Egy ilyen megvilágított diszk a csillag luminozitásának egynegyedét képes újra kisugározni: L d = 14 L∗ . Aktív diszkeknél, stacionárius akkréció esetén, ha időegységenként M˙ anyag halad keresztül a csillagtól R távolságban levő ∆R vastagságú gyűrűn, akkor a felszabaduló potenciális energia lesz az, ami a diszk felületéről szétsugárzódik: GM∗ M˙ ∆R ∼ 2 × 2πR∆RσTd4 . 2R R A hőmérsékleteloszlás !1/4 GM∗ M˙ Td ∼ ∼ R−3/4 8πσR3

(1.4)

(1.5)

lesz, ami ugyanolyan hatványkitevőt eredményez, mint a passzív diszk esetében, ezért a keletkező spektrum is ugyanúgy νFν ∼ λ−4/3 alakú lesz, a kisugárzott energia azonban több is lehet, mint 41 L∗ . A fiatal csillagok egy részének spektrális energiaeloszlását jól leírja a νF ν ∼ λ−4/3 függvény. Vannak azonban olyan objektumok is, amelyek spektruma lapos, azaz a meredeksége nem −4/3, hanem ≈ 0, ami kevésbé gyorsan lecsengő hőmérsékleteloszlásra utal. Az ehhez szükséges többlet fűtést biztosíthatja például, ha a korong nem lapos, hanem a vastagsága R-rel nő (ún. flared disk ), mert ekkor a γ látószög nagyobb, és több csillagfényt tud elnyelni (1.3. ábra). Egy stacionárius, függőleges irányban izoterm diszk skálamagassága H ∼ R 9/8 (Kenyon & Hartmann, 1987). Megmutatható, hogy még egy flared disk sem tud azonban 3−100 µm-ig lapos spektrumot produkálni. A νFν ∼ λ0 spektrum T ∼ R−1/2 hőmérsékleteloszlásra utal, amit leginkább egy optikailag vékony csillagkörüli burok okozhat. Sok esetben előfordulhat, hogy ezen komponensek mindegyike jelen van, és különböző mértékben hozzájárul a keletkező színképhez. 4

1. BEVEZETÉS

1.3. ERUPTÍV VISELKEDÉS

1.3. ábra. A flared disk modell szemléltetése. A diszk optikailag vastag, a burok optikailag vékony.

1.3.

Eruptív viselkedés a csillagfejlődés korai szakaszaiban

A tömegakkréciós ráta a csillagkörüli burokról a diszkre M˙ ≈ 10−6 M /év. A korongról a csillagra való tömegátadás azonban még aktív diszkek esetén sem haladja meg az M˙ ≈ 10−8 −10−7 M /év -et (pl. Hartmann & Kenyon (1996)). Vannak azonban olyan rövidebb időszakok, amikor ez az érték akár 1000-szeresére is nőhet. Ilyenkor a korongban felgyülemlő anyag rázúdul a csillagra, és az egész rendszer hirtelen felfényesedik az optikai tartományban. Ez a jelenség az FU Orionis-kitörés (röviden FUor-kitörés, az elsőként megfigyelt ilyen objektum ugyanis az FU Orionis volt). Hartmann & Kenyon (1996) úgy gondolják, hogy ezek a kitörések 104 −105 évenként ismétlődnek, így a T Tauri fázis alatt (≈ 106 év) a csillag számos ilyen kitörést él meg, míg a fősorozatra fejlődik. Egy ilyen kitörés évtizedekig vagy évszázadokig is eltarthat, és ennek során a csillagra akár 10−2 M anyag ráhullhat. Felmerültek olyan elképzelések (Hessman, 1991), hogy ezek a kitörések az idő múlásával gyakoribbá, de kevésbé hevessé válnak. Az ilyen gyakori, de kis amplitúdójú kitöréseket produkáló fiatal csillagok az EXorok (ennek a változócsillag-csoportnak a prototípusa az EX Lup). Nagyon izgalmas kérdés annak vizsgálata, hogyan változik a fiatal eruptív csillagok spektruma (különösen az infravörös tartományban) a kitörések során, és azt követően. Mivel az akkréció lényeges energiaforrás lehet a rendszerben, ezért a növekvő vagy csökkenő akkréciónak meg kell mutatkoznia az egész színkép változásában. Ahogy Chiang & Goldreich (1997) rámutatott, ez egy fontos diagnosztikai módszer lehet a csillagkörüli anyag geometriájának, sűrűség- és hőmérsékleteloszlásának, valamint energiaháztartásának vizsgálatában. Ilyen vizsgálatokra eddig lényegében nem került sor, azért dolgozatom célja, hogy ezzel a módszerrel megvizsgáljam az EXorokat és a FUorokat.

5

2. INFRAVÖRÖS MÉRÉSEK ÉS ADATFELDOLGOZÁS

2. fejezet Infravörös mérések és adatfeldolgozás A fiatal objektumok tömegének és térfogatának jelentős részét a csillagnál hidegebb anyag (10−1000 K) teszi ki, aminek termikus sugárzását elsősorban az infravörös hullámhossztartományban (2−200 µm) figyelhetjük meg. Az űrből érkező infravörös sugárzásnak a légkör miatt azonban csak kis része érkezik le a földfelszínre. A légkör áteresztése pedig erősen függ a vizsgált hullámhossztól (2.1. ábra). Látható, hogy az infravörös J, H, K, L, M, N és Q sávok pontosan egy-egy légköri ablakra centráltak. A 2.1. grafikonon már nem ábrázolt 30 µm-nél hosszabb hullámhosszakon a légkör teljesen átlátszatlan, egészen a szubmilliméteres tartományig, ahol újabb ablakok következnek (pl. 350, 450, 850 és 1300 µm környékén). Most már érthető tehát, hogy miért annyira fontosak az űreszközök az infravörös csillagászatban. Az utóbbi években egyre több új infravörös mérés vált elérhetővé, mind földi, mind űreszközökről. A dolgozatban felhasznált mérésekről látható egy összefoglalás a 2.1. táblázatban.

2.1.

Az ISO adatai

Az Infrared Space Observatory (ISO) az ESA infravörös űrobszervatóriuma volt, amely 1995től 1998-ig végzett méréseket a légkörön kívülről (Kessler et al., 1996). Fő alkotóelemei: egy 60 cm átmérőjű f/15 nyílásviszonyú Ritchey–Chrétien-teleszkóp, négy mérőműszer, egy folyékony héliumot tartalmazó kriosztát, és egy szervízmodul. A 2.2. táblázatban látható az ISO műszereinek mérési tartománya és funkciója.

2.1.1.

Az ISOPHOT detektorai

Mivel a dolgozat nagyrészt az ISO-tól származó infravörös fotometriai adatokra épül, a következőkben részletesebben megnézzük, hogyan épült fel az ISOPHOT műszer és milyen detektorok voltak benne (Lemke et al. (1996), magyar nyelvű összefoglaló: Tóth & Ábrahám (2000)). Ez a műszer három alegységből állt, melyek közül egyszerre csak egy volt használható. Ezek az alegységek a következők: • PHT−P: cserélhető szűrőkkel, változtatható apertúrával rendelkező fotométer, melynek három detektora a 3.3−100 µm-es tartományban képes mérni a közeli infravöröstől a távoli infravörösig, 6

2. INFRAVÖRÖS MÉRÉSEK ÉS ADATFELDOLGOZÁS

2.1. AZ ISO ADATAI

2.1. ábra. A légkör áteresztése a hullámhossz függvényében 4200 m tengerszint feletti magasság, 1.0 légtömeg, 1.2 mm vízpára esetén. (Az adatok a UKIRT honlapjáról származnak.) Felül a szokásos Bessel-féle infravörös szűrők effektív hullámhosszai, és a megfelelő betűjelzés látható.

Műszer földi távcsövek IRAS1 MSX2 2MASS3 ISOPHOT4 1

Hullámhossz [ µm ] Apertúra JHKLMNQ ≤ 600 12, 25, 60, 100 1−30 4.25, 4.29, 8.28 1800 12.13, 14.65, 21.34 J, H, KS 4.8−120 4300 −18000

Aktív periódus 1970-es évektől 1983 1996−1997 1997−2001 1995−1998

http://irsa.ipac.caltech.edu/IRASdocs/iras.html http://www.ipac.caltech.edu/ipac/msx/msx.html 3 http://www.ipac.caltech.edu/2mass/ 4 http://www.iso.vilspa.esa.es/

2

2.1. táblázat. A dolgozatban felhasznált infravörös fotometriai adatok forrása. A részletes leírást lásd a 2.2, 2.3, 2.4. és a 2.5. alfejezetben.

Műszer neve ISOCAM ISOPHOT ISO−SWS ISO−LWS

Hullámhossztartomány 2.5−17 µm 2.5−240 µm 2.38−45.2 µm 43−196.7 µm

Funkció kamera és polariméter foto- és spektrofotométer rövid hullámhosszú spektrométer hosszú hullámhosszú spektrométer

2.2. táblázat. Az ISO műszerei, mérési tartományuk és funkciójuk.

7

2.1. AZ ISO ADATAI Alegység PHT−P PHT−C PHT−S

2. INFRAVÖRÖS MÉRÉSEK ÉS ADATFELDOLGOZÁS

Detektor P1 P2 P3 C100 C200 PHT−SS PHT−SL

Anyag Méret pixelben Si:Ga 1×1 Si:B 1×1 Ge:Ga 1×1 Ge:Ga 3×3 Ge:Ga 2×2 Si:Ga 1×64 Si:Ga 1×64

Hullámhossztartomány 3.3−16 µm 20, 25 µm 60, 100 µm 50−105 µm 120−200 µm 2.5−5 µm 6−12 µm

2.3. táblázat. Az ISOPHOT detektorai. • PHT−C: két távoli infravörös kamera a 60−200 µm-es hullámhossztartományra, • PHT−S: két spektrofotométer, melyek egyszerre működtethetők a 2.5−5 µm és a 6−12 µm-es tartományban. A 2.3. táblázat mutatja, hogy a detektorok milyen anyagból készültek, hányszor hány pixelesek voltak és milyen hullámhossztartományban működtek. Az apertúrák az optikai tartományban megszokotthoz képest nagyok voltak (5−9000 ), aminek oka egyrészt a viszonylag kis tükörméret, másrészt az optikaihoz képest nagyobb hullámhossz. A 2.2. ábrán látható az egész műszer sematikus vázlata. A bejövő fénynyalábról az első szűrőváltóval döntötték el, hogy melyik alegységre kerüljön. A második szűrőváltó tartalmazta a PHT–C szűrőit és a PHT–P apertúráit. A harmadik szűrőváltón pedig a PHT–P szűrői voltak. Ezután került a fény magára a detektorra, amely az optika fókuszsíkjában helyezkedett el. A fókuszsík a detektorokkal és egy speciális hideg kiolvasó elektronikával együtt egy kriosztátban volt, amelyben állandóan 2 és 4 K közötti hőmérsékletet tartottak fenn. Ez ahhoz volt szükséges, hogy a környezet termikus sugárzása ne „szennyezze” a felvételeket. A hűtést szuperfolyékony héliummal oldották meg, és az űrtávcső gyakorlatilag addig volt működőképes, amíg ez a folyékony hélium el nem fogyott (28 hónapig). Amikor infravörös fotonok érkeznek a detektorra, ott elektronokat keltenek. Az így létrejövő fotoáramot a hideg kiolvasó elektronika olvassa ki. Ez az elektronika – amely a hatékonyság kedvéért ugyanarra a csipre van integrálva, mint a detektor – egy integráló erősítő kapacitív visszacsatolással. Minden egyes beérkező foton hatására nő egy kicsit a kimenetén a feszültség. A kiolvasás kétféleképpen történhet: úgy, hogy közben nem sütjük ki a kondenzátort (non-destructive read-out), vagy úgy, hogy kisütjük (destructive read-out). Ennek megfelelően a jel úgy néz ki, hogy néhány non-destructive kiolvasást bizonyos időnként követ egy destructive, így alakulnak ki az integrációs ramp-ek, amint az a 2.3. ábrán látható. Ezen ramp-ek meredeksége arányos a vizsgált objektumról beérkező teljesítménnyel.

2.1.2.

Az ISOPHOT észlelési módjai

Az ISOPHOT-ot sokféle észlelési módban lehetett használni. Ezekről részletes leírást található Laureijs et al. (2003) cikkében. A következőkben azokról a mérési módokról adok egy rövid áttekintést, amelyekben az általam használt adatokat mérték. • ON/OFF. Szokásos fotometriai módszer, egy mérési sorozat áll egy ún. ON-source 8

2. INFRAVÖRÖS MÉRÉSEK ÉS ADATFELDOLGOZÁS

2.1. AZ ISO ADATAI

2.2. ábra. Az ISOPHOT műszer vázlata (Laureijs et al., 2003).

2.3. ábra. A detektor jele az idő függvényében.

