Ве-зорі спектральних класів В0–В3 в молодих розсіяних зоряних скупченнях

Размещено на http://www.allbest.ru/

Міністерство освіти і науки України

Одеський національний університет імені І.І. Мечникова

УДК 524.313, 524.45

Автореферат

дисертації на здобуття наукового ступеня кандидата фізико-математичних наук

Ве-зорі спектральних класів В0-В3 в молодих розсіяних зоряних скупченнях

01.03.02 - астрофізика, радіоастрономія

Мальченко Світлана Леонідівна

Одеса 2010

Загальна характеристика роботи

Актуальність теми. Феномен Ве-зір відомий більше ста років. Серед зір спектрального класу В більше 10% мають емісійний спектр. Цей факт вказує на те, що даний феномен не є чимось особливим, а є типовим для широкої групи об'єктів, які знаходяться на певному етапі еволюції.

Як правило, до Ве-зір відносять поодинокі об'єкти поблизу головної послідовності, у яких спостерігається хоча б одна емісійна лінія серії Бальмера, найчастіше це лінія Н [1].

Під існуюче визначення Ве-зір потрапляє широка група об'єктів поблизу головної послідовності, включаючи подвійні системи з різною інтенсивністю обміну масою. Деякі Ве-зорі дійсно є подвійними об'єктами, у складі яких можуть бути гарячі субкарлики або нейтронні зорі, тобто це системи, які пройшли стадію активного обміну маси між компонентами [2, 3]. В силу різних об'єктивних причин на даний час подвійність виявлена у відносно малого числа Ве-зір, тому гіпотеза, що всі Ве-зорі є результатом еволюції подвійних систем [3], залишається актуальною.

З іншого боку, більшість класичних Ве-зір скоріше за все є одиночними об'єктами з високою швидкістю обертання, часто близькою до критичного значення. Наявність високого кутового моменту - важлива характеристика Ве-зір, проте існують об'єкти з високою швидкістю обертання, які не проявляють характеристики Ве-феномена. Також існують Ве-зорі з помірною швидкістю обертання. Тобто висока швидкість обертання зорі є необхідною, але недостатньою умовою виникнення й існування Ве-феномена у зір.

Одним із шляхів дослідження даних об'єктів та властивостей Ве-феномена є вивчення популяції Ве-зір в молодих розсіяних зоряних скупченнях з відомим віком та однаковою природою утворення зір в них.

Відносно низька яскравість більшості розсіяних скупчень суттєво обмежувала можливість детального дослідження Ве-зір в них, а епізодично виконані спостереження не давали картини змінності емісійних спектрів. В останній час чутливість приймачів випромінювання зростає, вводяться в дію нові телескопи. Це дозволяє вивчати значно більшу кількість скупчень і просуватися далі в аналізі довгочасової спектральної змінності Ве-зір.

Для розуміння природи Ве-феномена, окрім детального фотометричного дослідження зір скупчень та спектроскопії низької роздільної здатності, потрібно проводити тривалі спектральні спостереження помірної та навіть високої роздільної здатності для вивчення об'єктів і структури їх емісійних профілів на предмет подвійності.

Актуальність даної роботи полягає в тому, що аналіз популяції Ве-зір в розсіяних зоряних скупченнях (NGC 457, NGC 659, NGC 869, NGC 884, NGC 6871, NGC 6913 та Berkeley 86) базується на результатах спостережень високої та помірної роздільної здатності, виконаних в НДІ «Кримська астрофізична обсерваторія». На основі отриманих даних, а також на основі критичного аналізу результатів інших робіт отримана явна залежність відносної кількості Ве-зір ранніх спектральних класів (В0-В3) від віку скупчень.

Зв'язок роботи з науковими програмами, планами, темами. Дисертаційне дослідження виконано у відповідності з науковим планом кафедри астрономії та методики фізики Таврійського національного університету ім. В. І. Вернадського. Дана робота виконана в рамках наукової співпраці з НДІ «Кримська астрофізична обсерваторія» та включена в тему гранта українського фонду UFFR Ф 252/238 «Спектральні та фотометричні дослідження подвійних зір. Подвійні зорі на кінцевій стадії еволюції».

Мета і задачі дослідження. Питання про еволюційний статус і природу Ве-зір часто обговорюється в науковій літературі, проте досі залишається нерозв'язаним. Головна проблема - це з'ясування, чи проявляється Ве-феномен на певній стадії еволюції кожної зорі головної послідовності з достатньо високою швидкістю обертання, чи він властивий тільки деяким зорям від моменту переходу зорі на головну послідовність. Дослідження зір ранніх спектральних класів (В0-В3) у розсіяних зоряних скупченнях різного віку - це один із основних способів дослідження питання про природу та еволюційний статус Ве-зір. Метою даної роботи є встановлення залежності відносного вмісту Ве-зір від віку скупчень на основі аналізу великої кількості спектрів високої та помірної роздільної здатності.

Для досягнення цієї мети поставлені наступні задачі:

· дослідження популяції Ве-зір спектральних класів В0-В3 у скупченнях віком 3 - 40 млн років;

· аналіз можливої подвійності деяких відомих Ве-зір за змінністю профілів емісійної лінії Н;

· пошук нових Ве-зір зі слабкою емісією в лінії Н за спектральними спостереженнями високої роздільної здатності;

· визначення основних параметрів атмосфер зір за спектрами помірної та низької роздільної.

Об'єкт дослідження. Зорі в розсіяних зоряних скупченнях північної півкулі h/ч Per, NGC 457, NGC 659, NGC 6871, NGC 6913, NGC 7419 та Berkeley 86 віком 3 - 40 млн років.

Предмет дослідження. Еволюційні особливості зір спектрального класу В.

Методи дослідження. Використовувався детальний аналіз спектрів високої, помірної та низької роздільної здатності. Для оцінки фізичних параметрів атмосфер зір був застосований метод моделей атмосфер і розрахунку синтетичних спектрів.

Наукова новизна отриманих результатів

· Вперше проаналізована популяція Ве-зір у молодих зоряних скупченнях h/ч Per, NGC 6913, NGC 6871, NGC 7419, NGC 457, NGC 659 та Berkeley 86 за спектрами високої та помірної роздільної здатності.

· Для багатьох зір у даних скупченнях вперше зроблена оцінка спектрального класу та швидкості обертання.

· Відома Ве-зоря V622 Per в молодому скупченні Per ідентифікована як масивна подвійна взаємодіюча система. Розраховано параметри орбіт її компонентів та визначено еволюційний статус цієї системи.

