Ае/Ве звезды Хербига : Спектроскопия высокого разрешения и структурно-кинематические особенности оболочек

ОГЛАВЛЕНИЕ
стр.
ВВЕЛЕНИЕ................................................................7
ГЛАВА I. ОСНОВНЫЕ ПРОБЛЕМЫ, СВЯЗАННЫЕ С ИССЛЕДОВАНИЕМ Ае/Ве ЗВЕЗД ХЕРБИГА.............................................35
§1 Сценарий ранней эволюции звезд: от молекулярного облака до главной последовательности .................................................35
1.1.1. Молекул ирные облака........................................35
1.1.2. Начальная стадия звездообразования..........................38
1.1.3. Эволюция на стадии протозвезды..............................39
1.1.4. Стадия гидростатического гравитационного сжатия (PMS-фаза) 4G
§2 Основные свойства Ае/Ве звезд Хербига и проблема их отождествления с PMS-объектами промежуточных масс..................................51
1.2.1. Первоначальный список Хербига и его классификационные критерии.......................................................51
1.2.2. Основные наблюдательные характеристики Ае/Ве звезд Хербига .. 54
1.2.3. Новый набор классификационных признаков, определяющий группу Ае/Ве звезд Хербига............................................75
§3 Структурные особенности околозвездиых оболочек Ае/Ве звезд Хербига 77
1.3.1. Структурные различия околозведной среды у PMS объектов различной массы..............................................................77
1.3.2. Характер взаимодействия между звездой и оболочкой: аккреционно-магнитосферная модель для СТТ-звезд....................................79
1.3.3. Проблема применимости классической AM-модели к Ае/Ве звездам Хербига........................................................82
1.3.4. Феноменологическая модель Ае/Ве звезды Хербига с частично фрагментированным аккреционным диском..............................86
1.3.5. Сценарий активности Ае/Ве звезд Хербига с источником звездного ветра, независимого от дисковой аккреции.......................90
1.3.6. Ае/Ве звезды Хербига как двойные системы....................92
§4 Основные направления будущих исследований PMS объектов промежуточных масс. Пулковская программа спектроскопии высокого разрешения избранных Ае/Ве звезд Хербига......................................93
1.4.1. Общие перспективные направления будущих исследований Ае/Ве звезд Хербига........................................................93
1.4.2. Пулковская программа спектрального исследования Ае/Ве звезд Хербига в видимой области спектра.................................97
1.4.3. Участники программы. Основные и кооперативные наблюдения 100
ГЛАВА II. СПЕКТРАЛЬНЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ ОБЪЕКТОВ С ПРИЗНАКАМИ СИЛЬНОГО ЗВЕЗДНОГО ВЕТРА.....................................102
§1 Наблюдения, обработка данных и краткая характеристика наблюдательного материала.......................................................102
§2 ABAur (MWC93)....................................................105
§3 HD 163296 (MWC275).............................................. 113
§4 HD 31648 (МWC 480).............................................. 120
§5 III) 36112 (MWC758)............................................. 129
3
§0 НБ 50138 (М\УС 158)..............................................136
\\7 Малоисследованный объект НО 37806 (М\\,ТС 1*20). Общие свойства спек-
тральной переменности Ае/Ве звезд Хербига с признаками звездного ветра.........................................................144
ГЛАВА III. МОДЕЛЬНЫЙ МЕТОД И ЕГО ВОЗМОЖНОСТИ ПРИ ИС-
СЛЕДОВАНИИ НЕОДНОРОДНОЙ СТРУКТУРЫ ГАЗОВЫХ ОКОЛО-ЗВЕЗДНЫХ ОБОЛОЧЕК.............................................150
§1 Общее содержание модельного метода...............................150
Расчет функций источников и коэффициентов поглощения в водородных линиях по методу Соболева.......................................153
§3 Расчеты профилей линий и чувствительность результатов к параметрам модели ...........................................................157
§4 Особенности использования модельного метода для анализа спектральной переменности....................................................16Б
§5 Модели звездного ветра с неоднородным распределением по широте 175
1{6 Модели оболочки с неоднородной кинематикой......................180
3.6.1. Зоны твердотельного вращения...............................182
3.6.2. Декрсционный диск..........................................183
§7 Модели оболочки содержащие локальные неоднородности..............180
3.7.1. Локальные сгущения (блобы).................................185
3.7.2. Азимутальные неоднородности ветра в виде струй.............1Б7