9

2.1. AZ ISO ADATAI

2. INFRAVÖRÖS MÉRÉSEK ÉS ADATFELDOLGOZÁS

mérésből, egy OFF-source mérésből, és a kalibrációs lámpa méréséből (FCS ). Az ONsource mérés során a teleszkópot a mérendő forrásra állítják, az OFF-source mérés során pedig kicsit arrébb egy olyan területre, ahol nincs csillag. A kalibrációs lámpa egy fűthető gyémántlapocska, amelynek hőmérsékletét 0.1 K-enként lehet változtatni, és adott fűtőteljesítmény hatására infravörösben sugároz. Az erről készített FCS mérést megismételték az ON és az OFF mérés után is. Minden egyes alkalommal a várt jelnek megfelelően akkora fűtőteljesítményt adtak a kalibrációs lámpára, hogy a kapott jel minél közelebb legyen a megfelelő ON vagy OFF jelszinthez. A mérési sorozatokat aztán meg lehetett ismételni különböző szűrőkkel. • SCAN. E mérési mód során nem készítettek OFF-mérést, hanem egy kis 3×1-es vagy 5×1-es térképet vettek fel, ami magában foglalta a háttérpozíciókat is. • PHT22/MINI-MAP. A nevével ellentétben ez nem térkép, hanem fotometria. Ez volt a PHT−C detektorainak legmegbízhatóbb mérési módja, ezért elsősorban halvány források mérésére használták. • PHT32. Ez a mérési mód a PHT−C detektorainak egy speciális térképezési módszere. Ennek során a műhold újrapozícionálásával egy adott területet durván mintavételeztek, egy adott pozícióban pedig egy kis billegő tükör segítségével értek el nagy térbeli felbontást. Az infravörös csillagászatban a csillagról érkező monokromatikus fluxussűrűség (F ν ) szokásos mértékegysége a Jansky (1 Jy = 10−26 mW 2 Hz ). A fiatal csillagok vizsgálatakor általában a νFν -t ábrázoljuk, mert ez arányos az adott hullámhosszon beérkező energiával.

2.1.3.

Adatfeldolgozás a PIA 10.0-val

Az ISO mérési adatai mindenki számára hozzáférhetőek az ISO nyilvános archívumában 5 . A feldolgozatlan alapadatok azonban a Kutatóintézetben helyben is rendelkezésre állnak, ami igen megkönnyíti a keresést és meggyorsítja az adatokhoz való hozzáférést. A adatokat a Phot Interactive Analysis (PIA 10.0, Gabriel et al. (1997)) nevű kiértékelőprogrammal dolgoztam fel. Ez a program szintén letölthető az ISO honlapjáról 6 . A 2.1.1. alfejezet végén már volt szó arról, hogyan is néznek ki a detektorból kijövő jelek (integrációs ramp-ek). Ezeket az adatokat ERD-nek (Edited Raw Data) hívják, és jellemzőjük, hogy még semmilyen műszer-specifikus vagy tudományos feldolgozásnak nincsenek alávetve. Egy ilyen jelsorozatot láthatunk a PIA 10.0-val készített 2.4. ábrán. Itt tehát a kondenzátor feszültségét láthatjuk az idő függvényében. Ezekre a ramp-ekre egyenest illesztünk, mert az illesztett egyenesek meredeksége lesz arányos a beérkező fluxussal. Az elektronika nemlinearitása miatt azonban a ramp-ek nem egészen egyenesek, amit a kiértékelőprogrammal lehet korrigálni. Előfordulhat, hogy néha becsapódik a detektorba egy kozmikus részecske. Ekkor a feszültség két kiolvasás között hirtelen felugrik, de aztán nagyjából ugyanúgy folytatódik a ramp menete. Egy ilyen kozmikus részecske okozta ugrást láthatunk a 2.4. ábrán körülbelül 15.5 s-nál. A kiértékelőprogram ezeket az ugrásokat is tudja korrigálni, és ezekre a ramp-ekre is tud egyenest illeszteni. 5 6

10

http://www.iso.vilspa.esa.es/ida/ http://www.iso.vilspa.esa.es/manuals/PHT/pia/

2. INFRAVÖRÖS MÉRÉSEK ÉS ADATFELDOLGOZÁS

2.1. AZ ISO ADATAI

2.4. ábra. Edited Raw Data (ERD).

Az adatfeldolgozás következő szintje az SRD (Signal per Ramp Data). Ezt úgy kapjuk, ha az ERD-n végrehajtottuk az előbb említett korrekciókat, és illesztettünk a ramp-ekre egyeneseket. Ezt a jelsorozatot láthatjuk a 2.5. ábrán. Itt tehát a ramp-ek meredekségét láthatjuk az idő függvényében. Ezeken az adatokon aztán további korrekciókat kell végezni. A ramp-ek meredeksége ugyanis attól is függ, hogy milyen időközönként sütjük ki a kondenzátort. A kiértékelőprogrammal erre az effektusra is lehet korrigálni. Itt újból megvizsgáljuk a kozmikus beütések miatt kiugró pontokat. Itt történik a sötétáram kivonása. A jeleken egy újabb nemlinearitás-korrekciót is kell még végezni, mert a detektor nem egyformán érzékeny a halvány és a fényes forrásokra. Ezután már csak az van hátra, hogy az egyes ramp-ek meredekségeit átlagoljuk. Ez nem egyszerűen úgy történik, hogy vesszük a pontok számtani közepét, hanem figyelembe kell venni a „driftet”. Ez azt jelenti, hogy amikor egy fényes forrás után egy halványra „néz” a detektor, akkor el kell telnie egy kis időnek, mire erre az alacsonyabb szintre beáll. Fordítva pedig, amikor egy halvány forrás után „néz” egy fényesre, időre van szükség a jel stabilizálódásához. Az egyes ramp-ek meredekségeit tehát a kiértékelőprogram úgy átlagolja, hogy ezt a drift-jelenséget figyelembe veszi. Amikor ezt az átlagolást elvégeztük, kapjuk az SCP (Signal per Chopper Plateau) adatot, amit már V/s-ban mérünk. A 2.6. ábrán egy 60 és egy 100 µm-es ON-source mérés látható egymás után, négyzetekkel az SRD, pirossal pedig az átlagolt SCP jelszint. • ON/OFF mérési mód esetén eddig a szintig az ON, OFF, és FCS méréseket ugyanúgy kezeltük. Most tartunk ott, hogy elvégezzük a teljesítmény-kalibrációt. Ehhez a következők szükségesek: 11

2.1. AZ ISO ADATAI

2. INFRAVÖRÖS MÉRÉSEK ÉS ADATFELDOLGOZÁS

2.5. ábra. Signal per Ramp Data (SRD).

– Az FCS adatok feldolgozása. A detektor érzékenysége az idő függvényében megváltozhat. Az FCS mérés arra szolgál, hogy megállapítsuk az éppen aktuális érzékenységet. Ezt a számítást a kiértékelőprogram elvégzi. – Az ON és OFF adatok feldolgozása. Ha ezekkel eljutottunk az SCP szintre, akkor már csak a teljesítménykalibráció van hátra. Ezt kétféleképpen végezhetjük. Használhatjuk az előbbi lépésben megállapított aktuális érzékenységet, vagy pedig használhatunk egy átlagos érzékenységet, amelyet az ISOPHOT műszer kalibrációjakor állapítottak meg. A teljesítmény-kalibráció egyszerűen abból áll, hogy az aktuális vagy az átlagos érzékenységgel leosztjuk a V/s-ban mért SCP jelet. Ezek után az ON mérésből levonjuk az OFF mérést (azaz a forrás fényességéből levonjuk a háttérét). Ezzel megkaptuk a vizsgált forrás fluxusát Jy-ben. • SCAN-ek esetében az eljárás nagyon hasonló, azzal a különbséggel, hogy a hátteret nem az OFF-mérésből kapjuk, hanem magából a kis 3×1-es vagy 5×1-es térképből. • A PHT32 és a MINI-MAP mérési módnak nincs teljesen kialakult, általánosan elfogadott kiértékelési módszere. Ezeket a méréseket Moór Attila, a Kutatóintézet munkatársa dolgozta fel egy általa kidolgozott algoritmus segítségével. • Az ISOPHOT-S spektrumokat szintén nem én értékeltem ki, hanem a Kutatóintézetben 12

2. INFRAVÖRÖS MÉRÉSEK ÉS ADATFELDOLGOZÁS

2.2. AZ IRAS ADATAI

2.6. ábra. Signal per Chopper Plateau (SCP).

előkészítés alatt álló ISOPHOT-S spektrálatlaszból (Ábrahám et al., előkészületben) származnak. A legvégén az adatokon színkorrekciót kell végezni, ami ahhoz szükséges, hogy egy adott szűrővel mért teljesítményből megkapjuk a monokromatikus fluxust. A színkorrekciót az egyes mérésekre úgy számoltam ki, hogy iteratív módon összekonvolváltam egy adott csillag mért spektrális energiaeloszlását a szűrőprofilokkal.

2.2.

Az IRAS adatai

Az Infrared Astronomical Satellite (IRAS) az USA, Nagy-Britannia és Hollandia közös fejlesztése volt, amely 1983 januárjától 11 hónapon keresztül végzett méréseket. Maga a teleszkóp egy 57 cm átmérőjű, f/9.6 nyílásviszonyú Ritchey–Chrétien-távcső volt. Az ISO-val ellentétben nem obszervatórium, hanem survey-műszer volt, azaz teljes égbolt-felmérést végzett 12, 25, 60 és 100 µm-en. Működése során tehát a detektorok állandóan be voltak kapcsolva, és a távcső folyamatosan térképezte az eget. Az IRAS az égbolt 96 %-át legalább kétszer végigmérte. Az ennek során keletkező adatokat hívják scan-eknek. Az IRAS-t arra optimalizálták, hogy megbízhatóan detektálja az infravörös pontforrásokat. 1986-ban el is készült a végleges IRAS Catalogue of Point Sources. Nem mindenki volt azonban elégedett az automatikus feldolgozási módszerrel, amivel e katalógust készítették. Olyan területeken ugyanis – mint pl. a csillagkeletkezési területek –, ahol bonyolult 13

2.2. AZ IRAS ADATAI

2. INFRAVÖRÖS MÉRÉSEK ÉS ADATFELDOLGOZÁS

2.7. ábra. Példa IRAS adatsorra. A vízszintes tengelyen a forrás előre megadott pozíciójától mért távolság látható, a függőleges tengelyen pedig az adott szűrővel mért fluxussűrűség.

szerkezetű és nagyon erős a háttér, ott nem mindig lehetett megbízható fluxusokat megállapítani. Ezért aztán az IRAS adatainak bizonyos részét többen újra feldolgozták. Weaver & Jones (1992) például az összes ismert Orion populációs csillagról készítettek egy katalógust az általuk meghatározott új IRAS-fluxusokkal. Amikor az általam vizsgált csillagokról a különböző katalógusokban, cikkekben nagyon eltérő fluxusok szerepeltek, úgy döntöttem, én is újra feldolgozom az IRAS méréseit. Az IRAS adatainak feldolgozásával Dr. Timo Prusti, az ESA Herschel Science Centre (ESTEC, Hollandia) munkatársa ismertetett meg. A scan-eket az IPAC-nál működtetett SCANPI programmal lehet feldolgozni7 . A SCANPI-vel össze lehet kombinálni egy adott pozíción átmenő összes scan-t és ebből pontos fluxust, vagy arra a lokális környezetet figyelembe vevő felső határt becsülni. Ennek során a program először összegyűjti azokat a scan-eket, amik a vizsgált forrástól 1.70 -nél nem messzebb haladtak el. Az adatokat ezután köbös spline interpolációval újra mintavételezi úgy, hogy 10 -re 10 pont jusson. Ezután minden scan-re illeszt egy alapvonalat. A bemenő paraméterként megadott adatintervallumra pontforrás-mintát (ún. template-et) illeszt, a háttérintervallumból pedig zajt számol. Az illesztett template-ekből egy kompozit template-et készít, amivel majd az összeátlagolt scan-eket illeszti. Az átlagolás négyféleképpen történhet: (1) átlag, (2) zajjal súlyozott átlag, (3) medián, (4) a zajos detektorokat 0.5 súllyal figyelembe vevő medián. Az ily módon átlagolt scan-eken a program megkeresi a jel maximumát, kiszámolja az integrált fluxust, illeszt pontforrás-template-et, kiszámolja ennek a fluxusát is, számol fél- és negyedérték-szélességet. A 2.7. ábrán egy példa látható az átlagolt, alapvonallal (kék) és template-tel (piros) illesztett adatsorra (fekete). Tapasztalataink szerint bonyolult háttér esetén a felsorolt módszerek interaktív használata jobb eredményt ad, mint a pontforráskatalógus értékei. 7

14

http://irsa.ipac.caltech.edu/applications/Scanpi

2. INFRAVÖRÖS MÉRÉSEK ÉS ADATFELDOLGOZÁS

2.3.

2.3. A 2MASS ADATAI

A 2MASS adatai

A Two Micron All Sky Survey (2MASS) projekt során 1997 és 2001 között 3 közeli infravörös sávban (1.25, 1.65 és 2.17 µm-en) végeztek teljes égbolt-felmérést, amihez két 1.3 méteres automatizált földi távcsövet használtak (Mt. Hopkins, USA, és CTIO, Chile). 2002-ben adták ki a végleges 2MASS Point Source Catalog-ot (Cutri et al., 2003), melynek adatait én is használtam.

2.4.

Az MSX adatai

A Midcourse Space Experiment (MSX) műhold 1996 és 1997 között végzett méréseket egy 33 cm-es távcsővel a 8−21 µm-es tartományban a galaktikai egyenlítő mentén, az IRAS által kihagyott területeken, és néhány kiválasztott célponton. Jelenleg az MSX Point Source Catalog 2.3-es verziója érhető el (Egan et al., 2003), én ennek az adatait használtam. Ha a vizsgált forrás nem szerepelt a katalógusban, akkor lehetőség volt az MSX felvételeit letölteni, és azokon apertúrafotometriát végezni.

2.5.

Szubmilliméteres és egyéb infravörös földi adatok

Az általam használt szubmilliméteres adatok többsége olyan cikkekből származik, melyek a James Clerk Maxwell Telescope-on (Hawaii, USA) működő SCUBA műszerrel, a 450, 850 és 1300 µm-es rádióablakban készült méréseken alapulnak. Az egyéb infravörös mérések forrása: • EXorok: Kenyon & Hartmann (1995), Hughes et al. (1994), Herbig et al. (1992), Appenzeller et al. (1983), Mendoza & Eugenio (1966). • FUorok: Sandell & Weintraub (2001), Neckel & Staude (1984), Polomski et al. (2002), Molinari et al. (1993), Welin (1983), Ibrahimov (1999), Henning et al. (1998), Cohen & Kuhi (1979), Myers et al. (1987), Reipurth (1985), Berrilli et al. (1987), Evans et al. (1986), Lorenzetti et al. (1983).