· У скупченні h Per виявлена одна, а можливо, і дві нові Ве-зорі.

· Вперше отримана чітка залежність відносної кількості Ве-зір ранніх спектральних класів (В0-В3) від віку скупчень.

Практичне значення отриманих результатів

У даній роботі розглянута популяція Ве-зір ранніх спектральних класів (В0-В3) у розсіяних зоряних скупченнях, була виявлена закономірність їх розповсюдженості в молодих скупченнях різного віку. Виявлений факт явного збільшення кількості Ве-зір у скупченнях з певним віком вказує на те, що Ве-феномен з'являється на стадії відходу об'єкта від головної послідовності. Даний результат може бути використаний при подальшому вивченні та поясненні еволюційного статусу і природи Ве-зір, а також при виборі моделі еволюції масивної зорі з високим кутовим моментом.

Отримані результати використовуються і можуть бути використаними при плануванні подальших досліджень феномена Ве-зір в НДІ «Кримська астрофізична обсерваторія» й в інших обсерваторіях з якісними спектроскопічними базами.

Особистий внесок здобувача

· На телескопі ім. Г. А. Шайна протягом 2005-2009 років отримано 160 спектрів зір у розсіяних молодих зоряних скупченнях NGC 6871, NGC 6913, NGC 7419, NGC 659, NGC 457 та Berkeley 86.

· Оброблено весь матеріал спостережень членів восьми досліджуваних скупчень.

· Виконано аналіз відносного вмісту Ве-зір у молодих розсіяних скупченнях.

· Оцінено спектральний клас та швидкість обертання зір у скупченнях, що досліджуються у даній роботі.

· Разом із науковим керівником розраховано параметри орбіт компонентів масивної подвійної взаємодіючої системи V622 Per, яка входить до складу молодого скупчення Per; визначено еволюційний статус даної системи.

· За спектрами, отриманими в синьому діапазоні довжин хвиль, досліджено можливу подвійність деяких членів скупчень Berkeley 86, NGC 457 та NGC 6913.

Апробація результатів дисертації. Результати дисертації доповідалися на семінарах кафедри астрономії та методики фізики Таврійського національного університету ім. В. І. Вернадського та наукових семінарах лабораторії фізики зір і галактик НДІ «Кримська астрофізична обсерваторія». Також результати дисертаційного дослідження доповідались на наступних конференціях:

§ XIII Міжнародній конференції молодих вчених з астрономії та фізики космосу «13th Open Young Scientists' Conference on Astronomy and Space Physics», 25-29 квітня 2006 р., Київ.

§ XIV Міжнародній конференції молодих вчених з астрономії та фізики космосу «14th Open Young Scientists' Conference on Astronomy and Space Physics», 23-28 квітня 2007 р., Київ.

§ Міжнародній конференції «Физика звездных атмосфер: химический состав, магнетизм и поверхностные неоднородности», 17-23 червня 2007 р., НДІ «Кримська астрофізична обсерваторія», Наукове.

§ Меморіальній міжнародній конференції, присвяченій 100-річчю В. П. Цесевича «Сучасні проблеми астрономії», 12-18 серпня 2007 р., Одеса.

§ XV Міжнародній конференції молодих вчених з астрономії та фізики космосу «15th Open Young Scientists' Conference on Astronomy and Space Physics», 14-19 квітня 2008 р., Київ.

§ Міжнародній науковій конференції робочої групи «Зоряні атмосфери» «Химическая и динамическая эволюция звезд и галактик», присвяченій 70-річчю з дня народження професора М. С. Комарова, 25-29 серпня 2008 р., Одеса.

§ Міжнародній науковій конференції «150 лет спектральных исследований в астрофизике от Кирхгофа до наших дней», 7-13 червня 2009 р., НДІ «Кримська астрофізична обсерваторія», Наукове.

Публікації. За темою дисертації опубліковано 12 наукових праць, з них 5 - у наукових фахових журналах, 2 - у збірниках праць наукових конференцій та 5 - у збірниках тез доповідей конференцій.

Структура та обсяг дисертації. Робота складається зі вступу, чотирьох розділів, висновків та списку використаних літературних джерел. Загальний обсяг дисертаційної роботи становить 150 сторінок, які ілюстровано 43 рисунками та 23 таблицями.

Основний зміст роботи

У вступі розкривається сучасний стан проблеми, обґрунтовується актуальність дослідження, наведена наукова новизна та практична значимість дисертаційної роботи, формулюються мета і задачі дослідження, показано зв'язок з науковими програмами організації, де виконувалася робота, та апробація результатів дисертації і список робіт, у яких опубліковано результати дослідження.

У першій главі подано основи методики спостережень та обробки отриманих спектрограм, описано процедури оцінки основних параметрів атмосфер зір. Протягом 1997-2008 років на телескопі ім. акад. Г. А. Шайна з діаметром головного дзеркала 2.6 метра в НДІ «Кримська астрофізична обсерваторія» виконані спектральні спостереження зір у молодих розсіяних зоряних скупченнях h/ Per, NGC 457, NGC 659, NGC 6871, NGC 6913, NGC 7419 та Berkeley 86. Досліджено більше ніж 140 об'єктів, включаючи 59 Ве-зір. Було отримано спектри чотирьох типів: з високою роздільною здатністю у фокусі куде в області лінії Нб; в фокусі Несміта з помірною роздільною здатністю в ділянці довжин хвиль 4050-5200 Е, та з низькою роздільною здатністю в спектральній ділянці 3600-5600 Е та 5200-7600 Е. Всього вивчено 143 профілі лінії Нб, з них біля 100 - з високою роздільною здатністю. Також вивчено більше 170 спектрів в інтервалі довжин хвиль 4050-5200 Е з помірною та низькою роздільною здатністю.

У першій главі також наведена методика, за якою для членів скупчень, досліджуваних у даній роботі, зроблена оцінка параметрів атмосфер зір (ефективна температура Teff та логарифм прискорення вільного падіння на поверхні зорі log g).

Друга глава присвячена сучасному стану наших уявлень про природу й еволюційний стан Ве-зір.

Під класичними Ве-зорями розуміють масивні зорі спектрального класу В з надлишком кутового моменту і диском, який утворений з фотосферного матеріалу зорі [8]. У цьому дискові і формується вільно-вільне та вільно-зв'язане випромінювання атомів водню й лінійна поляризація, а також емісійні лінії, властиві для даного класу об'єктів.