3.7.3. Слоистая широтная структура ветра (Ы*5)....................194
4
ГЛАВА IV. СТРУКТУРНЫЕ ОСОБЕННОСТИ ЗВЕЗДНОГО ВЕТРА Ае/Ве ЗВЕЗД ХЕРБИГА.....................................................198
§1 Экваториальные диски и аккреция у объектов с признаками звездного
ветра.............................................................198
§2 Глобальные изменения профилей бальмеровских линий, как результат широтного перераспределения звездного ветра........................203
4.2.1. Крупномасштабная спектральная переменность AB Aur в 19S8 г 204
4/2.2. Спектральная переменность HD 31648 в период активности объекта в октябре 199S г................................................216
§3 Азимутальные неоднородности в звездном ветре.....................219
4.3.1. Признаки глобальной азимутальной неоднородности в звездном ветре у объектов программы..........................................220
4.3.2. Азимутальная неоднородность в звездном ветре АВАиг в январе
1994 г............................................................223
§4 Локальные неоднородности в звездном ветре........................231
4.4.1. Переменность типа ‘‘стоячих волн”..........................232
4.4.2. Переменность типа “бегущих волн”...........................232
Основные выводы из главы IV.........................................237
ГЛАВА V. ИСЛЕДОВАНИЕ Ае/Ве ЗВЕЗД ХЕРБИГА С ПРИЗНАКАМИ АККРЕЦИОННЫХ ДИСКОВ...............................................239
§1 Свойства околозвездного газа в окрестности HD 100546 ........... 241
5.1.1. Общие сведения об объекте..................................241
5
5.1.2..Особенности переменности линий На и Н;У в спектре НБ 100546 в 1992-1995 г..................................................................242
•3.1.3. Одновременные спектральные и фотометрические наблюдения НБ 100546 в ЕБО (Чили) в марте 1994 г..........................243
5.1.4. Необычное явление в июне 1992 г.: быстрая трансформация профилей бальмеровских линий.................................................260
§2 Активные явления в спектральном поведении НБ 200775 (М\УС361)..... 270
5.2.1. Общие сведения об объекте....................................270
5.2.2. Спектроскопическое исследование НБ 200775 в 1986-1990 гг.....272
5.2.3. Кооперативные наблюдения НБ200775 в период 1994-1999 гг., охватывающий фазу повышенной активности объекта в 1997 г 276
5.2.4. НБ 200775 как возможная двойная система......................291
§3 Первые результаты спектроскопии новых объектов программы с признаками аккреционных дисков..............................................292
5.3.1. НБ 259431 (М\УС 147)........................................ 292
5.3.2. Массивные системы НБ 53367 (М\\’С 166) и НБ 52721 (М\УС 164).298
Основные выводы из У-й главы..........................................305
ЗАКЛЮЧЕНИЕ.............................................................308
ЛИТЕРАТУРА ............................................................319
6
ВВЕДЕНИЕ
Актуальность темы
Теория образования звезд предсказывает существование эволюционной фазы, когда молодая звезда, до того скрытая внутри плотного непрозрачного газопылевого кокона, появляется в видимой области спектра и продолжает свою эволюцию в сторону главной последовательности в режиме гидростатического сжатия. Па этой стадии она сильно отличается по своему внутреннему строению от звезд главной последовательности, в ее ядре еще не началось горение водорода. Эволюция молодой звезды сопровождается ее активным взаимодействием с околозвездной оболочкой, оставшейся от первоначального родительского кокона.
Подобные объекты малых масс (0.5-2A/q) были в свое время однозначно отождествлены с эмиссионными М -F звездами типа TTauri. В 1960 г. Хсрбиг [1] опубликовал первый список кандидатов в молодые звезды, имеющих массы от 2 до примерно 8~1ОА/0. Список содержал 26 объектов спектральных классов A B с эмиссионными линиями и расположенных в районах темных и светлых отражательных туманностей. Впоследствии эти объекты получили название Ае/Ве звезд Хер бита.
За 40 лет интенсивного исследования было обнаружено много отличительных свойств Ае/Ве звезд Хсрбига. Сам список объектов неоднократно уточнялся и дополнялся, изменялся и набор их определяющих признаков. Так, в настоящее время в качестве одного из основных критериев признается наличие у объекта избытка излучения в инфракрасной области спектра, связанного с излучением пыли. В то же время было открыто много так называемых “изолированных” Ае/Ве звезд Хербига, обладающих всеми свойствами классических звезд Хербига, за исключением одного - их видимой ассоциации с туманностями.