15

3. EXOROK

3. fejezet EX Lup típusú csillagok Az EX Lup típusú csillagok (EXorok, Herbig (1989)) eruptív T Tauri csillagok, melyek prototípusa az EX Lup. Herbig (1977) és Hodapp et al. (1996) szerint az EXorok az optikai tartományban 1−4 magnitúdós, ismétlődő kitöréseket produkálnak, melyek időtartama jellemzően néhány 10 vagy néhány 100 nap, és a kitörések közt több hónap, vagy akár egy év is eltelhet. A 3.1. ábrán egy tipikus EXor fénygörbéje látható. Spektráltípusuk K vagy M törpe, és maximumkor az optikai/közeli infravörös spektrumot a klasszikus T Tauri csillagokra jellemző emissziós vonalak dominálják. Az EXor-kitörések valószínűleg a megnövekedett akkréciós rátával vannak kapcsolatban (1.3. alfejezet), ezért a jelenség megértéséhez elengedhetetlen a csillagkörüli anyag szerkezetének vizsgálata. Az EXorokról az ISO előtt nagyon kevés infravörös mérés állt rendelkezésre. Az ISO-mérések felhasználásával először kapunk részletes spektrális energiaeloszlást ezekről a csillagokról, ami alapján a következő kérdésekre kaphatunk választ: • mennyire igazolható infravörös mérések alapján az a hipotézis, hogy az EXorok nyugalmi állapotban közönséges T Tauri csillagok, • milyen a diszk hőmérsékleteloszlása és anyagi összetétele, • kitörés után milyen gyorsan töltődik fel újra a diszk, és ennek milyen hatása van a hőmérsékleteloszlásra és anyagi összetételre, • mit lehet kiolvasni az adatokból a kitörés trigger-mechanizmusára. Ebben a fejezetben az ISO archívumban az EXorokra vonatkozó adatokat vizsgálom meg.

3.1.

Forráslista

Jelenleg nem áll rendelkezésre az irodalomban teljes és naprakész EXor-katalógus, ezért munkámat ennek összeállításával kezdtem (3.1. táblázat). Itt az első oszlopban a csillagok neve látható, a másodikban a pozíciójuknak megfelelő IRAS-forrás. A harmadik oszlop azt adja meg, hogy az ISO négy műszere közül (ISOCAM, ISOPHOT, ISO-SWS, ISO-LWS) melyik észlelte az adott csillagot. A negyedik oszlopban pedig a közeli infravörös 2MASS felmérés megfelelő forrása látható. Ez utóbbi esetben a források elnevezése az órában, percben, másodpercben megadott 2000-es rektaszcenzióból és a fokban, ívpercben, ívmásodpercben 16

3. EXOROK

3.1. FORRÁSLISTA

3.1. ábra. A VY Tau fotografikus fénygörbéje (Herbig, 1977).

Objektum neve EX Lup1 PV Cep1 NY Ori1 V1118 Ori1 V1143 Ori1 UZ Tau E1 VY Tau1 DR Tau1 XZ Tau2 T Tau S3 EC 814 SSV 135 LkH-alpha 3246

IRAS 15597−4010 20453+6746

04296+2546a 04442+1653 04287+1807b 04190+1924c 18274+0112d 03259+3105e 21023+5002

ISO PHT PTH, SWS, LWS

2MASS 16030548−4018254 20455394+6757386 05353601−0512253 05344474−0533421 05380389−0416428 PHT 04324303+2552311 PHT 04391741+2247533 PHT, SWS 04470620+1658428 04314007+1813571 PHT, SWS, LWS 04215943+1932063 PHT, CAM SWS, LWS 03290375+3116039 21035423+5015101

3.1. táblázat. EXor típusú objektumok katalógusa (az egyes oszlopok jelentését lásd a 3.1. alfejezetben). [1] Teodorani et al. (1999); [2] Coffey et al. (2003); [3] Roddier et al. (2000); [4] Huard et al. (1997); [5] Aspin & Sandell (1994); [6] Kolotilov (1991). Megjegyzések: [a] ehhez az IRAS forráshoz az UZ Tau W is ad járulékot (szeparáció: ∼ 300 ); [b] ez az IRAS pontforrás az XZ Tau-t és a HL Tau-t is tartalmazza (szeparáció: ∼ 2300 ); [c] a T Tauri egy többes rendszer (legnagyobb szeparáció: ∼ 0.700 ), [d,e] a SIMBAD szerint e pozíció körül sok infravörös forrás, HH objektum és csillag van. Az EC 81 koordinátái: α2000 = 18h 29m 56.9s δ2000 = +1◦ 130 3100 .

17

3.2. ÉSZLELÉSEK

3. EXOROK

megadott 2000-es deklinációból származik, innen tehát megtudható minden csillag koordinátája (az EC 81 pozícióját lásd a táblázat feliratában). MSX-mérés sajnos egyik csillagról sincs, mivel ezek főleg a Taurus és az Orion csillagképben vannak, vagyis távol a galaktikai egyenlítőtől.

3.2.

Észlelések

Az ISO archívumban négy csillagról, az EX Lup-ról, a DR Tau-ról, az UZ Tau-ról és a VY Tau-ról találtunk ISOPHOT-méréseket. Valamennyi mérés eredetileg Dr. Guy Stringfellow (University of Colorado at Boulder) észlelési programjához tartozott, ő azonban eddig nem publikálta az adatokat, így azok nyilvánosan elérhetővé váltak az archívumban. A munka kezdetén felvettük Dr. Stringfellow-val a kapcsolatot és elhatároztuk az adatok közös publikálását. Az eredeti mérési program célul tűzte ki, hogy minden csillagról több időpontban is készüljön fotometria, és így – szerencsés esetben – lehetőség nyílik a nyugalmi és a kitöréses állapot összehasonlítására. A négy csillagról így összesen 11 mérési sorozat készült a 3.6−200 µm-es tartományban, ezekről látható egy összefoglalás a 3.2. táblázatban. Itt látható, hogy mely csillagról mely hullámhosszakon, mely időpontban és milyen észlelési módban készült mérés. Az utolsó oszlopban szerepel az adott mérés egyedi azonosítója. A 3.3. táblázatban pedig az látható, hogy a négy csillag milyen spektráltípusú, effektív hőmérsékletű, és mekkora az AV extinkció.

3.3.

Adatfeldolgozás

A méréseket a 2.1.3. alfejezetben leírt módon értékeltem ki. Rövid hullámhosszú mérések esetén (λ ≤ 25 µm) a detektorok érzékenysége jó közelítéssel állandó, és a javasolt kalibrációs mód az átlagos érzékenységek használata. Hosszabb hullámhosszakon azonban a detektor érzékenysége változhat. Ezekben az esetekben megpróbálkoztam az FCS mérések kiredukálásával, és aktuális érzékenységek megállapításával, de az FCS mérések bizonytalansága legtöbb esetben csökkentette a fotometriai pontosságot. Ezért végül minden ON/OFF módban végzett mérésnél átlagos érzékenységgel kalibráltam. Az adatokon ezután színkorrekciót végeztem. A fotometriai pontokat kiegészítettem ISOPHOT-S spektrumokkal, ezek ugyanis ugyanabban az időpontban készültek, mint a fotometria. A fotometria hibája tipikusan 25 % körüli (kivéve a nagyon halvány VY Tau-t, amely néhány esetben közel volt a detektálási limithez), míg a spektrum átlagos hibája nem haladja meg a 10 %-ot. A négy csillag közül három szerepel az IRAS pontforráskatalógusában, az ott megadott fluxusok azonban elég bizonytalanok. A források körül legtöbb esetben kiterjedt emisszió található, és 100 µm-en a katalógus minden esetben csak felső határt ad meg. Az IRAS adatait ezért a 2.2. alfejezetnek megfelelően Dr. Prustival együtt újra feldolgoztuk SCANPIvel. A színkorrigált fluxusok a 3.8. táblázatban láthatók.

18

3. EXOROK

Objektum EX Lup

DR Tau

UZ Tau

VY Tau

3.3. ADATFELDOLGOZÁS

Hullámhossz [ µm ] 3.6, 12, 15, 20, 25 60 3.6, 12, 15, 20, 25 100 3.6, 12, 15, 20, 25 200 3.6, 12, 15, 20, 25 3.6, 12, 15, 20, 25, 60, 100 200 3.6, 12, 15, 20, 25, 60, 100 200 3.6, 12, 15, 20, 25, 60, 100 200 3.6, 12, 15, 20, 25, 60, 100 200 3.6, 12, 15, 20, 25, 60, 100 200 3.6, 12, 15, 20, 25, 60, 100 200 3.6, 12, 15, 20, 25, 60, 100 200

Dátum 1997. febr. 5. 1997. febr. 5. 1997. márc. 18. 1997. márc. 18. 1997. aug. 24. 1997. aug. 24. 1997. szept. 19. 1997. szept. 25. 1997. szept. 25. 1998. febr. 25. 1998. febr. 25. 1997. szept. 30. 1997. szept. 30. 1998. febr. 25. 1998. febr. 25. 1997. szept. 27. 1997. szept. 27. 1998. febr. 25. 1998. febr. 25. 1998. márc. 25. 1998. márc. 25.

Obsz. mód ISO_id ON/OFF 44700101/44700102 PHT32 44700105 ON/OFF 48801206/48801207 PHT32 48801210 ON/OFF 64701711/64701712 PHT32 64701721 ON/OFF 67403722/67403723 ON/OFF 67901326/67901327 MINI-MAP 67901330 ON/OFF 83300941/83300942 MINI-MAP 83300945 ON/OFF 68401431/68401432 MIN-MAP 68401435 ON/OFF 83300746/83300747 MINI-MAP 83300750 ON/OFF 68101236/68101237 MINI-MAP 68101240 ON/OFF 83300851/83300852 MINI-MAP 83300855 ON/OFF 86100856/86100857 MINI-MAP 86100860

3.2. táblázat. Az EXorokról készült ISOPHOT észlelések. Az obszervációs módok leírását lásd a 2.1.2. alfejezetben. Az ISO_id az ISO észlelések egyedi 8-jegyű azonosítója.

Csillag neve EX Lup DR Tau UZ Tau VY Tau

Spektráltípus M01 K72 M12 M02

Teff [K] AV 3920 0.02 3 4060 0.03 37203 1.493 38503 0.383

3.3. táblázat. Az EX Lup, a DR Tau, az UZ Tau és a VY Tau legfontosabb adatai. [1] GCVS, [2] Hughes et al. (1994), [3] Kenyon & Hartmann (1995).

19

3.3. ADATFELDOLGOZÁS

λ [ µm ] 3.6 12 15 20 25 60 100 100

3. EXOROK

1997. febr. 5. 1997. márc. 18. 0.15 ± 0.04 0.18 ± 0.04 0.59 ± 0.15 0.66 ± 0.16 0.45 ± 0.11 0.44 ± 0.11 1.00 ± 0.25 1.31 ± 0.33 1.09 ± 0.27 1.24 ± 0.31 0.93 ± 0.23 1.11 ± 0.28

1997. aug. 24. 0.18 ± 0.05 0.72 ± 0.18 0.45 ± 0.11 0.88 ± 0.22 0.93 ± 0.23

1997. szept. 19. 0.16 ± 0.04 0.61 ± 0.15 0.48 ± 0.12 1.09 ± 0.27 1.39 ± 0.35

<0.84

3.4. táblázat. ISOPHOT fotometria az EX Lup-ra. Az adatok színkorrigáltak és Jy-ben értendők.

λ [ µm ] 3.6 12 15 20 25 60 100 200

1997. szept. 25. 1998. febr. 25. 1.35 ± 0.34 1.88 ± 0.47 3.18 ± 0.80 3.82 ± 1.75 1.54 ± 0.38 2.24 ± 0.56 3.03 ± 0.75 3.72 ± 0.92 3.56 ± 0.89 3.94 ± 0.99 4.50 ± 1.12 4.39 ± 1.10 4.85 ± 1.21 5.78 ± 1.44 3.83 ± 0.96 4.10 ± 1.02

3.5. táblázat. ISOPHOT fotometria az DR Tau-ra. Az adatok színkorrigáltak és Jy-ben értendők.

λ [ µm ] 3.6 12 15 20 25 60 100 200

1997. szept. 30. 1998. febr. 25. 0.86 ± 0.22 0.80 ± 0.20 2.03 ± 0.85 1.56 ± 0.76 1.00 ± 0.25 0.84 ± 0.21 1.76 ± 0.44 2.01 ± 0.50 2.01 ± 0.50 2.57 ± 0.64 2.06 ± 0.51 1.82 ± 0.46 1.46 ± 0.36 1.40 ± 0.35 ≤ 1.49 ≤ 1.28

3.6. táblázat. ISOPHOT fotometria az UZ Tau-ra. Az adatok színkorrigáltak és Jy-ben értendők.

20

3. EXOROK

3.3. ADATFELDOLGOZÁS

λ [ µm ] 3.6 12 15 20 25 60 100 200

1997. szept. 27. 0.12 ± 0.03 0.11 ± 0.03 0.04 ± 0.12 0.32 ± 0.08 0.21 ± 0.05 0.13 ± 0.03 0.09 ± 0.03

1998. febr. 25. 1998. márc. 25. 0.10 ± 0.02 0.04 ± 0.02 0.11 ± 0.03 0.14 ± 0.03 0.12 ± 0.04 0.15 ± 0.04 0.11 ± 0.03 0.08 ± 0.03 0.31 ± 0.08 0.21 ± 0.05 0.07 ± 0.04 0.03 ± 0.02 0.11 ± 0.04 0.17 ± 0.09 0.17 ± 0.12

3.7. táblázat. ISOPHOT fotometria az VY Tau-ra. Az adatok színkorrigáltak és Jy-ben értendők.