У більшості Ве-зір спостерігається значний кутовий момент, де швидкості можуть бути близькими до критичних. Відомі три основні можливі причини наявності великого кутового моменту:

1) об'єкт утворюється з великою швидкістю обертання;

2) швидкість обертання зростає внаслідок перерозподілу кутового моменту в процесі еволюції зорі на головній послідовності;

3) збільшення швидкості виникає в одному з компонентів тісної подвійної системи в результаті обміну масою.

На користь першої гіпотези свідчить ряд досліджень, в яких автори відзначають, що Ве-зорі займають всю область головної послідовності - від потрапляння зорі на головну послідовність до повороту з неї [1, 4]. Тобто, Ве-феномен може проявитись на різних стадіях еволюції зір та, імовірно, виникає через деякі характеристики зір на момент їх утворення. Але більшість робіт вказує на зменшення популяції з віком. При цьому більша частина Ве-зір спостерігається серед об'єктів, що проеволюціонували, а не серед тих членів скупчення, які ще не проеволюціонували. Цей результат свідчить про те, що Ве-феномен асоціюється з певною еволюційною фазою і підтверджує другу гіпотезу.

Перехід зорі у фазу Ве може бути пов'язаний також з еволюцією подвійної системи. Більш масивна зоря заповнює свою порожнину Роша, і частина газу залишає систему через зовнішні точки Лагранжа або полярні області Ве-компонента. Зоря приймає разом з речовиною і кутовий момент.

Згідно з сучасними моделями, активний обмін масою в подвійних системах спостерігається у 1-4% зір спектрального класу В, а Ве-зорі, які утворилися в результаті акреції речовини в подвійних системах, складає приблизно 20% від загального числа Ве-зір. Із цього виходить, що утворення Ве-зір в результаті обміну масою не може бути єдиним поясненням природи Ве-феномена. Проте існує імовірність, що значна частина подвійних систем ще залишається неідентифікованою.

Велике значення кутового моменту зорі повинне призводити до рівномірного витікання речовини з її екваторіальної площини та до незначної змінності її спектра. Однією тільки великою швидкістю обертання не можна пояснити властиві Ве-зорям нестаціонарні профілі емісійних ліній. Тому гіпотеза, яка враховує швидке обертання Ве-зір, повинна доповнюватись розгляданням інших процесів, таких як, наприклад, пульсації або магнітні поля.

Третя глава складається з семи підрозділів, в яких розглянуто спектральні дослідження членів восьми молодих розсіяних зоряних скупчень.

У підрозділі 3.1 вивчено популяцію Ве-зір у добре відомому подвійному розсіяному скупченні h/ч Per (NGC 869 і NGC 884), яке має приблизний вік 12-14 млн років з населенням приблизно 6 тис. членів. Відстань до скупчення - близько 2.3 кпк. Скупчення багате Ве-зорями - біля 40 об'єктів, що за різними оцінками складає від 25 до 50% від загальної кількості зір скупчення спектрального класу В [5].

У період з 1997 по 2002 рік в області лінії Нб отримано 79 спектрів у 48 членів скупчення h/ч Per ранніх спектральних класів В0-В3.

В отриманих спектрах 28 зір слідів емісії в лінії Н не виявлено, у 23 з них емісія ніколи раніше не спостерігалась. Тобто, в період спостережень деякі об'єкти, які раніше були класифіковані як Ве-зорі, не показували слідів емісії в лінії Н.

Емісійний профіль лінії Н отриманий у 20 зір скупчення h/ч Per. З урахуванням тих Ве-зір, чий профіль був абсорбційним у період даних спостережень, отримано спектри майже у 60% Ве-зір скупчення. Крім того, виявлена одна нова Ве-зоря, і можливо, що ще одна зоря також має слабку емісію в крилах абсорбційного профілю.

Більшість Ве-зір мали двохкомпонентний емісійний профіль лінії Н, два об'єкти демонстрували складний багатокомпонентний профіль, три зорі - однокомпонентні профілі лінії Н. У двох зір спостерігалась значна змінність профілю лінії Н.

Додатково до спостережень в лінії Н одержано 17 спектрів з помірною роздільною здатністю у спектральному діапазоні 4400-4900 Е для 15 членів скупчення h/ч Per. Профіль лінії Н у 11 Ве-зір мав однокомпонентну структуру або слабку емісію, у чотирьох Ве-зір спостерігались практично повністю абсорбційні профілі.

У підрозділі 3.2 ідентифіковано та досліджено подвійну систему V622 Per (BD +56°578, Oo 2371), яка є членом скупчення Per. Об'єкт може бути зручним індикатором перевірки теорії еволюції масивних зір. Система V622 Per демонструє емісію в лінії Нб без помітних слідів емісії в лінії Нв [4]. У зорі виявлена змінність променевих швидкостей (RV) з амплітудою варіації 75-145 км/с.

Протягом 1997-2000 років для даного об'єкта отримано 8 профілів лінії Нб з високою роздільною здатністю і один - лінії нейтрального гелію НеI 6678 Е. Додатково вивчено два спектри зорі з помірною роздільною здатністю в інтервалі довжин хвиль 4420-4960 Е.

На основі аналізу змінності променевих швидкостей розраховано параметри орбіти масивної подвійної системи V622 Per. Знайдено, що об'єкт має орбітальний період Рорб. = 5.2132 ± 0.003 діб. Розраховано кут нахилу орбіти системи до напрямку до спостерігача (i = 43.7? ± 2.9) та визначено основні фізичні параметри атмосфери обох компонентів системи (T1 = 21000 ± 500 K, T2 = 24000 ± 1000 K, logg1 = 3.0 ± 0.5 та logg2 = 4.0 ± 0.25. Використовуючи синтетичні спектри, оцінено хімічний склад атмосфери об'єкта. За цими оцінками відношення He/H сягає 0.15, тоді як для зорі із сонячним вмістом He/H = 0.11. Вуглець знаходиться у дефіциті на 3 dex, а надлишок азоту складає приблизно 0.5 dex, тоді як кисню на 1 dex менше порівняно із сонячним вмістом, тобто в атмосферах зір спостерігаються продукти CNO-циклу (Не, С, N та О). Дана обставина говорить про те, що більш масивний компонент заповнив свою порожнину Роша на стадії горіння водню (випадок «В» обміну масою). Однак такий хімічний вміст компонентів можливий також і у випадку «А», коли порожнина заповнюється під час горіння водню в ядрі. Сучасні еволюційні моделі масивних взаємодіючих подвійних систем з коротким періодом обертання та неконсервативним обміном мас і кутовим моментом також припускають, що можливі обидва ці випадки -- «A» та «B».