Несмотря на большое количество накопленной информации, наши знания об Ае/Ве звездах Хербига остаются достаточно неполными и противоречивыми. До сих пор предметом дискуссии являются:
7
1. Особенности крупномасштабной пространственной структуры их газопылевой околозвездной среды. Здесь особое значение приобретает проблема существования и строения околозвездных дисков, из которых со временем могли бы возникнуть планетные системы. Этот вопрос стал особенно актуальным после открытия гигантских планет около ряда звезд солнечного типа.
2. Характер взаимодействия между звездой и ее оболочкой. Сюда относятся такие вопросы, как:
-баланс между процессами истечения и аккреции в околозвездной среде; -природа высокотемпературных зон околозвездного газа;
-источники генерации звездного ветра;
-возможная двойственность объекта, как причина его активности.
3. Особенности звездного магнетизма. Магнитные поля могут во многом определять как структуру околозвездной среды, так и ход протекающих в ней физических процессов.
4. Проблема генетической однородности группы Ае/Ве звезд Хербига. До сих пор еще не найдено четких наблюдательных критериев, позволяющих однозначно выявлять объекты промежуточных масс на стадии эволюции до главной последовательности. В итоге, в группу могли попасть объекты различной физической природы и эволюционного статуса. Возможное существование среди Ае/Ве звезд Хербига нескольких подгрупп объектов с различными свойствами было отмечено еще в первой работе Хербига [1].
Круг исследований, выполненных в рамках настоящей диссертационной работы, непосредственно связан с решением проблем, перечисленных в пунктах (2) и (3), что и определяет актуальность темы диссертации.
S
Цели, задачи и методы исследования.
В наиболее общей формулировке, целью работы был сравнительный анализ характера взаимодействия между звездой и ее околозвездной средой у избранных Ае/Ве звезд Хербига, входящих в различные подгруппы. При этом было использовано исходное предположение о том, что процессы взаимодействия должны приводить к формированию специфической пространственно-кинематической структуры околозвездной среды, доступной для изучения методами наблюдательной астрофизики. Особенности этой структуры и были непосредственным предметом исследования в настоящей работе.
В работе были использованы следующие методы исследования:
1. Изучение особенностей спектральной переменности объектов программы на временном масштабе от часов и дней до месяцев и лет на основе нового спектроскопического материала, полученного с высоким спектральным разрешением (R порядка 30000-50000) и с отношением сигнал/шум около 100 на уровне непрерывного спектра. При этом анализировалось спектральное поведение параметров линий, образующихся в различных областях околозвездного газа, что давало возможность получить информацию об общей картине явлений, происходящих в оболочке.
2. Получение дополнительной наблюдательной информации путем организации программ фотометрических и поляриметрических наблюдений, параллельных с основной программой спектроскопического исследования.
3. Интерпретация поведения параметров спектральных линий в рамках моделей газовой оболочки с неоднородной пространственно-кинематической структурой.
Круг конкретных задач, решаемых в рамках диссертационной работы, выглядел следующим образом:
1. Составление списка объектоз исследования, включающего Ае/Ве звезды Хербига различного типа.
В итоге были выбраны две группы звезд:
9
Ае/Ве звезды Хербига и кандидаты в эту группу с признаками сильного звездного ветра, имеющие Р Cyg-профили линий На и Н/У (б объектов: AB Aur, HD 163296, Hü 36112, HD 31648, HD 50138 и HD 37806);
объекты с признаками вращающихся аккреционных дисков с двойными эмиссионными профилями бальмеровских линий (5 объектов: HD 100546, HD 200775, HD 259431, HD 53367 и HD 52721).
2. Получение для каждого из объектов программы представительного ряда спектральных наблюдений в области линий:
На и II/?, формирующихся в обширном пространственном объеме газовой оболочки, где ионизован водород;
Hel 5876 , образующейся в геометрически тонком высокотемпературном слое вблизи поверхности звезды;
- красного дублета DNal , возникающего в удаленных районах холодного около-звездного газа на расстоянии 10-20 радиусов звезды.
Кроме того, отдельные наблюдения предполагалось провести в спектральных областях, содержащих наиболее характерные фотосферные линии.
3. Анализ особенностей спектрального поведения объектов программы различного типа и выявление характерных типов их переменности.
4. Интерпретация результатов спектральных наблюдений с использованием модельного метода.
Предполагалось использовать разработанную автором программу не-ЛТР расчетов теоретических профилей водородных линий в рамках моделей неоднородных газовых оболочек с произвольными распределениями плотности, скорости и температуры. Эта программа предусматривает вычисление функций источников и коэффициентов непрозрачности в линиях по методу Соболева для движущихся сред [2'j и построение их профилей на основе численного решения точного уравнения переноса излучения.