λ [ µm ] 12 25 60 100

EX Lup 0.65 ± 0.04 1.03 ± 0.04 1.20 ± 0.06 1.55 ± 0.39

DR Tau 2.54 ± 0.02 3.97 ± 0.06 5.10 ± 0.05 5.48 ± 1.48

UZ Tau VY Tau 1.21 ± 0.04 0.08 ± 0.03 1.58 ± 0.05 0.19 ± 0.03 2.16 ± 0.07 0.37 ± 0.05 2.27 ± 0.97 <1.04

3.8. táblázat. IRAS fotometria az EXorokra. Az adatok színkorrigáltak és Jy-ben értendők.

10−12

νFν [Wm−2]

EX Lup

10−13

10−14

1

ISOPHOT (1997. febr. 5.) ISOPHOT−S (1997. febr. 5.) ISOPHOT (1997. márc. 18.) ISOPHOT−S (1997. márc. 18.) ISOPHOT (1997. aug. 24.) ISOPHOT−S (1997. aug. 24.) ISOPHOT (1997. szept. 19.) ISOPHOT−S (1997. szept. 19.) 10 Hullámhossz [µm]

100

3.2. ábra. Az EX Lup spektrális energiaeloszlása az ISOPHOT adatok alapján.

21

3.3. ADATFELDOLGOZÁS

3. EXOROK

DR Tau

νFν [Wm−2]

10−12

10−13

10−14 1

ISOPHOT (1997. szept. 25.) ISOPHOT−S (1997. szept. 25.) ISOPHOT (1998. febr. 25.) ISOPHOT−S (1998. febr. 25.) 10 Hullámhossz [µm]

100

3.3. ábra. A DR Tau spektrális energiaeloszlása az ISOPHOT adatok alapján.

νFν [Wm−2]

10−12

UZ Tau

10−13

10−14 ISOPHOT (1997. szept. 30.) ISOPHOT−S (1997.szept. 30.) ISOPHOT (1998. febr. 25.) ISOPHOT−S (1998. febr. 25.) 1

10 Hullámhossz [µm]

100

3.4. ábra. Az UZ Tau spektrális energiaeloszlása az ISOPHOT adatok alapján.

22

3. EXOROK

3.4. EREDMÉNYEK

10−12

VY Tau

νFν [Wm−2]

10−13

10−14

10−15

10−16

ISOPHOT (1997. szept. 17.) ISOPHOT−S (1997. szept. 27.) ISOPHOT (1998. febr. 25.) ISOPHOT−S (1998. febr. 25.) ISOPHOT (1998. márc. 25.) ISOPHOT−S (1998. márc. 25.)

1

10 Hullámhossz [µm]

100

3.5. ábra. A VY Tau spektrális energiaeloszlása az ISOPHOT adatok alapján.

3.4.

Eredmények

Az eredményül kapott ISOPHOT fluxusok a 3.4, 3.5, 3.6 és a 3.7. táblázatban láthatók. A 3.2, 3.3, 3.4 és a 3.5. ábrán is ezek az adatok láthatók a hullámhossz függvényében, de már nem az Fν fluxussűrűség, hanem annak a frekvenciával való szorzata: νFν =λFλ . A különböző színekkel a különböző időpontban készült méréseket jelöltem. Az ábrákról levonhatjuk azt a következtetést, hogy a vizsgált négy csillag közül háromnak, az EX Lup-nak, az UZ Tau-nak és a VY Tau-nak nem változott számottevően a fluxusa. Figyelembe véve, hogy a legkorábbi és legkésőbbi mérés között mintegy fél év telt el, nagyon valószínű, hogy ezek a csillagok abban az időben éppen nyugalmi fázisban voltak. Indokoltnak tűnik tehát, hogy a jel/zaj-viszony javítása érdekében ezen három csillag esetében a megfelelő hullámhosszhoz tartozó fluxusokat átlagoljuk. A továbbiakban már ezeket az átlagolt fluxusokat fogom használni. A DR Tau ezzel szemben mintegy 20 %-kal fényesedett 1997 szeptembere és 1998 februárja között. Az is jól látható a 3.3. ábrán, hogy a fényesedés mértéke hullámhosszfüggő: a hosszabb hullámhosszak felé haladva egyre kisebb mértékű.

3.5.

Diszkusszió

A következőkben először megvizsgálom az EXorok spektrális energiaeloszlásának alakját, különös tekintettel a fotoszféra fölötti infravörös excesszusra. Ehhez kiegészítettem az ISOPHOT adatait IRAS- és 2MASS-adatokkal, továbbá régebben publikált földi UV, optikai és közeli infravörös mérésekkel, és az adatokat a 3.3. táblázatban megadott A V -k alapján vörösödésre korrigáltam. Ezek láthatók a 3.6, 3.7, 3.8 és a 3.9. ábrán. A grafikonokon a mérési pontokon kívül még három dolgot tüntettem fel. (1) T Tauri csillagok a csillagfoto23

3.5. DISZKUSSZIÓ

3. EXOROK

νFν [Wm−2]

10−12

EX Lup

νFν ~ λ−4/3 10−13

10−14 1

10 Hullámhossz [µm]

100

1000

3.6. ábra. Az EX Lup spektrális energiaeloszlása, a csillagfotoszféra járuléka (piros), és a T Taurik átlagos színképe (sárga). Teff = 3920 K, AV = 0.0.

10−11

DR Tau

10−12 νFν [Wm−2]

νFν ~ λ−4/3

10−13

1

10 Hullámhossz [µm]

100

1000

3.7. ábra. A DR Tau spektrális energiaeloszlása (1998. febr. 25-ei ISOPHOT adatok), a csillagfotoszféra járuléka (piros), és a T Taurik átlagos színképe (sárga). T eff = 4060 K, AV = 0.0.

24

3. EXOROK

3.5. DISZKUSSZIÓ

10−11

UZ Tau

νFν [Wm−2]

10−12

νFν ~ λ−4/3

10−13

10−14

1

10 Hullámhossz [µm]

100

1000

3.8. ábra. Az UZ Tau spektrális energiaeloszlása, a csillagfotoszféra járuléka (piros), és a T Taurik átlagos színképe (sárga). Teff = 3720 K, AV = 1.49.

VY Tau

νFν [Wm−2]

10−12

νFν ~ λ−4/3

10−13

10−14

10−15 1

10 Hullámhossz [µm]

100

1000

3.9. ábra. A VY Tau spektrális energiaeloszlása, a csillagfotoszféra járuléka (piros), és a T Taurik átlagos színképe (sárga). Teff = 3850 K, AV = 0.38.

25

3.5. DISZKUSSZIÓ 106 105

E(λ)

104 103

3. EXOROK

EX Lup

102 101 100 10−1

E(λ)

106

DR Tau

104 102 100 106

UZ Tau

E(λ)

104 102 100

E(λ)

106

VY Tau

104 102 100 1

10 Hullámhossz [µm]

100

3.10. ábra. Az EXorok relatív infravörös excesszusa. A DR Tau esetében az 1998. febr. 25-ei adatok vannak feltüntetve. E(λ) definícióját lásd a 3.5. alfejezetben. 3.0 Fluxus arány

2.5

DR Tau

PHT−S átlagos hibája

2.0 1.5 1.0 0.5 0.0 1

10

Hullámhossz [µm]

100

3.11. ábra. A DR Tau 1998. febr. 25-ei és 1997. szept. 25-ei fluxusának aránya.

26

3. EXOROK

3.5. DISZKUSSZIÓ

szférához képest jelentős többletsugárzást bocsátanak ki mind az infravörös (a diszk miatt), mind az ultraibolya tartományban (a forró folt miatt, ami a csillag felszínén alakul ki, ahol ráhullik az anyag). A kettő közti átmenet az R és I sávba esik, itt figyelhetjük meg leginkább a csillagfotoszférát. Ezért ehhez a két ponthoz minden egyes csillagra illesztettem egy neki megfelelő hőmérsékletű (3.3. táblázat) Kurucz-féle légkörmodellt (Kurucz, 1993), ezt jelzi a grafikonokon a piros görbe. (2) A közönséges T Taurikkal való összehasonlításhoz az ábrákra sárgával felrajzoltam egy sávot, ami 39 Taurus-Auriga-beli T Tauri spektrális energiaeloszlásának mediánja (D’Alessio et al., 1999). (3) Végül a −4/3 meredekségű egyenes azért került fel a grafikonokra, mert közepes infravörös hullámhosszakon ilyen lenne mind egy stacionárius akkréciós diszk, mind egy sík, passzív, a központi csillag által megvilágított diszk spektruma (1.2. alfejezet). A 3.6, 3.7, 3.8 és a 3.9. ábráról az alábbi általános következtetések vonhatók le: • Három csillag, az EX Lup, a DR Tau és az UZ Tau infravörös spektruma átlagos meredekségét tekintve megfelel a geometriailag vékony, optikailag vastag diszk-modell színképének, a VY Tau-nál pedig nem lehet biztosat állítani, hiszen a távoli infravörös mérési pontok eléggé szórnak, és nagy a hibájuk is. • Három csillag, az EX Lup, az UZ Tau és a VY Tau jól követi az átlagos T Tauri-sávot, a DR Tau azonban már 2 µm-től kezdve jelentősen eltér tőle, sokkal fényesebb, mint az átlagos T Taurik. Vizsgáljuk meg részletesen a csillagok spektrális energiaeloszlásának egyes szakaszait. • λ < 8 µm. Az EX Lup és a DR Tau spektruma itt −4/3 meredekségű, ami tehát egy geometriailag vékony, optikailag vastag diszk jelenlétére utal. Az UZ Tau spektruma valamivel meredekebb, de nem tér el az átlagos T Tauri-színképtől. A VY Tau spektruma azonban egészen eltérő: sokkal inkább követi a csillagfotoszférát. Ennek esetleg az lehet az oka, hogy a VY Tau korongja belül, a csillag körül egy gyűrűben üres, vagy legalábbis sokkal kevésbé sűrű, mint másutt. • 8 µm ≤ λ ≤ 13 µm. Ebben a tartományban a fiatal csillagok gyakran mutatnak egy széles szilikátsávot, melyet általában szubmikronos méretű amorf szilikátszemcséknek tulajdonítanak. Az EX Lup-nál, az UZ Tau-nál és a VY Tau-nál erős szilikátemisszió látható, ami reprocesszáló diszkre utal, hiszen ebben az esetben a külső megvilágítás miatt a hőmérséklet nő a korong fősíkjától távolodva. Ez egyfajta „hőmérsékletinverzió”, ami szokásos módon emissziós vonalat okoz. Az EX Lup-nál a 10 µm-es szilikátemisszió 20 µm-es párja is látható. A DR Tau-nál azonban csak nagyon gyenge emisszió látszik. Ennek az lehet az oka, hogy a DR Tau korongja melegebb, hőmérsékleteloszlása kiegyensúlyozottabb, mint a többi három csillagé, amit esetleg a megnövekedett akkréció folytán a diszk fősíkjában történő energiafelszabadulás okoz. • λ > 13 µm. Ezen a tartományon az EX Lup, UZ Tau és a VY Tau nagyjából követi az átlagos T Tauri-sávot. A DR Tau színképének meredeksége szintén ennek megfelelő, de a mérési pontok magasabban vannak, mint a T Tauri-sáv. Ez valószínűleg arra utal, hogy a csillag kitörésben van, azaz nagyobb az akkréciós fűtés, és ez ad több energiát. 27

3.6. ÖSSZEFOGLALÁS

3. EXOROK

A 3.10. ábrán a négy EXor relatív infravörös excesszusát ábrázoltam, azaz a mért spektrális energiaeloszlásból kivontam a Kurucz-féle csillagfotoszférát, és a különbséget lenormáltam −(νFν )∗ a csillagfotoszférával: E(λ) = (νFν )mért . Látható, hogy a VY Tau kivételével minden (νFν )∗ csillag infravörös excesszusa 1 és 2 µm között kezdődik, és a hullámhossz növelésével egyre nő. A VY Taunak sokkal kisebb az excesszusa, de csak ∼ 8 µm alatt. A szilikátemisszió után már ez a csillag is akkora excesszust produkál, mint a többi EXor. A Wien-féle eltolódási törvény értelmében 8 µm 360 K-nek felel meg. T ∼ r −3/4 hőmérsékleteloszlást feltételezve (Shu et al., 1987) ez azt jelenti, hogy a csillag körül egy kb. 17 R∗ széles gyűrűben relatíve kevés anyag van. A 3.11. ábrán a DR Tau időfejlődésének hullámhosszfüggése látható. Itt az 1998. febr. 5ei és az 1997. szept. 5-ei fluxusok hányadosa szerepel. A hibaterjedés miatt persze minden fotometriai érték hibán belül 1, az ISOPHOT-S adatain azonban jól látszik a DR Tau hullámhosszfüggő kifényesedése. Ennek a jelenségnek az értelmezésére a következő fejezet végén még visszatérek.

3.6.

Összefoglalás

Összefoglalásként tehát megállapíthatjuk, hogy színképük alapján az EXorok körül van csillagkörüli anyag, ami jól leírható egy sík diszkmodellel. Az EX Lup, a DR Tau és az UZ Tau diszkjének belső széle a csillag felületétől számított 0.1R∗ és 3R∗ között van, mivel a korongból származó excesszus 1−2 µm-nél kezdődik. A VY Tau diszkje ezzel szemben csak 17R∗ -nál kezdődik. Mivel a színkép nem lapos (0 meredekségű), nincs jele annak, hogy a csillagok körül burok lenne. A különböző időpontban készült mérések alapján kiderült, hogy az EX Lup, az UZ Tau és a VY Tau nyugalmi, kitörések közti állapotban volt a mérések időpontjában, míg a DR Tau éppen kitört. Az EX Lup, az UZ Tau és a VY Tau esetében jelentős szilikátemisszió látható, ami arra utal, hogy ezen csillagok diszkjében a reprocesszálás a fő energiaforrás. A DR Tau-nál azonban csak nagyon gyenge szilikátemisszió van, aminek az lehet az oka, hogy a megnövekedett akkréció miatt a diszk belseje forróbb.