Аналіз системи показав, що V622 Per - активно взаємодіюча подвійна зоря типа Алголя, де менш масивна (М1 = 9.0 М?), але яскравіша зоря в процесі еволюції втратила більшу частину маси і покинула головну послідовність. За хімічним складом подвійна система V622 Per схожа з відомою зорею в Ліри - масивною взаємодіючою подвійною системою з орбітальним періодом 12.9 днів.

У підрозділі 3.3 розглянуто розсіяне зоряне скупчення NGC 6871. Скупчення знаходиться в темних хмарах клочкуватої структури, а це може вказувати на те, що деякі слабкі за яскравістю зорі та зорі з великим почервонінням залишаються незареєстрованими. Скупчення NGC 6871 є достатньо вивченим, проте спостерігаються значні відмінності у визначенні його віку, почервоніння й відстані до скупчення. Одне з пояснень того, що оцінки, зроблені різними авторами, значно відрізняються, - велика кількість зір, яка спостерігається в напрямі на скупчення. Значення оцінки віку коливається від 4 до 11 млн років. Аналіз даних фотометрії, виконаний автором, вказує на те, що вік скупчення - близько 10 млн років. Попередні спектральні та фотометричні дослідження виявили 14 зір спектральних класів В0-В3. З них тільки два об'єкти визначені як Ве-зорі.

У період з 1998 по 2002 рік отримано 17 спектрів в області лінії Нб дев'яти яскравих членів скупчення NGC 6871. У семи зір профілі лінії Н є абсорбційними. У спектрах трьох об'єктів спостерігається емісія в лінії Н, один із них - відома зоря типу WR (V1676 Cyg), у Ве-зорі BD +35? 3956 відзначений перехід від В до Ве-фази в період вказаних спостережень. У шести зір також вивчено 8 спектрів з помірною роздільною здатністю в діапазоні довжин хвиль 4400-4960 Е. Аналіз спектру зорі HD 227630 показує, що даний об'єкт не є членом скупчення NGC 6871.

У підрозділі 3.4 вивчено молоде скупчення NGC 6913, яке знаходиться в асоціації Cyg OB1. Для даного скупчення зроблено ряд оцінок віку, почервоніння та відстані до нього, та все ж існують розходження значень оцінок віку та почервоніння. У скупченні NGC 6913 спостерігається значна відмінність почервоніння від зорі до зорі (у північній і південній частинах скупчення почервоніння є значно сильнішим, у східній та західній воно менше). Середнє значення Е(B-V) = 0.78. Оцінки відстані різних авторів лежать у межах 0.8-2.8 кпк, що призводить до невизначеності віку скупчення в діапазоні від 0.3 до 10 млн років. Разом з тим на промені зору, імовірно, знаходяться також і ті зорі, чий вік не перевищує значення 0.3 млн років. Середній вік скупчення - біля 3 млн років.

У скупченні з-поміж 43 зір спектрального класу В ідентифіковано одну Ве-зорю з сильною емісією в лініях водню та дві зорі зі слабкою емісією; крім того, виявлено п'ять подвійних систем.

В області лінії Нб автором отримано спектри з високою роздільною здатністю двох членів скупчення NGC 6913. Зоря HD 229221 демонструє значну змінність емісійного профілю лінії Нб, у об'єкта HD 229227 слідів емісії в лінії Нб не спостерігається. В інтервалі довжин хвиль 4420-4960 Е вивчено 36 спектрів десяти членів скупчення. У п'яти зір спостерігається змінність променевих швидкостей з амплітудою більше 30 км/с. Знайдено, що два об'єкти не є членами скупчення NGC 6913.

У підрозділі 3.5 розглянуто слабке за яскравістю та малодосліджене зоряне скупчення NGC 7419. Дане скупчення містить 5 надгігантів і відоме значною кількістю класичних Ве-зір. На даний час у скупченні NGC 7419 ідентифіковано 31 Ве-зорю, що складає приблизно 36 ± 7 % від популяції всіх зір скупчення спектрального класу В [9].

Значення віку в різних роботах значно різняться між собою. Одні автори знайшли, що скупченню біля 40 млн років, інші вважають, що йому приблизно 14 млн років. Також є припущення, що у даному скупченні спостерігається друга хвиля зореутворення, перша відбулася 25 млн років назад, а друга - 0,3-3 млн років назад. Автором проаналізовано дані фотометрії, побудовано діаграми «колір - зоряна величина» (B-V) - V та «колір - колір» (H-K) - (J-K). В результаті чого зроблено висновок, що вік скупчення становить приблизно 14 - 20 млн років.

У даній роботі отримано 42 спектри в області лінії Н у 34 членів скупчення. Чотири об'єкти в період спостережень демонстрували абсорбційний профіль лінії Н, однак раніше вони були ідентифіковані як Ве-зорі. Одна з них, імовірно, не є членом скупчення. Абсорбційні профілі спостерігались ще у 10 зір, для даних об'єктів зроблена візуальна оцінка спектрального класу.

Емісійні лінії Н спостерігаються у 21 зорі. Три об'єкти демонструють властивий Ве-зорям двокомпонентний профіль лінії Н, у спектрах ще трьох Ве-зір емісійний пік знаходиться на рівні континуума, а інші члени скупчення демонструють яскраву одинарну емісійну лінію Н. В діапазоні довжин хвиль 3700-6200 Е досліджено 13 об'єктів. Яскрава однокомпонентна або незначна слабка емісія в лінії Н спостерігається у всіх Ве-зір, крім однієї.

У підрозділі 3.6 розглянуто розсіяні зоряні скупчення NGC 457 та Berkeley 86. зоря спектральний розсіяний скупчення

Скупчення NGC 457 малодосліджене, в ньому ідентифіковано п'ять Ве-зір і вісім подвійних систем. Значення віку скупчення, визначене різними авторами, значно відрізняється і знаходиться в межах від 12 до 20 млн років. У період 2007-2008 рр. автором отримано спектри зір в діапазоні довжин хвиль 3800-5200 Е. Всього отримано 29 спектрів 11 членів скупчення NGC 457. Тільки у двох із п'яти Ве-зір скупчення, що досліджуються у даній роботі, помітна емісія в лінії Нв. Один об'єкт демонструє одинарний емісійний профіль лінії Нв, а у іншого спостерігається властивий Ве-зорям двокомпонентний профіль лінії Нв. Також досліджено чотири відомі подвійні системи у скупченні NGC 457. Дві зорі демонструють варіацію значень променевої швидкості більше 50 км/с, а одна - 85 км/с. В отриманих спектрах четвертої подвійної системи можна розрізнити два компоненти, з відношенням вкладу компонентів у спектр приблизно 5:6.

