麦哲伦云中的Herbig Ae/Be候选星的观测

(这是一篇思路相对简单的观测文章,但是观测对象是一类比较少见的“婴儿”恒星:Herbig Ae/Be星,根据个人经验,在我们的天体物理课程中几乎没有涉及,特此介绍一下,作为对主序前恒星类型的一个补充吧;部分内容来自1998年的ARAA文章,请参考延伸阅读 )

标题:Near-Contemporaneous Optical Spectroscopic and Infrared Photometric Observations of Candidate Herbig Ae/Be Stars in the Magellanic Clouds
作者:Bradley W. Rush, John P. Wisniewski, Karen S. Bjorkman
论文索引:astro-ph:1105.5631
编辑供稿: 黄崧 (南京大学)

背景介绍

什么是Herbig Ae/Be星?

恒星形成是现代天体物理中最关键的问题之一,而主序前星 (Pre-Main Sequence Stars,PMS) 无疑是一个非常有意思的阶段; 和原恒星(Protostar)不同,主序前星周围的尘埃包层已经不那么“厚重”,恒星开始变得光学可见,且吸积过程已经基本停止,普遍认为这个阶段还有星周尘埃盘残留,是恒星形成过程继续进行的场所;恒星本身还处在利用引力收缩产生能量的阶段,到正式成为合格的恒星开始,大多数小质量的恒星会在主序前星阶段读过他们寿命1%的时间。可能这类恒星当中最为大家熟悉的应该是所有教科书中都会涉及的金牛座T型星 (T Tauri),这类经常被拿来解释什么是林忠四郎轨迹的主序前星会演化为质量小于2太阳质量的恒星;当然,主序前星远不只这一种,对于质量介于2到10太阳质量之间的恒星,其主序前星阶段就是我们本文讨论的Herbig Be/Ae星 (以下简称HBeAe)。TTauti和HbeAe之间的差别远远不是简单的质量差别,对于质量大于2太阳质量的PMS,在其准静态收缩结束后,恒星的包层是完全辐射主导的,而对于大于10太阳质量的原恒星,其整个幼年阶段都会在尘埃遮挡的黑暗中度过,因此,可见,中等质量恒星的主序前星阶段从恒星内部以及星周环境内的物理过程,各种时标上看都会有所不同。

Herbig Be/Ae星是天文学家George Herbig (就是那个Herbig-Haro天体的Herbig) 于1960年左右首先研究的,他在研究有发射线特征光谱的早型恒星(O,B,A)星的时侯,把一族明显与星云成协的发射线星独立出来,称为HBeAe星;随着研究的深入,尤其是IRAS卫星的红外特性进一步揭示出了其独特的性质,并且现在已经在不与星云成协的位置上也发现了这类恒星,因此,根据ARA&A文章的讨论,HBeAe星的新定义为:1) 早型恒星,光谱型不晚于F型,光度级III到V;2) 光谱中有发射线;3) 有因为星周尘埃盘产生的红外超。其中标准3)把HBeAe和“经典”的Ae和Be星区分开来,标准1)中的光度级又将之与B[e]星,一类有赤道外流的大质量主序后恒星,区分开来。但尽管如此,由于研究的不确定和比较大的个体差异,HBeAe星依然有可能是一个混杂的样本,而且,质量显然不是唯一决定恒星,或者主序前星演化的因素,未来的研究可能会不断的细化不同的演化途径。

尽管有了比较明确的定义和多年的多波段的覆盖,但观测上区分HBeAe和经典Be星还是很有难度的,而且确定一些基本的恒星物理参数也并非那么容易,只有在一些已知天体测量距离的分光双星系统中 (比如TY CrA;也可参考延伸阅读) 才可以做到;由于测光上的选择效应,能比较好的给出恒星质量,有效温度的HBeAe星其实是很接近零龄主序的系统了。在谱能量分布上,HBeAe的主要特征就是大量星周介质的影响,红外超,光学发射线,甚至在紫外连续谱波段都能看到星周气体的影响,但也正因为如此,想把恒星的SED和星周介质区分开来是很难的。

除去上面提到的,HBeAe星最大的特点就是多波段,多特征时标的复杂光变特征,而且不仅是测光上,光谱特征,甚至偏振性质上都有光变 (这也是为什么大多数HBeAe星都是按照变星编号的)。这些光变背后的物理机制很可能也是不一样的,最有可能也是最简单的解释就是星周介质的团块状(Clumpy,和Smooth相对)分布。此外,还有一些长周期的光变可能是来自类似于 FU Ori outbursts 的过程,或者是星周物质消光特性的缓慢改变;最后,有些系统中还观测到了另一种长时标的小幅度光变,可能是来自主序前星自身的色球活动或者是脉动过程。如果考虑到很多HBeAe星处于消光很强的区域,测光困难后,可能所有的HBeAe星在这个阶段都具有明显的光变特性。