28

4. FUOROK

4. fejezet FU Ori típusú csillagok Az FU Ori típusú csillagok (FUorok) az EXorokhoz hasonlóan fősorozat előtti eruptív csillagok. Különbözik azonban az EXoroktól például a kitörések jellemző időtartama, a színkép alakja (mind a kontinuum, mint a vonalak), a spektráltípus. A csoport prototípusa, az FU Ori 1937 előtt kb. 1 magnitúdós szabálytalan fényváltozásokat produkált. 1937-ben aztán 120 nap alatt több, mint 6 magnitúdót fényesedett (Herbig, 1966). Mould et al. (1978) összefoglalása alapján a FUorok legfőbb jellemzői: • 4−5 magnitúdós optikai kitörés, • F−G szuperóriás színképtípus az optikai spektrum alapján, K−M óriás vagy szuperóriás a közeli infravörös színkép alapján, • a spektrumban széles, több 100 km/s-mal eltolódott abszorpciós vonalak vannak (tipikusan ilyenek a H Balmer-vonalai), az infravörös spektrumban erős CO abszorpció van 2.2 µm-nél és víz-sávok az 1−2 µm-es tartományban, továbbá sok optikai és közeli infravörös vonal kettős, azaz két, nagyjából azonos erősségű komponensre oszlik, • nagy infravörös excesszus. A 4.1. ábrán látható a három legelsőként felfedezett FUor fénygörbéje (Hartmann & Kenyon, 1996). Bár ezek a fénygörbék különböznek egymástól, közös bennük a nagy, legalább 4 magnitúdós kifényesedés. A grafikonokon látható, hogy a kifényesedés 1−10 év alatt történt, az elhalványodás karakterisztikus ideje pedig több 10 vagy akár 100 év is lehet. Nem minden FUornál figyelték meg magát a kitörést, vannak olyanok is, amelyek jelenleg a halványodási fázisban vannak, és a spektroszkópiai tulajdonságaik alapján azonosították őket FUor-típusúként (pl. Z CMa). Azokat a csillagokat, amelyeknek megfigyelhető volt a kitörése, a kitörést követően alaposan megvizsgálták, főleg az optikai és közeli infravörös tartományban. Nincs azonban olyan távoli infravörös vizsgálat, amely nyilatkozni tudna arról, hogy ebben a hullámhossztartományban változik-e a FUorok emissziója. Ennek oka, hogy a távoli infravörösben csak egyetlen epochában (IRAS, 1983) állnak rendelkezésre megfigyelések. Az ISO műholddal vált lehetővé egy második fotometriai pont felvétele, és annak vizsgálata, hogy 15 év alatt hogyan változott meg a FUorok fluxusa. A változás mértékére vannak modell-jóslatok. Az új ISO-adatok lehetőséget nyújtanak a modellek tesztelésére is. A következőkben az ISO-adatbázisban található FUorok ISOPHOT méréseinek vizsgálatáról lesz szó. A FUorokról rendelkezésre álló távoli infravörös IRAS és ISO mérések 29

4.1. FORRÁSLISTA

4. FUOROK

4.1. ábra. Három FUor kitörésének optikai fénygörbéje (Hartmann & Kenyon, 1996).

1983-ban és 1996−97-ben készültek. A 2.1. táblázatban látható, hogy ezekben az időszakokban készültek közeli és közepes infravörös mérések is, ezért ezeket az adatokat összegyűjtöttük, és elkészítettünk minden egyes FUorról két teljes infravörös spektrális energiaeloszlást: egyet 1983-as adatokból, egyet pedig 1996−2000-es adatokból. A spektrumokat összehasonlítottuk, megvizsgáltuk a változás hullámhosszfüggését és az eredményeket öszevetettük különböző modellek előrejelzéseivel.

4.1.

Forráslista

Amikor Herbig (1977) definiálta a FUor típusú változók csoportját, akkor még csak 3 ilyen csillagot ismertek. Azóta számos FUort fedeztek fel, az irodalomban azonban jelenleg nem áll rendelkezésre teljes és naprakész lista az eddig ismert FUorokról. Első feladatként tehát összeállítottam ezt a listát. A SIMBAD1 -ban csak 4 csillag van FUorként katalogizálva. Azonban végigolvasva az ide vonatkozó szakirodalmat, 20 olyan csillagot találtam, amely FUor-típusú, vagy annak tűnik a különböző szerzők szerint. Ezek leglényegesebb adatai találhatók a 4.1. táblázatban. A táblázat első oszlopában látható a csillagok neve, a referencia pedig arra a cikkre utal, ahol a csillagot elsőként azonosították FU Orionis-típusúként. A következő két oszlop adja meg a kitörés dátumát (ha ismert) és az objektum távolságát. A csillaggal azonosítható IRAS- és MSX-források láthatók a negyedik és ötödik oszlopban. 1

30

SIMBAD Astronomical Database, http://simbad.u-strasbg.fr

4. FUOROK

4.2. ÉSZLELÉSEK

Az RNO 1B/1C rendszert (szeparáció ∼ 500 ) észlelte, de felbontani nem tudta sem az IRAS, sem az MSX. Az AR 6A/6B rendszert (szeparáció ∼ 300 ) észlelte, de felbontani nem tudta sem az MSX, sem a 2MASS. A hatodik oszlop azt adja meg, hogy az ISO 4 műszere közül melyik észlelte az adott csillagot. A hetedik oszlopban pedig a 2MASS felmérés megfelelő forrása látható. Ez utóbbi esetben a források elnevezése az órában, percben, másodpercben megadott 2000-es rektaszcenzióból és a fokban, ívpercben, ívmásodpercben megadott 2000-es deklinációból származik, innen tehát megtudható minden csillag koordinátája. (A Reipurth 50 N IRS1 pozícióját lásd a táblázat feliratában.)

4.2.

Észlelések

A FUorok esetén a 4.1. táblázatból azt a hét csillagot választottam ki további tanulmányozás céljából, amelyekre IRAS és ISO mérés is volt. Ez lehetővé teszi ugyanis, hogy megvizsgáljam, vajon megváltozott-e ezeknek a csillagoknak az infravörös fluxusa 1983 és 1996−2000 között. A hét csillagból ötre több szűrővel is van ISO mérés, így el tudtam készíteni a teljes közepes/távoli infravörös spektrális energiaeloszlásukat. Ezek a csillagok R. Mundt, D. Lemke, F. Hessman és T. Ray ISOPHOT észlelési programjában szerepeltek. Egy csillagot, a Parsamian 21-et, az ISOPHOT csak 65 és 100 µm-en mérte (P. Harvey javaslata alapján), de rövidebb hullámhosszon vannak MSX mérések. A V1331 Cyg-t nem mérte az ISOPHOT, de az MSX-fluxusok lehetővé teszik, hogy megvizsgáljam az időfejlődését λ ≤ 25 µm-en. A kiválasztott csillagok ISOPHOT mérései publikálatlanok voltak, így munkámat azzal kezdtem, hogy elvégeztem a kiértékelésüket. Kapcsolatba léptem Dr. Timo Prustival, – aki szintén észlelt egy FUor-t (OO Ser) az ISOPHOT-tal – hogy segítsen az adatfeldolgozás során felmerülő problémák megoldásában és a kapott adatok értelmezésében. A mérésekről a 4.2. táblázatban látható egy összefoglalás (az egyes oszlopok jelentésének leírását lásd a 3.2. alfejezetben). A mérések többsége ON/OFF-módban készült, 18000 -es apertúrával, mert ez áll a legközelebb az IRAS apertúrájához.

4.3.

Adatfeldolgozás

A kiértékelés itt is a 2.1.3. alfejezetben leírtaknak megfelelően történt. Az EXorokhoz hasonlóan az FCS mérésekből számolt érzékenység helyett itt is átlagos érzékenységgel kalibráltam, és elvégeztem a színkorrekciót. Két FUor, a V1057 Cyg és a V1515 Cyg esetében szükség volt az IRAS-adatok újrafeldolgozására is, amit a 2.2. alfejezetben leírtaknak megfelelően Timo Prusti végzett a SCANPI-vel. Általános probléma a FUorok esetén, hogy – mivel sűrűn populált csillagkeletkezési területeken helyezkednek el – gyakran kerül másik forrás is a látómezőbe. Ezek járulékának szeparációja a FUor emissziójától minden esetben egyedi vizsgálatot igényelt. A V1057 Cyg az IRAS által lefedett terület legszélén van, csak néhány scan áll róla rendelkezésre. Ezért ez a csillag a pontforráskatalógusban nem is szerepel. 12, 25 és 60 µm-en Weaver & Jones (1992) fluxusait használom, bár úgy gondolom, hogy ők eléggé alulbecsülik a mérések hibáit. 100 µm-en csak kétszer keresztezte detektor ezt a forrást, ráadásul olyan struktúrák veszik körül, amik olyan erősek, vagy még erősebbek, mint a V1057 Cyg 31

Kitörés <193015 <19942 193715 197015 1950s15 ? <190016 ? 1960-7017 ? 1957-6515 ∼198415 ? ? ? ? ? ? 199514 2004

D [pc] 170018 150018 45018 60018 , 70019 100018 , 10503 14018 30018 180018 , 40020 46018 55018 , 70019 90018 70018 46018 93018 , 115021 85018 85018 80022 80022 31123 40025

IRAS MSX 07486−3258 G248.7075−03.3686 G186.9520−03.8325 05426+0903 G085.4595−01.0468 20220+4202 G079.9187+02.7391 04287+1801 04073+3800 19266+0932 G045.8149−03.8309

ISO SWS,LWS PHT,LWS PHT

PHT PHT,SWS 20595+5009 G090.3121+02.6774 LWS 21454+4718 G093.7587−04.6371 PHT,LWS,SWS 16289−4449 G338.5458+02.1178 CAM,PHT,LWS,SWS 05358−0704 07013−1128 G224.6077−02.5574 PHT,LWS,SWS 00338+6312 G121.2940+00.6572 CAM,LWS,SWS 00338+6312 G121.2940+00.6572 CAM,LWS,SWS G203.2028+02.0653 G203.2028+02.0653 CAM,PHT,LWS,SWS 05436−0007 CAM

2MASS 07503560−3306238 05470377+2100347 05452235+0904123 20585371+4415283 20234802+4212257 04313407+1808049 04104088+3807517 19290085+0938429

4.3. ADATFELDOLGOZÁS

32 Objektum neve BBW 761 CB34 V2 FU Ori3 V1057 Cyg3 V1515 Cyg3 L1551 IRS 54 PP 13S5 Parsamian 216 Re 50 N IRS17 V1331 Cyg8 V1735 Cyg9 V346 Nor10 V883 Ori7 Z CMa11 RNO 1B12 RNO 1C13 AR 6A22 AR 6B22 OO Ser14 IRAS 05436−000724

21010920+5021445 21472065+4732035 16323219−4455306 05381810−0702259 07034316−1133062 00364599+6328529 00364659+6328574 06405930+0935523 06405930+0935523 18294913+0116206 05461313−0006048

4. FUOROK

4.1. táblázat. FUor típusú objektumok katalógusa (az egyes oszlopok jelentését lást a 4.1. alfejezetben). [1] Eislöffel et al. (1990); [2] jelölt, más elnevezése: V1184 Tau, Yun et al. (1997); [3] Herbig (1977); [4] Carr et al. (1987); [5] Sandell & Aspin (1998); [6] Staude & Neckel (1992); [7] Strom & Strom (1993), α2000 = 5h 40m 27.4s δ2000 = −7◦ 270 3300 ; [8] feltételezhetően kitörés előtti állapotban van, McMuldroch et al. (1992); [9] Elias (1978); [10] Graham & Frogel (1985); [11] Hartmann et al. (1989); [12] Staude & Neckel (1991); [13] Kenyon et al. (1993); [14] Hodapp (1995); [15] Hartmann & Kenyon (1996); [16] Aspin & Sandell (2001); [17] Reipurth & Aspin (1997); [18] Sandell & Weintraub (2001); [19] Chavarría-K. (1981); [20] Eiroa & Hodapp (1990); [21] Herbst et al. (1978); [22] jelölt, Aspin & Reipurth (2003); [23] de Lara et al. (1991); [24] jelölt, 2004 januárja óta gyorsan fényesedik McNeil et al. (2004); [25] Lis et al. (1999).

4. FUOROK Objektum V1057 Cyg

Hullámhossz [ µm ] 4.8, 12, 25, 60, 100 65, 100 V1515 Cyg 4.8, 12, 25, 60 120 Parsamian 21 65, 100 V1735 Cyg 4.8, 12, 25, 60, 100 4.8, 12, 25, 60, 100 65, 100 V346 Nor 4.8, 12, 25, 60, 100 Z CMa 4.8, 12, 25 60, 100

4.4. EREDMÉNYEK Apert. [ 00 ] Dátum 180 1996. ápr. 17. 43×43 1996. nov. 8. 180 1996. ápr. 24. 180×180 1996. ápr. 24. 43×43 1996. szept. 28. 180 1996. ápr. 21. 180 1996. máj. 20. 43×43 1996. dec. 3. 180 1996. feb. 9. 52 1997. nov. 5. 99 1997. nov. 5.