Скупчення Berkeley 86 є членом асоціації Cyg ОВ1, розташоване біля М29. Серед членів скупчення ідентифіковано чотири подвійні системи [7] та три Ве-зорі. Оцінки віку скупчення в різних роботах коливаються від 2.5 до 15 млн років. Автором проаналізовано основні параметри скупчення та дані фотометрії і зроблено висновок, що скупчення має вік 6-8 млн років. У даній роботі вивчено 9 зір у спектральній ділянці 3800-5200 Е, включаючи дві Ве-зорі. Емісія спостерігається тільки у однієї зорі, а у іншого об'єкта лінія Нв має абсорбційний профіль. Серед вивчених членів скупчення - три подвійні системи, дві з них - спектрально подвійні, третя демонструє значну змінність променевої швидкості.

У підрозділі 3.7 досліджено розсіяне зоряне скупчення NGC 659, яке містить близько 40 яскравих зір, з них на даний час ідентифіковано 5 Ве-зір. У період з серпня по жовтень 2008 року автором одержано 8 спектрів низької роздільної здатності в області лінії Нб п'яти Ве-зір та трьох зір без слідів емісії. Окрім того, отримано 30 спектрів двадцяти зір в області довжин хвиль 3800-5200 Е. Яскравий одинарний емісійний профіль лінії Нб демонструють три Ве-зорі, у цих об'єктів також спостерігається емісія в лінії Нв. У однієї Ве-зорі лінія Нб майже повністю залита емісією, а лінія Нв має абсорбційний профіль, з можливо слабкою емісією в ядрі лінії. Для Ве-зорі VES 606 отримано фотосферні профілі всіх ліній водню та зроблено припущення, що це рання А-зоря. Серед інших об'єктів, що досліджувались у даній роботі, спектри чотирьох об'єктів відповідають зорям раннього спектрального класу А або пізнього В.

У главі 4. розглянуто скупчення, які містять Ве-зорі спектральних класів В0 - В3, з метою дослідження відносного вмісту Ве-зір в молодих зоряних скупченнях.

Вивчення Ве-зір виконано для багатьох розсіяних скупчень різними авторами, однак більшість робіт заснована на даних фотометрії, яка виявляє лише зорі з сильною емісією, а робіт із спектральними спостереженнями недостатньо для однозначних і впевнених висновків про природу Ве-феномена.

Для вивчення популяції Ве-зір в розсіяних зоряних скупченнях автором розглянуто більше 300 скупчень з каталогу бази даних інституту астрономії Віденського університету WEBDA. З них більше 100 скупчень містять хоча б одну Ве-зорю. За цими даними був проаналізований зв'язок між кількістю зір ранніх спектральних класів В0- В3 та віком цих скупчень. Ве-зорі цих спектральних класів ідентифіковані у більше ніж 40 скупченнях Галактики, 8 з них були детально вивченні у даній роботі. Така порівняно мала кількість скупчень (41) залишилась через те, що більшість відносно слабких за блиском розсіяних скупчень є маловивченими і для більшості зір цих скупчень спектральна класифікація невиконана.

На рис. 1 показана відносна кількість Ве-зір у скупченнях як функція віку. Результати вибору скупчень сильно обтяжені ефектами селекції, такими, наприклад, як відсутність спектральної класифікації значної кількості об'єктів у бідних за населенням і слабких за світністю зоряних скупченнях. Також на вид залежності впливає те, що існують розбіжності (іноді значні) в оцінках віку окремих скупчень. Тому для більшості скупчень на рис. 1 показані межі оцінок отриманих результатів. З рис. 1 видно, що оцінки віку скупчень, отримані різними методами, часто суттєво відрізняються. Крім того, присутні великі розбіжності у визначенні віку і при використанні одного і того самого методу, але з різною вибіркою об'єктів дослідження. Автором зроблена спроба критично оцінити отриманні різними авторами значення віку скупчень. При визначенні оцінок віку скупчень за основні були обрані три критерії: по-перше, надавалася більша вага даним, отриманим за допомогою uvby-фотометрії; по-друге, перевага надавалася тим значенням, що були близькими в більшості робіт; по-третє, перш за все враховувалися ті значення, при визначенні яких використовувалася більша кількість членів скупчення.

Размещено на http://www.allbest.ru/

Рис. 1. Залежність відносної кількості Ве-зір від віку скупчень

Заповнені кружки - результати, отримані автором, пусті кружки - критичний аналіз даних з літературних джерел; символами «x» позначені скупчення, які знаходяться в туманності або у складі яких багато емісійних об'єктів, що знаходяться на стадії підходу до головної послідовності. Для більшості скупчень вказана межа точності розрахунків.

Частка Ве-зір у скупченнях знаходилась із відношення числа Ве-зір ранніх спектральних класів В0-В3 (N(Be)) до кількості всіх об'єктів, включаючи Ве-зорі (N(B+Be)). Як видно з рис. 1, крім меж оцінок віку врахована також і можлива невизначеність кількості Ве-зір у скупченні. Нижня межа оцінок відсутня, це пов'язано з тим, що до Ве-зір відносять і ті об'єкти, у яких коли-небудь спостерігалася емісія в лінії водню. Отже, число Ве-зір у скупченнях буде тільки збільшуватися. Відповідно, верхня межа знаходилась з урахуванням кандидатів у Ве-зорі ранніх спектральних класів. При цьому поза увагою залишилися ті зорі скупчень, для яких не була виконана спектральна класифікація. Таким чином, неврахованих об'єктів може бути і більше. На рис. 1 приведені також дані по скупченнях без вказівки меж точності параметрів, це пов'язано з тим, що ці скупчення недостатньо вивчені і тому важко оцінити точність отриманих результатів.