在谱线上,情况也是非常的复杂,出了普遍的Ha谱线,还有诸如O I, Ca II, Si II, Mg II 和 Fe II这样的禁线被观测到;这些谱线可以提供很多细节的星周物质物理性质和运动学的诊断 (比如P Cygni轮廓指示外流)。总而言之,言而总之,关于具体细节,大家还是看延伸阅读吧;这里简单的介绍一下这篇文章的工作。


fig1

Fig.1: LMC中的ELHC 1的不同观测给出的Finder Chart,左侧为本文的近红外J波段观测,中间为2MASS相同波段的观测,右侧为光学R波段观测;可以看到本文在测光上的改进,以及测光观测的困难。

本文观测

本文的特殊之处在于观测目标不是更容易被细致观测的银河系HBeAe星,而是位于我们的邻居:大小麦哲伦云中(虽然是星系,但是考虑到传统,和M31一样,依然以“云”相称)。之所以舍近取远,还是因为上面提到的,研究金属丰度对于恒星形成过程的具体影响是非常重要的,而我们的银河系中很难找到非常好的低金属丰度区域,但我们的两个邻居都还是整体上比较贫金属的,因而很有研究的价值。

本文研究的样本是从EROS巡天 (这是一个早期的微引力透镜实验,大家不要猜是什么的缩写了,因为根本就不是英语。。) 中选出的27个HBeAe星候选,注意,这里因为红外观测数据的缺乏,暂时还只能称其为候选。在后文中,分别用ELHC和ESHC代表大小麦哲伦云中的候选星;本文的观测是用 Cerro Tololo 泛美天文台的4m镜在常用的 J, H和K近红外波段进行的;除了测光之外,还进行了几乎“同时”的光学光谱观测,之所以强调同时也是由于上面提到的HBeAe星快速复杂光变的原因,测光和光谱观测间隔的时间越短,才越能把两组数据关联起来。


fig2

Fig.2: 本文观测样本的近红外颜色-颜色图,对于大麦云和小麦云中的候选分别用不同符号表示;且给出了银河系中观测的经典Be星和HBeAe星的位置;可以看出本文观测的候选大部分位于经典Be星所在的区域;图右侧给出的是特征消光A_v = 2.5 mag的指向

虽然目的是在不同的金属丰度环境下研究恒星形成,但本文的主要目标还是数据的积累,收集和比较,并没有什么太强的结论;关心数据处理的同学可以看一下Data Reduction部分,因为这是一个非常好的近红外地面观测密集星场做测光的例子,如何避免Source Confusion,提取测光信息还是很有挑战的。撇下各种细节不谈,本文的结论可以简单总结为两条:

  • 1. 和部分有较早相似观测的源的历史数据进行对比,发现了很多测光星等,颜色,光谱轮廓上变化的证据,这可能是HBeAe星周物质遮挡程度发生改变的证据,但也可能有其他的解释。
  • 2. 在近红外的观测显示出有些候选并没有看到明显的红外辐射过量(IR excess),这可能意味着这些候选里面,有一部分本来就是经典的Be星,而非HBeAe星。

  • fig2

    Fig.3: 部分候选星的Ha区域的光谱轮廓,可以看到发射线强度差别很大。

  • 1. 1998年ARA&A上关于Herbig Ae/Be星的综述文章 (PS格式)
  • 2. ESO提供的银河系内HAebe星候选列表
  • 3. ISO对HAeBe星周盘光谱观测的文章
  • 4. 利用HAeBe星中的双星系统做分光天体测量观测 (很有意思的想法)
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    3 Replies to “麦哲伦云中的Herbig Ae/Be候选星的观测”

    1. Chao Zhang

      Firefox 4.0.1 Windows XP

      读这个文章想起了我观测过的一颗变星NX Aur,拥有大光变且为B型星带有发射线,而且该星也被定为主序前星的候选。现在暂定为INSA变星了。

      如果只凭
      1) 早型恒星,光谱型不晚于F型,光度级III到V;
      2) 光谱中有发射线;
      3) 有因为星周尘埃盘产生的红外超。

      这三点,似乎难以将主序前的变星区分开。毕竟主序前大多是有发射线,且尘埃盘笼罩的。或许还有更严格的厘定?

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