Obsz. mód ON/OFF PHT32 ON/OFF ON/OFF PHT32 ON/OFF ON/OFF PHT32 ON/OFF ON/OFF 5x1 scan

ISO_id 15200607/15200608 35800611 15900605/15900606 15900613/15900614 31601103 15600909/15600910 18501409/18501410 38301012 08402303/08402304 72003006/72003005 72003007

4.2. táblázat. A FUorokról készült ISOPHOT észlelések. Kör alakú apertúra esetén az átmérő szerepel. Az obszervációs módok leírását lásd a 2.1.2. alfejezetben. Az ISO_id az ISO észlelések egyedi 8-jegyű azonosítója.

maga. A 100 µm-es fluxusra a becslésünk végül 47 ± 10 Jy, ahol a hiba főleg a bizonytalan háttérkivonásból adódik. A V1515 Cyg esetében a háttér még erősebb és strukturáltabb, mint a V1057 Cyg-nél, így az IRAS durva térbeli felbontása már 12 µm-en problémát jelent. 12 és 25 µm-en becsléseink szerint 3.7 ± 1.0 Jy és 6.8 ± 2.1 Jy a V1515 Cyg fluxusa, ez azonban tartalmazza a forrás körüli kiterjedt struktúrák egy részét is. A 60 µm-es emisszió csúcsa már nem is esik egybe a V1515 Cyg pozíciójával, hanem attól kb. 2000 -re van, ami arra utal, hogy a 60 µm-es emisszió egy részének talán nincs is köze a csillaghoz. A V1515 Cyg pozíciójának megfelelő fluxusra 25 ± 10 Jy a becslés. 100 µm-en az emisszió csúcsa már 10 -re van a V1515 Cyg pozíciójától, így csak egy 110 Jy-s felső határt lehetett megadni.

4.4.

Eredmények

Az ISOPHOT-fluxusok az általam használt IRAS-adatokkal együtt a 4.3. táblázatban láthatók. Az adatok, kiegészítve más földi és műholdas közeli infravörös (NIR), közepes infravörös (MIR) és szubmm-es fluxusokkal az 1983 és az 1996−2000-es időszakból a 4.2, 4.3, 4.4, 4.5, 4.6. és 4.7. ábrán láthatók. Itt tehát a FUorok spektrális energiaeloszlása van feltüntetve erre a két különböző időpontra (∼1983 üres szimbólumokkal és 1996−2000 teli szimbólumokkal). Nincsenek feltüntetve a hibák, ahol az kisebb lenne, mint maga a szimbólum. A V1331 Cygre nincsenek közeli infravörös mérések 1983-ból, ezért a 4.3. ábrára 1979-es adatokat tettem, a csillag K sávbeli fénygörbéje ugyanis állandó fluxust mutat erre az időszakra. A V346 Nor esetében az ISO és IRAS apertúrája tartalmazza a Reipurth 13 nevű fősorozat előtti csillagot is, ezért az összehasonlíthatóság kedvéért az MSX-pontok a két külön forrás fluxusának összegét jelentik. A V1057 Cyg-re vonatkozó adatok, optikai mérésekkel kiegészítve a 4.9. ábrán láthatók. Ha összehasonlítjuk az egyes csillagok különböző időpontban készült spektrális energiaeloszlásait, az alábbi következtetéseket vonhatjuk le: 33

4.4. EREDMÉNYEK

λ [ µm ] 4.8 12 25 60 65∗ 100 100∗ 120 IRAS-12 IRAS-25 IRAS-60 IRAS-100

V1057 Cyg 2.67±0.67 5.68±1.42 23.2±5.8 53.0±14.1 42.3±10.6 34.5±9.3 62.1±15.5 14.9±0.1 28.7±0.1 53.7±2.5 47.0±10.0

4. FUOROK

V1515 Cyg 1.57±0.39 11.6±2.9 11.0±2.8 25.8±6.5

78.5±24.0 3.7±1.0 6.8±2.1 25±10 <110

V1735 Cyg 1.29±0.32 1.62±0.40 4.94±1.24 41.8±10.4 38.7±9.7 77.2±19.3 86.8±21.7

V346 Nor 4.59±1.15 6.61±1.65 30.8±7.7 46.5±13.5

Z CMa 53.2±13.3 97.3±24.3 183±46 290±73

39.5±11.7

479±120

2.19±0.20 8.09±0.52 40.8±4.9 93.0±15.6

9.73±0.39 31.0±1.3 69.1±4.8 74.9±4.2

Parsamian 21

V1331 Cyg

18.5±4.6 20.7±5.2 125±5 205±8 312±41 375±63

0.80±0.06 4.07±0.26 11.5±1.0 15.6±2.0

1.12±0.03 2.62±0.02 6.88±0.23 8.22±1.19

4.3. táblázat. ISOPHOT és IRAS fotometria a FUorokra. A fluxusok színkorrigáltak és Jyben értendők. (*): PHT32 obszervációs mód. Az IRAS adatok forrása: Pontforráskatalógus – V1735 Cyg, V346 Nor, Z CMa, Parsamian 21; Weaver & Jones (1992) – V1331 Cyg; jelen munka (4.3. alfejezet) – V1515 Cyg. A V1057 Cyg esetében a 12−60 µm-es fluxus Weaver & Jones (1992)-től származik, míg a 100 µm-es fluxusok SCANPI-vel újra meg lettek határozva (4.3. alfejezet).

10−11

Parsamian 21

νFν [Wm−2]

10−12 10−13 10−14 ISO 1996 MSX 1997 submm 1998 2MASS 1999 MIR 1998/99

10−15 10−16 1

IRAS 1983 NIR 1983 10

Hullámhossz [µm]

100

4.2. ábra. A Parsamian 21 spektrális eloszlása.

34

1000

4. FUOROK

4.4. EREDMÉNYEK

V1331 Cyg

νFν [Wm−2]

10−12

10−13

10−14

MSX 1997 submm 1998 2MASS 1999

10−15

1

IRAS 1983 NIR 1979 10

Hullámhossz [µm]

100

1000

4.3. ábra. A V1331 Cyg spektrális energiaeloszlása.

10−10

V1515 Cyg

10−11

νFν [Wm−2]

10−12 10−13 10−14 ISO 1996 MSX 1997 submm 1998 2MASS 1998

10−15 10−16 1

IRAS 1983 NIR 1983 10

Hullámhossz [µm]

100

1000

4.4. ábra. A V1515 Cyg spektrális energiaeloszlása.

35

4.4. EREDMÉNYEK

4. FUOROK

V1735 Cyg

10−11

νFν [Wm−2]

10−12

10−13

10−14

ISO 1996 MSX 1997 submm 1998 2MASS 2000

10−15 1

IRAS 1983 NIR 1985 10

Hullámhossz [µm]

100

1000

4.5. ábra. A V1735 Cyg spektrális energiaeloszlása.

V346 Nor

10−11

νFν [Wm−2]

10−12

10−13

10−14

ISO 1996 MSX 1997 submm 1998 2MASS 1999

10−15 1

IRAS 1983 NIR 1983 10

Hullámhossz [µm]

100

4.6. ábra. A V346 Nor spektrális energiaeloszlása.

36

1000

4. FUOROK

4.4. EREDMÉNYEK

10−9

Z CMa

10−10

νFν [Wm−2]

10−11 10−12 10−13

ISO 1996 MSX 1997 submm 1998 2MASS 1998 MIR 1998/99

10−14 10−15 1

IRAS 1983 NIR 1982 KAO 1983 10

Hullámhossz [µm]

100

1000

4.7. ábra. A Z CMa spektrális energiaeloszlása.

• Közeli infravörös hullámhosszakon (λ ≤ 5 µm) a csillagok változatos viselkedést mutatnak. A Parsamian 21, a V1331 Cyg és a Z CMa nem változott, a V1057 Cyg, a V1515 Cyg és a V1735 Cyg halványodott, a V346 Nor pedig valamivel fényesebb lett. • A közepes infravörös tarományban (5 ≤ λ ≤ 20 µm) csak a V1057 Cyg mutat szisztematikus fluxusváltozást: mintegy felére esett a fluxusa a 15 év alatt (4.9. ábra, alsó panel). • Távoli infravörös hullámhosszakon (λ ≥ 60 µm) öt csillagnak (Parsamian 21, V1515 Cyg, V1735 Cyg, Z CMa és V1057 Cyg) maradt konstans a fluxusa, míg a V346 Nor mintha kicsit halványabb lenne. A V1331 Cyg-re az IRAS-on kívül nincs más távoli infravörös adat, úgyhogy itt az összehasonlítást nem tudjuk elvégezni. A következőkben részletesen megnézzük az egyes forrásokat. A V1057 Cyg esetét a 4.5. alfejezetben tárgyalom. Parsamian 21. Ez a forrás relatíve izolált, szubmilliméteres hullámhosszakon nem látható körülötte kiterjedt emisszió (Henning et al., 1998), így az apertúrák különbözőségei nem lényegesek. A 4.2. ábrán a két spektrális energiaeloszlás összehasonlításából megállapítható, hogy nincs semmiféle hosszútávú változás 1983 és 1996−1998 között. V1331 Cyg. Erről a forrásról Welin (1976) és McMuldroch et al. (1993) úgy gondolják, hogy egy FUor-kitörés küszöbén áll. Szubmilliméteres hullámhosszakon a csillag kompakt (Henning et al., 1998), így a különböző apertúrák megint nem okoznak problémát. A spektrális energiaeloszlások az egész infravörös tartományban nem mutatnak változásra utaló jelet (4.3. ábra). A K sávbeli fénygörbe (4.8. ábra) ezzel konzisztensen szintén nem mutat változást. 37

4.4. EREDMÉNYEK

4. FUOROK

4.8. ábra. A FUorok K sávbeli fénygörbéje 1963 és 2003 között. A sárga csíkok azt a két időpontot jelölik (∼1983 és 1996−2000), melyek közt a hosszútávú infravörös időfejlődést vizsgáltam.

38

4. FUOROK

4.4. EREDMÉNYEK

V1515 Cyg. Sandell & Weintraub (2001) 850 µm-es térképe szerint ez a forrás egy ívperc méretű hideg felhőmag közepén helyezkedik el. A felhőmagból származó kiterjedt emisszió az MSX 8.28 µm-es felvételén is látszik. Ráadásul a 2MASS és az MSX képein egy kompakt objektum (2MASS 20235198+4211260) látható a csillagtól 8000 -re. Mivel ez az objektum nem szerepel az MSX pontforráskatalógusában, ezért apertúrafotometriát végeztem az MSX felvételein. Ezek a fluxusok a 2MASS adataival együtt egy olyan spektrális energiaeloszlást eredményeznek, aminek ≈ 4 µm-nél van a csúcsa. A J−H vs. H−K diagramon elfoglalt helye alapján ez a forrás egy nagyon vörösödött háttércsillag, amelyre a V sávbeli extinkció A V ≥ 15 mag. A 30 -es ISOPHOT apertúrában ennek a forrásnak a hozzájárulása megmagyarázhatja, hogy miért van a 4.8 µm-es ISOPHOT pont magasabban, mint az 1983-as M sávbeli földi mérés. A 12−25 µm-es tartományban az ISO fluxusok magasabbak, az MSX fluxusok viszont alacsonyabbak, mint az IRAS. Ez a V1515 Cyg körüli kiterjedt felhőmaggal magyarázható, figyelembe véve a különböző műszerek különböző apertúráit (MSX: 1800 , IRAS: 10 , ISOPHOT: 30 ). A közeli infravörösben az adatok egy 15 %-os fluxus-csökkenést mutatnak, ami látható a K sávbeli fénygörbén is (4.8. ábra). A közepes infravörös összehasonlítást megnehezíti a különböző műszerek különböző apertúrája. Tudjuk viszont, hogy egy Q sávbeli mérés 1974-ből (∼ 20 µm-en 4.1 ± 0.7 Jy, Cohen (1974)), és 1989-ből (2.9 ± 0.6 Jy, Kenyon et al. (1991)) jól egyezik az MSX 3.0 ± 0.7 Jy-jével, ami arra utal, hogy a V1515 Cyg a közepes infravörös hullámhosszakon állandó fényességű. Távoli infravörösben a csillag szintén mérési hibán belül változatlan fluxust mutatott. V1735 Cyg. Sandell & Weintraub (2001) 850 µm-es térképén a csillagtól 2000 -re látható egy kompakt, hideg forrás, a V1735 Cyg SM 1, és ez dominálja a 850 µm-es és a 450 µm-es emissziót is. Az MSX-felvételek részletes vizsgálata alapján a szubmm-es forrás nem látható sem a közeli, sem a közepes infravörösben, így a mért fluxus teljes egészében a V1735 Cyg-nek tulajdonítható. A csillag 5 µm alatt mintegy 40 %-kal halványodott, a K sávbeli fénygörbének megfelelően (4.8. ábra). Közepes infravörös hullámhosszakon nem látható semmiféle változás, bár növekvő hullámhosszal valószínűleg egyre több járulékot ad a szubmm-es forrás. Ez utóbbi tényt az is bizonyítja, hogy az IRAS-pozíció a FUor és az SM 1 között van. Mind az IRAS, mind az ISO apertúra tartalmazta mindkét forrást. Ha feltételezzük, hogy a szubmmes forrás fluxusa konstans, akkor abból, hogy a mért fluxus nem változott, következik, hogy a V1735 Cyg fluxusa sem változott. V346 Nor. Ez a csillag egy meglehetősen komplex háttéren helyezkedik el, ami tartalmazza a Reipurth 13 fősorozat előtti csillagot, a HH 56/57 Herbig-Haro objektumot, és némi hideg, kiterjedt emissziót (Sandell & Weintraub, 2001). Maximum-entrópiás dekonvolúciós technikát alkalmazva Prusti et al. (1993) szét tudták választani az IRAS méréseiből a V346 Nor és a Reipurth 13 járulékát (szeparáció: 5000 ). Úgy találták, hogy a fősorozat előtti csillag fluxusa 3−5-ször kisebb a FUorénál. Közeli infravörös hullámhosszakon a V346 Nor – egyedüli módon a vizsgált mintában – fényesebb lett. Ez a viselkedés, amit már Prusti et al. (1993) is megemlítenek, a K sávbeli fénygörbén is jól látszik (4.8. ábra). A fényesedés hullámhosszfüggőnek tűnik: az amplitúdója monoton nő a J-től a K sávig. Hasonló trend figyelhető meg a közepes infravörös hullámhosszakon, egészen 25 µm-ig, ahol az IRAS és ISOPHOT fluxusok megegyeznek. Másrészt a 60 és 100 µm-es fluxusok 1983-ban alacsonyabbak, mint 1996-ban. Ha feltesszük, hogy a Reipurth 13 (ami szintén benne van az apertúrában) nem változik, azt kapjuk, hogy a V346 Nor 60 és 100 µm-en halványodott. Figyelemre méltó, hogy a halványodás a távoli infravörös színindex megváltozásával is járt, ami arra utalhat, 39

4.5. DISZKUSSZIÓ: A V1057 CYG ESETE

4. FUOROK

hogy a csillagkörüli anyag külső részének megnőtt a hőmérséklete. Persze az effektust az is okozhatja, hogy az IRAS és az ISOPHOT detektorai másképpen érzékenyek a kiterjedt emisszióra. Z CMa. Ez a csillag egy kettős rendszer 0.100 szeparációval. Az infravörösben fényesebb komponens valószínűleg egy Herbig Ae/Be csillag, míg az infravörösben halványabb, de optikaiban fényesebb főkomponens egy FUor. A rendszer egy elnyúlt, korong alakú szubmm-es csomóba van ágyazva (Sandell & Weintraub, 2001), amit sem az IRAS, sem az ISOPHOT nem tudott felbontani. A K sávbeli fénygörbe szerint (4.8. ábra) a Z CMa 1974 óta nem sokat változott. Ez azonban nem zárja ki annak a lehetőségét, hogy a FUor-komponens változott egy kicsit, hiszen az infravörös spektrumot a közepes tömegű komponens dominálja.