З рис. 1 видна явна залежність відносної кількості Ве-зір спектральних класів В0-В3 від віку скупчень. Так, концентрація цих зір досягає максимуму у скупченнях віком 12-25 млн років, і зі збільшенням віку кількість Ве-зір зменшується. Це цілком зрозуміло і пов'язано з тим, що вони покидають головну послідовність. Важливим є той факт, що менше число Ве-зір спостерігається у більш молодих скупченнях (1-7 млн років). Знайдене збільшення вмісту Ве-зір у скупченнях із віком 12-25 млн років, імовірно, підтверджує той факт, що Ве-феномен більш поширений серед зір у другій половині їхнього життя на головній послідовності. Вік 13 млн років відповідає початку другої половини життя на головній послідовності для зір спектрального класу В3 з масою близько 9 М?, а вік 25 млн років відповідає їх виходу з головної послідовності.

Отримана залежність підтверджує припущення про те, що Ве-феномен властивий зорям не від моменту виходу на головну послідовність, а може виникати в результаті еволюції об'єкта з великою кутовою швидкістю на головній послідовності. Однак причина збільшення популяції Ве-зір залишається невідомою, це може бути як результатом перерозподілу кутового моменту в одиночних зорях, так і наслідком обміну масою та кутовим моментом між компонентами в тісних подвійних системах.

Більш явна картина залежності відносної кількості Ве-зір у скупченнях від їхнього віку, у порівнянні з попередніми роботами, викликана розглядом зір тільки спектральних класів В0-В3 і доповненням фотометричних даних результатами спектрального аналізу членів скупчень. Цей факт вказує на те, що не варто при дослідженні відносної кількості Ве-зір у скупченнях розглядати одночасно зорі всіх спектральних класів.

У висновках наведено підсумок виконаної роботи й одержаних спостережень, а також узагальнено основні результати дисертації.

Основні результати та висновки

Природа та еволюційний статус Ве-зір і сьогодні залишаються недостатньо визначеними. Одним із головних питань є питання про те, з'являється Ве-феномен на певній стадії еволюційного шляху кожної зорі з достатньо високою швидкістю обертання чи він зароджується при виході зорі на головну послідовність. У більшості Ве-зір спостерігається значний кутовий момент зі швидкостями, близькими до критичних. Можливі три основні причини такого високого кутового моменту: 1) об'єкт утворюється з високою швидкістю обертання; 2) швидкість зростає внаслідок перерозподілу кутового моменту в процесі еволюції зір головної послідовності; 3) кутовий момент виникає в тісних подвійних системах в результаті обміну масою. Крім того, висока швидкість обертання Ве-зір, можливо, доповнюється такими процесами, як нерадіальні пульсації та вплив магнітного поля (якщо вони є).

Аналіз відносної кількості Ве-зір у скупченнях з відомим віком і хімічним складом дає можливість більш глибоко вивчити властивості Ве-зір та їх еволюційний статус. Існуючі сьогодні дані не дають однозначного пояснення природи Ве-феномена. У даній роботі досліджено розповсюдження Ве-зір у восьми розсіяних зоряних скупченнях північної півкулі з віком 3-40 млн років, таких як NGC 457, NGC 659, NGC 869, NGC 884, NGC 6871, NGC 6913, NGC 7419 та Berkeley 86. Всього вивчено 59 Ве-зір та 88 зір без слідів емісії, одержано близько 150 профілів лінії Нб та більше 170 спектрів у синій ділянці довжин хвиль.

1. Вивчено профілі лінії Н 48 зір раннього спектрального класу (В0-В3) в молодому розсіяному подвійному скупченні h/ Per. Додатково 15 зір досліджено в діапазоні довжин хвиль 4400-4960 Е. Емісія виявлена у профілях лінії Н у 20 зір. У деяких зір у період спостережень зареєстровані абсорбційні профілі лінії Н, хоча раніше вони були ідентифіковані як Ве-зорі.

2. Досліджено профілі лінії Н 11 зір у скупченні NGC 6871. У 7 членів скупчення досліджено спектри помірної роздільної здатності в інтервалі довжин хвиль 4420-4960 Е. У однієї (BD +35? 3956) з двох Ве-зір спостерігається перехід від фази В до фази Ве. Спектри семи зір не показали слідів емісії в лінії Н.

3. У молодому скупченні NGC 6913 в області лінії Нб отримано три спектри однієї Ве-зорі та два спектри об'єктів спектрального класу В без слідів емісії. У синьому діапазоні довжин хвиль одержано 36 спектрів десяти членів скупчення. Ве-зоря V1322 Cyg демонструвала сильний емісійний профіль лінії Н зі значною змінністю інтенсивності та еквівалентної ширини. П'ять членів скупчення NGC 6913 - це подвійні зорі з варіацією значень променевої швидкості більше 30 км/с.

4. Одержано спектри 11 членів скупчення NGC 457 у спектральній ділянці 3800-5200 Е. Тільки у двох з п'яти Ве-зір спостерігається емісія в лінії Нв. Чотири члени скупчення є подвійними системами. Три зорі демонструють варіацію значень променевої швидкості близько 50-85 км/с.

5. Досліджено популяцію Ве-зір у скупченні NGC 659. Отримано спектри помірної роздільної здатності у 22 об'єктів в інтервалі довжин хвиль 4050-5200 Е та у семи членів скупчення в області лінії Нб. У двох із п'яти Ве-зір, які вивчаються в даній роботі, емісія спостерігалась як в лінії Нб, так і в лінії Нв, у однієї зорі слабка емісія присутня тільки в лінії Нб.

6. В області лінії Н вивчено спектри 34 членів скупчення NGC 7419, додатково отримані спектри в ділянці 3700-6200 Е у 13 об'єктів. Чотири Ве-зорі в період даних спостережень демонстрували абсорбційний профіль лінії, хоча раніше вони були ідентифіковані як Ве-зорі. Емісія в лінії Н спостерігається у спектрах 21 члена скупчень.

7. По спектрах у діапазоні довжин хвиль 4050-5200 Е досліджено об'єкти у скупченні Berkeley 86. Виконані тривалі спостереження трьох подвійних систем. Тільки у однієї з двох Ве-зір, які спостерігалися автором, профіль лінії Нв є емісійним.

8. В результаті спостережень зір у скупченні h Персея знайдено одну нову Ве-зорю; ще один об'єкт, можливо, теж є Ве-зорею.

9. Відома як Ве зоря V622 Per (Оо2371), член скупчення ч Персея, була ідентифікована автором як подвійна система з орбітальним періодом близько 5.2 доби. Розраховано параметри орбіти цієї масивної взаємодіючої системи і визначено її еволюційний статус.

10. Виконано оцінки основних фізичних параметрів атмосфери зір по спектрах помірної роздільної здатності в інтервалі довжин хвиль 4050-5200 Е.

11. Спектри, які досліджувались у дисертаційній роботі, дозволили зробити висновок про те, що ряд об'єктів не є членами відповідних скупчень.

12. Вперше отримано добре виражену залежність відносного вмісту Ве-зір від віку скупчень. Спостерігається помітне збільшення чисельності Ве-зір у скупченнях віком 12-25 млн років. Це свідчить про те, що Ве-феномен, імовірно, є результатом еволюції деяких масивних зір, які знаходяться у другій половині їх життя на головній послідовності. Феномен Ве-зір пояснюється наявністю великого кутового моменту більшості об'єктів. З іншого боку, даний феномен може виникнути і в подвійних системах, коли більш масивний компонент переходить у стадію гіганта. Обидва ефекти існують одночасно як для одинарних, так і для подвійних систем.

Список опублікованих праць за темою дисертації

1. Malchenko S. L. Duplicity and evolution status of the early-type Be star V622Per, the member of the ч Per open star clusters / S. L. Malchenko // Збірник праць конференції [14th young scientists conference on astronomy and space physics] / ред. G. Ivashchenko, A. Golovin. - К. : Київський університет, 2007. - P. 59-62.

2. Мальченко С. Л. Продукты CNO цикла в атмосфере массивной двойной V622Per - члена рассеянного молодого скопления ч Per / С. Л. Мальченко, А. Е. Тарасов, К. Якут // Изв. Крымской астрофиз. обс. - 2008. - Т. 104. - № 2. - С. 200-201.

3. Мальченко C. Л. Профили линий Нб и Нв в спектрах В и Ве звезд в рассеянном звездном скоплении h/ч Персея / C. Л. Мальченко, А. Е. Тарасов // Астрофизика. - 2008. - Т. 51. - С. 305-319.

4. Malchenko S. L. Еvolution status of the early-type Be star V622Per, the member of the ч Per open star clusters / S. L. Malchenko, А. Е. Tarasov, K. Yakut // Odessa Astronomical Publications. - 2007. - V. 20. - P. 120-123.

5. Malchenko S. L. Population of the Be stars in the young open clusters / S. L. Malchenko, А. Е. Tarasov // Збірник праць конференції [15th young scientists conference on astronomy and space physics] / ред. G. Ivashchenko, A. Choliy. - K. : Київський університет, 2008. - P. 52-56.

6. Malchenko S. L. Population of the Be stars in the young open clusters / S. L. Malchenko // Odessa Astronomical Publications. - 2008. - V. 21. - P. 60-64.

7. Мальченко С. Л. Спектроскопия В и Вe-звезд в рассеянных звездных скоплениях NGC 6871 и NGC 6913 / С. Л. Мальченко, А. Е. Тарасов // Астрофизика - 2009. - T. 52. - C. 257-274.

8. Malchenko S. L. Population of Be star in young open clusters of the h/ Persei / S. L. Malchenko // Тези 13th open young scientists' conference on astronomy and space physics. [«Астрономія та фізика космосу»], (Київ, 25-29 квітня 2006 р.) / Київський національний університет ім. Т. Г. Шевченка. - К. : Київський університет, 2006. - С. 52.

9. Malchenko S. L. Duplicity and evolution of the early-type Be star V622Per, the member of the Persei open cluster. / S. L. Malchenko // Тези 14th open young scientists' conference on astronomy and space physics. [«Астрономія та фізика космосу»], (Київ, 23-28 квітня 2007 р.) / Київський національний університет ім. Т. Г. Шевченка. - К. : Київський університет, 2007. - С. 29.

10. Malchenko S. L. Evolution status of the early-type Be star V622Per, the member of the ч Per open star cluster / S. L. Malchenko // Тези Memorial International Scientific Conference dedicated to 100-th anniversary of professor V.P. Tsessevich [«Modern problems of astronomy»], (Одеса, 12 - 18 серпня 2007 р.) / НАН України, Одеський національний університет імені І. І. Мечникова. - Одеса : Астропринт, 2007. - С. 49.

11. Malchenko S. L. Population of the Be stars in the young open clusters / S. L. Malchenko // Тези 15th open young scientists' conference on astronomy and space physics. [«Астрономія та фізика космосу»], (Київ, 14-19 квітня 2008 р.) / Київський національний університет ім. Т. Г. Шевченка. - К. : Київський університет, 2008. - С. 27.

12. Malchenko S. L. Population of the Be stars in the young open clusters / S. L. Malchenko, А. Е. Tarasov // Програма та абстракти Міжнародної наукової конференції робочої групи «Зоряні атмосфери» [«Химическая и динамическая эволюция звезд и галактик»], (Одеса, 25-29 серпня 2008 р.) / Кафедра астрономії та астрономічна обсерваторія Одеського національного університету імені І. І. Мечникова. - Одеса, 2008. - С. 18.

Анотація

Мальченко С. Л. Ве-зорі спектральних класів В0-В3 в молодих розсіяних зоряних скупченнях. - Рукопис.

Дисертація на здобуття наукового ступеня кандидата фізико-математичних наук за спеціальністю 01.03.02 - Астрофізика, радіоастрономія. - Одеський національний університет імені І. І. Мечникова, Одеса, 2010.

Ве-феномен спостерігається у 10-30 % зір спектральних класів В0- В3. На даний момент не існує однозначного та визначального пояснення причини виникнення Ве-феномена. Головна проблема - це з'ясування, проявляється Ве-феномен на певній стадії еволюції кожної зорі спектрального класу В з достатньо високою швидкістю обертання чи він властивий деяким зорям від моменту виходу на головну послідовність. Основною метою дисертаційною роботи було дослідження еволюційного статусу Ве-зір. Для досягнення цієї мети поставлені наступні задачі: отримати та вивчити спектри з високою та помірною роздільною здатністю зір ранніх спектральних класів (В0-В3); виявити неідентифіковані подвійні зорі; здійснити пошук нових Ве-зір зі слабкою емісією в лінії Нб.