4.5.

Diszkusszió: a V1057 Cyg esete

Ebben az alfejezetben összehasonlítom a V1057 Cyg hosszútávú időfejlődéséről készült új észlelési adatokat olyan modellek jóslataival, melyeket a csillagkörüli anyag leírására fejlesztettek ki. Azért a V1057 Cyg-t választottam, mert ennek a csillagnak a legjobban dokumentált az infravörös időfejlődése az 1970-ben bekövetkezett kitörése óta. Az ISO adatpontok más infravörös mérésekkel kiegészítve gyors időbeli változást mutatnak 1983 és 1996−2000 között (a leggyorsabbat a vizsgált mintában). Ez az időfejlődés határozott hullámhosszfüggést is mutat. Mivel erre a csillagra részletes modellek találhatók az irodalomban, a mérési adatokat összevetettem a modellek előrejelzéseivel. Az ebben a fejezetben leírt eredmények nagy része Dr. Prustival, témavezetőmmel és az infravörös csoport többi tagjával folytatott hosszú diszkussziók során alakult ki.

4.5.1.

Modellek a V1057 Cyg-re

A V1057 Cyg csillagkörüli anyagának szerkezetére többféle modell létezik. Kenyon & Hartmann (1991) egy sík geometriailag vékony, optikailag vastag diszket tételeztek fel, amit egy gömbszimmetrikus anyagburok vesz körül. A burkon a csillag pólusai irányában a csillagszél kúp alakú lyukat fújt (4.10. ábra bal oldal: a csillag a bal oldalon van, a korongot az éléről látjuk). Ebben a modellben a burok reprocesszálja a központi csillag fényét, azaz elnyeli, és hosszabb hullámhosszakon újra kisugározza. Egy ilyen elrendezés spektrális energiaeloszlása látható a 4.10. ábra jobb oldalán. A pontok a V1057 Cyg-re vonatkozó mérési adatokat jelölik, a folytonos vonal jelzi magának a csillagnak a járulékát (ez egy egyszerű Planck-görbe), a szaggatott vonal pedig az illesztett modellt jelenti. Látható, hogy a csillagkörüli diszk és burok jelentős infravörös többletsugárzást bocsát ki a csillagfotoszférához képest. Turner et al. (1997) szintén a V1057 Cyg spektrális energiaeloszlását illesztették. Az ő modelljükben azonban a diszk nem lapos, hanem a csillagtól távolodva egyre vastagabb flared disk, és a tömegakkréciós ráta is változik a sugár függvényében. Figyelembe vették, hogy a diszk reprocesszálja a saját maga által kibocsátott sugárzást, és beletettek a modellbe egy egyenletes vastagságú burkot is, ami belül egy gyűrűben szabadon hagyja a diszket. A 4.11. ábra bal felső panelén a legbelső 0.4 CS.E. látható. A csillag a bal alsó sarokban van, a különböző vonaltípusok a különböző modelleket jelölik. A bal alsó panelen ugyanez látható, de már 2.8 CS.E.-ig. A 4.11. ábra jobb oldala mutatja ennek a modellnek a spektrális energiaeloszlását. Felül az látható, hogy milyen hatással van a spektrumra, ha változtatjuk 40

4. FUOROK

4.5. DISZKUSSZIÓ: A V1057 CYG ESETE

10−10

νFν [Wm−2]

10−11

V1057 Cyg

10−12 10−13 ISO 1996

10−14 10−15

Fluxus arány

10

1

MSX 1997

IRAS 1983

2MASS 2000

NIR 1983

optikai 1997

optikai 1983

10

100

1 1

10 Hullámhossz [µm]

100

4.9. ábra. A V1057 Cyg spektrális energiaeloszlása. Az alsó panelen a két különböző időpontban (∼1983 és 1996−2000) mért fluxusok hányadosa látható.

a korong megvilágítását, alul pedig az, hogy ha figyelembe vesszük a diszk saját fényének reprocesszálását, sokkal nagyon infravörös excesszust kapunk, mint egy „normális” diszkre.

4.5.2.

A mérések és a modellek összehasonlítása

Optikai és közeli infravörös hullámhosszakon (λ ≤ 2.2 µm) mindkét modell azt állítja, hogy a megfigyelt fluxust a központi forrás (a csillag és az akkréciós diszk legbelső része) emissziója dominálja. Kitörés után a csillaghoz közel az akkréciós ráta csökkenése ebben a hullámhossztartományban lecsökkenti a fluxust. A V1057 Cyg-re vonatkozó új adatok megerősítik azt, hogy a fluxuscsökkenés 1983 és 2000 között is folytatódott. Az R, J, H és K sávban a fluxus ugyanazzal a kettes faktorral csökkent, míg B-ben és V-ben nagyobb csökkenés figyelhető meg (4.9. ábra, alsó panel). Ez a hullámhosszfüggés annak lehet a következménye, hogy a központi forrás effektív hőmérséklete lecsökkent, ezáltal az emisszió csúcsa hosszabb hullámhosszak felé tolódott el. Közepes infravörös hullámhosszakon (3 és 10 µm között) az emisszió forrása a diszkben történő akkréciós energiafelszabadulás (Kenyon & Hartmann, 1991), továbbá a csillag fényének reprocesszálása a diszkben és egy kiterjedt burokban (Turner et al., 1997). A rendszer közepén csökkenő akkréciós ráta (ami a bolometrikus luminozitás csökkenéséhez vezet), az 41

4.5. DISZKUSSZIÓ: A V1057 CYG ESETE

4. FUOROK

4.10. ábra. Kenyon & Hartmann (1991) modellje. (A magyarázatot lásd a szövegben.)

4.11. ábra. Turner et al. (1997) modellje. (A magyarázatot lásd a szövegben.)

42

4. FUOROK

4.5. DISZKUSSZIÓ: A V1057 CYG ESETE

összes komponens emissziójának csökkenését vonja maga után. Az az időskála, ami alatt a viszkózus akkréció megváltozhat, a megfelelő távolságban érvényes dinamikai időskálával van összefüggésben (≈ 1 CS.E. esetén néhány év, Chiang & Goldreich (1997)). Az az időskála, amelyen a reprocesszált emisszió követi a központi forrás halványodását, függ a reprocesszáló közeg optikai vastagságától. Optikailag vékony közeg (a diszk felszíni rétege, burok) esetén szinte azonnali reakció várható (néhány óra, Chiang & Goldreich (1997) 25. egyenlete). Optikailag vastag közegre pedig (diszk belseje), a gázkomponens termikus időskáláján történnek változások (≈ 1 CS.E. esetén néhány év egy tipikus T Taurira, Chiang & Goldreich (1997) 28. egyenlete). A V1057 Cyg esetében a 3−10 µm-es emisszió valószínűleg nem teljesen optikailag vastag, hiszen gyenge spektrumvonalakat figyelhetünk meg (pl. 9.7 µm-nél szilikátemissziót, Wooden et al. (1995), Hanner et al. (1998)). Mivel az az időintervallum, ami alatt a változást vizsgáljuk (1983−1998) jelentősen meghaladja a fent említett időskálákat, a modelljóslat szerint a 3−10 µm-es emissziónak is csökkennie kellene, szinkronban az optikai/közeli infravörös csökkenéssel, vagyis hullámhosszfüggetlen módon. A V1057 Cyg-re vonatkozó új eredmények ennek tökéletesen megfelelnek (4.9. ábra, alsó panel). A távoli infravörös emisszió (λ ≥ 10 µm) mind Kenyon & Hartmann (1991), mind Turner et al. (1997) modelljében reprocesszált csillagfény. Az infravörös sugárzás egy olyan burokból származik, ahol a porrészecskék radiatív egyensúlyban vannak a központi forrás sugárzásával. A modellek által jósolt időfejlődés hasonló ahhoz, amit a rövidebb hullámhosszakra mondtunk: a központi forrás halványodásával szinkronban történő hullámhosszfüggetlen halványodás (bár ennek a komponensnek az időskálája némileg hosszabb lehet, ahogy egyre hosszabb hullámhosszakat nézünk, Chiang & Goldreich (1997)). Az új eredmények ezzel nem teljesen konzisztensek. Bár 10 µm-en a fluxus az optikai/közeli infravörös rátához hasonlóan egy kettes faktorral csökkent 1983 és 1996 között, hosszabb hullámhosszakon azonban (λ ≥ 60 µm) a V1057 Cyg fluxusa állandó maradt. AZ IRAS és az ISOPHOT 60 és 100 µm-es pontjainak összehasonlításából világosan látszik, hogy a V1057 Cyg távoli infravörös fluxusa nem változott 1983 és 1996 között.

4.5.3.

A távoli infravörös sugárzás eredete

Eredményeim azt jelzik, hogy – a fentebb említett modellekkel szemben – λ ≥ 10 µm-en két fontos forrása van az emissziónak. 10 és 25 µm között minden bizonnyal a burok sugárzását látjuk, míg hosszabb hullámhosszakon ez nem magyarázza meg a megfigyeléseket. A λ > 25 µm-es emissziót kibocsátó anyagnak a következő tulajdonságai vannak: • mivel a sugárzás színképének a csúcsa 30−70 µm-es tartományba esik, a kibocsátó anyag viszonylag hideg (50 K< T < 120 K), • nem lehet olyan optikailag vékony közeg, ami reprocesszálja a csillag fényét, mert ebben az esetben rövid időskálán követnie kellene a központi forrás halványodását, • 100 µm alatt νFν ∼ λ0 lapos spektrumot produkál, ami T ∼ r −0.5 radiális hőmérsékletprofilra utal. Az első lehetőség az emisszió forrására egy olyan reprocesszáló közeg lenne, ami optikailag vastag (pl. egy flared disk), mert ez csak sokkal nagyobb késéssel követné a központi forrás halványodását. Kenyon & Hartmann (1991) azonban kimutatták, hogy egy flared disk-nek 43

4.5. DISZKUSSZIÓ: A V1057 CYG ESETE

4. FUOROK

ehhez annyira szét kellene nyílnia, ami már fizikai képtelenség, ezért ezt a lehetőséget kizárták. Ráadásul Turner et al. (1997) szerint egy flared disk ≈10 CS.E. távolságban a vízjég kikondenzálódása miatt konkávvá válik, így a diszk külső része elől teljesen eltakarja a központi forrást. Ezen érvek alapján kizárhatjuk a diszk külső részében történő reprocesszálást, mint a távoli infravörös emisszió forrását. Egy másik lehetőség az, hogy az emisszió forrása a külső diszkbeli akkréció. Mivel a külső részben konstans az akkréciós ráta, és nincs kapcsolatban a belső részen történt kitöréssel (Bell et al., 1995), ezért ez magyarázhatná a konstans távoli infravörös fluxust. Egy ilyen akkréciós diszk spektruma azonban νFν ∼ λ−4/3 lenne, ellentétben a megfigyelt lapos (0 meredekségű) spektrummal. A probléma megoldására kétféle lehetőség van. • Bell et al. (1997) szerint a diszk külső részének fűtését a környező (10−20 K-es) felhőmag sugárzási tere biztosítja, aminek eredményeképpen a hőmérsékleteloszlás konstanssá válik, mikor eléri a környezet hőmérsékletét. A laposabb hőmérsékleteloszlás aztán laposabb színképet okoz. • Egy másik lehetőség, hogy a diszk hőmérsékletprofilja különbözik a szokásostól. Lodato & Bertin (2001) javaslata szerint egy olyan öngravitáló diszk, aminek nem kepleri a rotációs görbéje, eredményezhet lapos spektrális energiaeloszlást. Az ehhez szükséges nagy diszktömeg (≈ 1 M ) nem ismeretlen a FUorok körében, bár a V1057 Cyg diszkje (≈ 0.1 M , Sandell & Weintraub (2001)) lehet, hogy túl kicsi ahhoz, hogy megfigyelhető effektust eredményezzen. Az utolsó lehetőség az, hogy a távoli infravörös emisszió forrása semmiféle kapcsolatban nincs magával a V1057 Cyg-vel. Ilyen lehet például egy – eddig fel nem fedezett – beágyazott infravörös kísérő. Érdemes megjegyezni, hogy Lodato & Bertin (2001) felvetették azt az ötletet, hogy a FUor-kitöréseket esetleg egy ilyen infravörös kísérő közeli elhaladása indítja be. A jelenleg rendelkezésre álló adatok nem teszik lehetővé, hogy válasszak a felsorolt lehetőségek közül.