Отримано наступні результати. Виконано спектральні спостереження зір спектральних класів В0-В3 у молодих зоряних скупченнях h/ч Per, NGC 6913, NGC 6871, NGC 7419, NGC 457, NGC 659 та Berkeley 86, в результаті чого:

· зроблено оцінки спектрального класу та швидкості обертання зір у даних скупченнях;

· відому Ве-зорю V622 Per, яка входить до складу молодого скупчення Per, ідентифіковано як масивну подвійну взаємодіючу систему. Розраховано параметри орбіти та визначено еволюційний статус даного об'єкта;

· виявлено одну нову Ве-зорю (можливо, дві) у скупченні h Per;

· виявлено закономірність розповсюдження Ве-зір ранніх спектральних класів (В0-В3) у молодих розсіяних зоряних скупченнях різного віку. Максимальна частка Ве-зір спектральних класів В0-В3 спостерігається у скупченнях віком 12-25 млн років та зменшується з віком. Цей факт явного збільшення кількості Ве-зір у скупченнях з певним віком підтверджує гіпотезу про те, що такі об'єкти виникають на кінцевій стадії їх життя на головній послідовності та незадовго до виходу з неї.

Ключові слова: зорі ранніх спектральних класів, Be-зорі, молоді розсіяні зоряні скупчення.

Аннотация

Мальченко С. Л. Ве-звезды спектральных классов В0-В3 в молодых рассеянных звездных скоплениях. - Рукопись.

Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук по специальности 01.03.02 - Астрофизика, радиоастрономия. - Одесский национальный университет имени И. И. Мечникова, Одесса, 2010.

Ве-феномен наблюдается у 10-30 % звезд ранних спектральных классов В0-В3. Эволюционный статус классических Ве-звезд остается обсуждаемым и пока еще не до конца решенным вопросом. Ве-феномен тесно связан с вращением звезд. И в зависимости от того, наблюдается повышенная потеря массы в течение всей фазы пребывания звезды на главной последовательности или только на некоторой ее части, будет зависеть принятая эволюционная модель для звезды с высокой скоростью вращения. У большинства Ве-звезд наблюдается значительное вращение, со скоростями, близкими к критическим. Известны три основные причины наличия такого высокого углового момента: такой момент является изначальным и возникает при формировании звезд; угловой момент увеличивается в результате его перераспределения в процессе эволюции звезды вдоль главной последовательности; он возникает в тесных двойных системах в результате обмена массой. Кроме того, быстрое вращение, возможно, дополняется такими процессами, как нерадиальные пульсации, и влиянием магнитного поля (если они есть).

Главная проблема - выяснение вопроса, проявляется ли Ве-феномен на определенной стадии эволюции каждой В-звезды с достаточно высоким угловым моментом или он присущ некоторым звездам с момента попадания на главную последовательность. Изучение относительного числа Ве-звезд как функции возраста скоплений может существенно помочь в данном вопросе.

В данной диссертационной работе по спектрам высокого и умеренного разрешения изучена популяция Ве-звезд в молодых рассеянных звездных скоплениях разного возраста. Основной целью работы было исследование эволюционного статуса Ве-звезд. Для достижения этой цели были поставлены следующие задачи: получить и исследовать спектры с высоким и умеренным разрешением звезд ранних (В0-В3) спектральных классов с целью выявления у них вероятной двойственности и найти новые Ве-звезды со слабой эмиссией в линии Нб.

Получены следующие результаты. Выполнен анализ популяции Ве-звезд в молодых рассеянных скоплениях h/ч Per, NGC 457, NGC 659, NGC 6871, NGC6913, NGC 7419 и Berkeley 86, в результате:

· оценен спектральный класс и скорости вращения для звезд изучаемых скоплений;

· известная Ве-звезда V622 Per, которая входит в состав молодого скопления Per, идентифицирована как массивная двойная взаимодействующая система;

· рассчитаны параметры орбиты и определен эволюционный статус данного объекта. Обнаружены одна или, возможно, две новые Ве-звезды в скоплении h Per;

· выявлена закономерность распределения Ве-звезд ранних спектральных классов (В0-В3) в зависимости от возраста скоплений. Максимальная концентрация Ве-звезд спектральных классов В0-В3 наблюдается в скоплениях возрастом 12-25 млн лет и уменьшается с возрастом. Это вполне понятно и связано с тем, что они покидают главную последовательность. Важным является тот факт, что меньшее число Ве-звезд наблюдается в более молодых скоплениях (1-7 млн лет). Факт явного увеличения числа Ве-звезд в скоплениях с определенным возрастом подтверждает гипотезу о том, что Ве-звезды возникают на конечных стадиях жизни звезд спектральных классов В0-В3 на главной последовательности до ухода с нее.

Ключевые слова: звезды ранних спектральных классов, Ве-звезды, молодые рассеянные звездные скопления.

Summary

Malchenko S. L. Be stars of the spectral classes B0 - B3 in the young open stellar clusters. - Manuscript.

Thesis for Candidate of Science degree (Doctor of Philosophy) in Physics and Mathematics by speciality 01.03.02 - Astrophysics, radioastronomy. - Odessa I.I. Mechnikov National University, Odessa, 2010.

Be phenomenon can be observed in 10-30 % early type stars of spectral classes B0-B3. At this moment there is no concrete and confident explanations of developing of Be phenomenon. The main problem is to determine whether Be phenomenon is manifested at a certain stage in the evolution of each star with a high sufficient angular momentum or it is inherent in some of the stars since their formation. The main goal of the research was to examine the evolutionary status of Be phenomenon. To do this, the research has the following objectives: (1) to obtain and explore the spectra of high and moderate resolution of early stars of spectral types В0-B3 in order to determine their possible binarity and (2) to find new Be stars with weak emission in Нб line.

The following results were obtained. Population of Be stars in young open clusters h/ч Per, NGC 457, NGC 659, NGC 6871, NGC6913, NGC 7419 and in Berkeley 86 were analyzed and result are:

· spectral class and rotation rate were estimated for stars within observed clusters;

· the famous Be star V622 Per, which is a member of young cluster Per, was identified as a massive binary interacting system;

· the parameters of the orbit and the evolutionary status of this object were also defined. One (or two) new Be star was detected in the cluster h Per;

· population of Be stars of early spectral types В0-B3 in the young open clusters was studied. The patterns of Be stars' distribution were also determined which depend on the age of clusters. Maximum percentage of Be stars of spectral types В0-B3 was observed within clusters with the age of 12- 25 million years and decreased with age. This fact supports the hypothesis that Be stars are formed in the final stages of their lives on the main sequence and of leaving it.

Keywords: early type stars, Be stars, young open stellar clusters.

Размещено на Allbest.ru