4.5.4.

A DR Tau időfejlődése

Az előzőekben megmutattam, hogy az időbeli változás vizsgálata fontos információt nyújt a FUorok körüli anyag fizikai tulajdonságairól. A diszkek struktúrájának ez a fajta vizsgálata – amit először Chiang & Goldreich (1997) vetett fel, de tudomásom szerint még senki nem alkalmazta – bármilyen más, időben változó fiatal objektum (pl. EXorok) vizsgálatára alkalmas lehet, ha több időpontban rendelkezésre állnak infravörös mérések. Mint azt a 3. fejezetben láthattuk, a négy vizsgált EXor közül csak a DR Tau infravörös fluxusa változott számottevően. A 3.11. ábrán, ahol a DR Tau két különböző időpontban készült méréseinek hányadosa látható, a V1057 Cyg-hez nagyon hasonló viselkedést láthatunk. A csillag 10 µm alatt kb. 20 %-kal fényesedett, efölött azonban gyakorlatilag konstans volt a fluxusa. Valószínű, hogy ennek a jelenségnek hasonló okai lehetnek, mint amit a V1057 Cyg esetében felsoroltam.

44

5. KITEKINTÉS

5. fejezet Kitekintés A dolgozatban szereplő eredmények publikálása folyamatban van. A fiatal eruptív csillagokkal, és az őket körülvevő anyag szerkezetével kapcsolatban azonban ma is sok a nyitott kérdés, ezért az ezirányú munkámat egy PhD-ösztöndíj keretében folytatni szeretném. Dr. Timo Prustival azt tervezzük, hogy feldolgozzuk az OO Ser nevű, 1995-ben kitört FUorról készült ISO-méréseket, melyek jelenleg szintén publikálatlanok. Dr. Apai Dániellel és másokkal kaptunk távcsőidőt az ESO VLT teleszkópjára, ahol június 17/18-án a NACO adaptív optikás műszerrel a Parsamian 21-et fogjuk mérni. Dr. Prustival a Spitzer Space Telescope-ra is pályáztunk, hogy az OO Serpentisről készítsenek méréseket. Forgácsné Dajka Emesével akkréciós korongok számítógépes modellezését tervezzük. A diplomamunkám írása során, 2004. februárjában tört ki egy fiatal eruptív csillag, az IRAS 05436−0007 (McNeil et al. (2004)). Erről a csillagról is összegyűjtöttük az irodalomban fellelhető összes infravörös és szubmm-es adatot, és megállapíthattuk, hogy a színképe alapján ez az objektum inkább a FUorokra hasonlít, mint az EXorokra, viszont ismétlődő kitöréseket produkál, ami pedig az EXorok jellemzője. Az 5.1. ábrán egy optikai, az 5.2. ábrán pedig egy infravörös hamisszínes kép látható az IRAS 05436−0007-ről.

Köszönetnyilvánítás Köszönettel tartozom az MTA Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézetének, hogy lehetővé tette a TDK és a diplomamunkával kapcsolatos kutatásaimat. Ennek során használtam a Kutatóintézet számítástechnikai eszközeit és könyvtárát. Külön köszönet illeti témavezetőmet, Dr. Ábrahám Pétert, valamint a Kutatóintézet infravörös csillagászati csoportjának többi tagját: Csizmadia Szilárdot, Dr. Kiss Csabát és Moór Attilát az infravörös adatfeldolgozásban nyújtott segítségért. Az EXorokkal és FUorokkal kapcsolatos eredmények értelmezéséhez nagyban hozzájárultak a témavezetőmmel, valamint Dr. Kun Máriával, Dr. Timo Prustival (ESA Herschel Science Centre, ESTEC, Hollandia) és Dr. Guy Stringfellow-val (University of Colorado at Boulder, USA) folytatott megbeszélések. A dolgozatban leírt eredmények publikálása során alkalmam nyílt e kollégáktól megtanulni a tudományos cikkek megírásának legfontosabb lépéseit is. A kutatómunka során felhsználtam a SIMBAD és az ADS szolgáltatásait, továbbá az IRAS, a 2MASS és az MSX katalógusait. 45

5. KITEKINTÉS

5.1. ábra. A 8.1 m-es Gemini-N teleszkóp GMOS műszerével optikai g’, r’ és i’ szűrővel készült felvétel az IRAS 05436−0007-ről (Reipurth & Aspin, 2004). A csillag (a kép alján látható pontforrás) valószínűleg kis tömegű fősorozat előtti objektum. A körülötte látható köd a korábbi kifújások által létrehozott üreg, amit a csillag világít meg.

46

5. KITEKINTÉS

5.2. ábra. A 4.2 m-es William Herschel teleszkóp LIRIS műszerével közeli infravörös J, H és KS szűrővel készült felvétel az IRAS 05436−0007-ről (Dr. J. Acosta (IAC) szívességéből). A köd morfológiája teljesen különbözik az optikaitól: a szórt fény komponens eltűnt, és megjelent egy kompakt ködösség, amely valószínűleg a csillag körüli burok termikus emissziója.

47

IRODALOMJEGYZÉK

IRODALOMJEGYZÉK

Irodalomjegyzék Appenzeller, I., Krautter, J., & Jankovics, I. 1983, A&AS, 53, 291 Aspin, C. & Reipurth, B. 2003, AJ, 126, 2936 Aspin, C. & Sandell, G. 1994, A&A., 288, 803 —. 2001, MNRAS, 328, 751 Bell, K. R., Cassen, P., Klahr, H. H., & Henning, T. 1997, ApJ, 486, 372 Bell, K. R., Lin, D. N. C., Hartmann, L. W., & Kenyon, S., J. 1995, ApJ, 444, 376 Berrilli, F., Lorenzetti, D. anb Saraceno, P., & Strafella, F. 1987, MNRAS, 228, 833 Carr, J. S., Harvey, P. M., & Lester, D. F. 1987, ApJ, 321, 71 Chavarría-K., C. 1981, A&A., 101, 105 Chiang, E. I. & Goldreich, P. 1997, ApJ, 490, 368 Coffey, D., Downes, T. P., & Ray, T. P. 2003, IAU Circ., 221, 280 Cohen, M. 1974, PASP, 86, 813 Cohen, M. & Kuhi, L. V. 1979, ApJS, 41, 743 Cserepes, L. & Petrovay, K. 2002, Kozmikus fizika (Budapest: ELTE Eötvös Kiadó), 60–83 Cutri, R. M. et al. 2003, Explanatory Supplement to the 2MASS All Sky Data Release (Pasadena, Caltech) D’Alessio, P., Calvet, N., Hartmann, L., Lizano, S., & Cantó, J. 1999, ApJ, 527, 893 de Lara, E., Chavarría-K., C., & Lopez-Molina, G. 1991, A&A., 243, 139 Egan, M. P., Price, S. D., et al. 2003, Air Force Research Laboratory Technical Report AFRL-VS-TR-2003-1589 (2003) Eiroa, C. & Hodapp, K.-W. 1990, A&A., 236, 217 Eislöffel, J., Hessman, F. V., & Mundt, R. 1990, A&A., 232, 70 Elias, J. H. 1978, ApJ, 223, 859 48

IRODALOMJEGYZÉK

IRODALOMJEGYZÉK

Evans, N. J., I., Levreault, R. M., & Harvey, P. M. 1986, ApJ, 301, 894 Gabriel, C. et al. 1997, Proc. of the ADASS VI Conference, ASP Conf. Ser., 125, 108 Graham, J. A. & Frogel, J. A. 1985, ApJ, 289, 331 Hanner, M. S., Brooke, T. Y., & Tokunaga, A. T. 1998, ApJ, 502, 871 Hartmann, L. 2000, Accretion Processes in Star Formation (Cambridge University Press), 77–101 Hartmann, L. & Kenyon, S. J. 1996, Ann. Rev. Astron. Astrophys., 34, 207 Hartmann, L., Kenyon, S. J., Hewett, R., et al. 1989, ApJ, 338, 1001 Henning, T., Burkert, A., Launhardt, R., Ch., L., & B., S. 1998, A&A., 336, 565 Herbig, G. H. 1966, Vistas in Astronomy, 8, 109 —. 1977, ApJ, 217, 693 —. 1989, ESO Workshop on Low-Mass Star Formation and Pre-Main Sequence Objects (ESO, Garching), 233 Herbig, G. H., Gilmore, A. C., & Suntzeff, N. 1992, IBVS, 3808, 1 Herbst, W., Racine, R., & Warner, J. W. 1978, ApJ, 223, 471 Hessman, F. V. 1991, A&A., 246, 137 Hodapp, K. W. 1995, IAU Circ., 6186, 2 Hodapp, K.-W., Hora, J. L., Rayner, J. T., Pickles, A. J., & Ladd, E. F. 1996, ApJ, 468, 861 Huard, T. L., Weintraub, D. A., & Kastner, J. H. 1997, MNRAS, 290, 598 Hughes, J., Hartigan, P., Krautter, J., & Kelemen, J. 1994, AJ, 108, 1071 Ibrahimov, M. A. 1999, IBVS, 4691, 1 Kenyon, S. J. & Hartmann, L. 1987, ApJ, 323, 714 —. 1995, ApJS, 101, 117 Kenyon, S. J., Hartmann, L., Gomez, M., Carr, J. S., & Tokunaga, A. 1993, AJ, 105, 1505 Kenyon, S. J. & Hartmann, L. W. 1991, ApJ, 383, 664 Kenyon, S. J., Hartmann, L. W., & Kolotilov, E. A. 1991, PASP, 103, 1069 Kessler, M. F., Steinz, J. A., Anderegg, M. E., et al. 1996, A&A., 315, L27 Kolotilov, E. A. 1991, PAZh, 17, 544 49

IRODALOMJEGYZÉK

IRODALOMJEGYZÉK

Kóspál, Á., Ábrahám, P., Kun, M., & Csizmadia, S. 2004a, Baltic Astronomy, in press Kóspál, Á., Ábrahám, P., Kun, M., Csizmadia, S., & Verdugo, E. 2004b, Kluwer Academic Publishers, in press Krügel, E. 2003, The Physics of Interstellar Dust (Institue of Physics Publishing), 518–524 Kun, M., Tóth, G., & Tóth, L. V. 2000, A csillagközi anyag fizikája, http://astro.elte.hu/kepzes/CsillanyagJegyzet Kurucz, R. 1993, Kurucz CD-ROM No. 13 Laureijs, R. J., Klaas, U., Richards, P. J., Schulz, B., & Ábrahám, P. 2003, ESA SP-1262 Lemke, D., Klaas, U., Abolins, J., et al. 1996, A&A., 315, L64 Lis, D. C., Menten, K. M., & Zylka, R. 1999, ApJ, 527, 856 Lodato, G. & Bertin, G. 2001, A&A., 375, 455 Lorenzetti, D., Saraceno, P., & Strafella, F. 1983, ApJ, 264, 554 McMuldroch, S., Sargent, A. I., & Blake, G. A. 1992, BAAS, 24, 1215 —. 1993, AJ, 106, 2477 McNeil, J. W., Reipurth, B., & Meech, K. 2004, IAU Circ., 8284, 1 Mendoza, V. & Eugenio, E. 1966, AJ, 143, 1010 Molinari, S., Liseau, R., & Lorenzetti, D. 1993, A&AS, 101, 59 Mould, J. R., Hall, D. N. B., Ridgway, S. T., Hintzen, P., & Aaronson, M. 1978, ApJ, 222, L123 Myers, P. C., Fuller, G. A., Mathieu, R. D., et al. 1987, ApJ, 319, 340 Neckel, T. & Staude, H. J. 1984, A&A., 131, 200 Polomski, E., Woodward, C. W., Wooden, D. H., & Jones, T. J. 2002, BAAS, 34, 761 Prusti, T., Bontekoe, T. R., Chiar, J. E., Kester, D. J. M., & Whittet, D. C. B. 1993, A&A., 279, 163 Reipurth, B. 1985, A&A., 143, 435 Reipurth, B. & Aspin, C. 1997, AJ, 114, 2700 —. 2004, ApJ, 606, L119 Roddier, F. et al. 2000, IAU Circ., 200, 60 Sandell, G. & Aspin, C. 1998, A&A., 333, 1016 50

IRODALOMJEGYZÉK

IRODALOMJEGYZÉK

Sandell, G. & Weintraub, D. A. 2001, ApJS, 134, 115 Shu, F. H., Adams, F. C., & Lizano, S. 1987, Ann. Rev. Astron. Astrophys., 25, 23 Staude, H. J. & Neckel, T. 1991, A&A., 244, 13 —. 1992, ApJ, 400, 556 Strom, K. M. & Strom, S. E. 1993, ApJ, 412, L63 Teodorani, M., Errico, L., & Vittone, A. A. 1999, Mem. Soc. Astron. Italiana, 70, 2 Tóth, L. V. & Ábrahám, P. 2000, A „hideg tekintetű” ISOPHOT (Meteor Csillagászati Évkönyv 2001, Budapest: Magyar Csillagászati Egyesület), 260–275 Tóth, L. V. & Walmsley, C. M. 1996, A&A., 311, 981 Turner, N. J. J., Bodenheimer, P., & Bell, K. R. 1997, ApJ, 480, 754 Weaver, W. & Jones, G. 1992, ApJS, 78, 239 Welin, G. 1976, A&A., 49, 145 —. 1983, IBVS, 2423, 1 Wooden, D. H., Bell, K. R., Butner, H. M., & Goguen, J. D. 1995, BAAS, 27, 1320 Yun, J. L., Moreira, M. C., Alves, J. F., & Storm, J. 1997, A&A., 320, 167

51