5. Сопоставление результатов феноменологического моделирования около-звездной среды у объектов программы с существующими физическими теориями
10
и сценариями взаимодействия звезды и оболочки у молодых объектов промежуточных масс.
Научная новизна
В диссертации представлены следующие новые результаты:
Впервые были получены длинные и плотные ряды спектральных наблюдений с высоким разрешением в области линий На, Н/У, Не! 5876 и DNal для 11 Ае/Ве звезд Хер бита, что позволило проанализировать и систематизировать особенности профилей этих линий, а также их переменность.
Впервые было установлено, что трансформация профилей бальмеровских линий типа: Р Cygll <=? Р Cyg III и Р Cyg Single является общим характерным
типом крупномасштабной спектральной переменности у Ае/Ве звезд Хербига с признаками сильного ветра.
- Впервые было показано, что подобная трансформация профилей может быть объяснена в рамках моделей звездного ветра, переменного по широтному распределению, а также содержащего азимутальные неоднородности с перепадом плотности более, чем на порядок. Для выполнения этой части работы была разработана специальная версия модельного метода, позволяющая анализировать изменения в оболочке со сложной структурой.
- Было установлено, что все объекты программы со спектральным классом от BS до А2 показывают признаки одновременного существования дискретной аккреции и равномерного звездного ветра, о чем свидетельствует их характерный двухкомпонентный тип профиля линии гелия: стабильный фиолетовый эмиссионный пик и сильно переменная красная часть, в которой может наблюдаться как абсорбция, так и эмиссия.
Впервые был проведен детальный спектроскопический мониторинг двух объектов с двойными эмиссионными профилями линий На и Нß (HD 10054G и HD 200775). Было установлено, что у обоих объектов наблюдаются фазы, когда вместо признаков аккреции из вращающегося околозвездного диска на звезду
11
наблюдаются признаки истечения вещества, что проявляется, как перемещение центральной абсорбция на профилях бальмеровских линий из красной части профиля в его фиолетовую часть.
Была обнаружена крупномасштабная переменность профилей На и Н/? в спектре одного из этих объектов - В9е-звезды НБ 100540, когда за двое суток в области красного крыла двойного эмиссионного профиля появилась широкая и глубокая вторичная абсорбция. С использованием модельного метода было показано, что она может быть связана с внезапным выпадением на звезду значительной массы вещества из локальной, азимутально ограниченной области внутреннего аккреционного диска, удаленной от звезды на расстояние порядка 10 радиусов звезды. Была сделана оценка темпа дискретной аккреции для даты, когда наблюдалось это явление. Он оказался одного порядка с темпом регулярной аккреции, наблюдаемой у НГ) 10054(3 в этот сезон.
- Впервые было обнаружено, что общим свойством Ае/Ве звезд Хербига с признаками сильного звездного ветра является быстрая переменность в фиолетовой части профиля (область Р С>^-абсорбции), имеющая вид “стоячих волн”, тогда как в красной части профиля она либо напоминает “бегущие волны’1, либо носит более сложный характер.
С использованием модельного метода было показано, что быстрая переменность профилей Но и НЗ в области Р С’уй-абсорбции типа “стоячих волн1' должна наблюдаться, если в зоне звездного ветра вблизи луча зрения вращаются азимутальные неоднородности с перепадом плотности в 3 - 4 раза.
С использованием модельного метода было также; показано, что быструю переменность типа “бегущих волн ’, наблюдавшуюся в красной части На-профиля в спектрах некоторых объектов программы (НГ) 163296 и НО 31648) можно объяснить в рамках модели звездного ветра, содержащего в области своего ускорения локальные плотные сгущения.
На основе анализа скорости перемещений локальных спектральных деталей на профиле Но в спектре НО 100546 в период его локального фотометриче-
12
ского минимума блеска было показано, что они могут быть связаны с движением и частичным разрушением кометообразных тел. движущихся около этих звезд по вытянутым орбитам.
Научная и практическая ценность.
1. Полученный спектральный материал может быть использован для дальнейшего анализа и модельных расчетов по мере развития физической теории явлений, наблюдаемых у Ае/Ве звезд Хербига.
2. Разработанная программа не-JITP расчетов теоретических профилей линий для моделей неоднородных оболочек может быть распространена на линии других элементов, формирующихся в оболочках звезд в среде с большим градиентом скорости. Она может быть также использована для расчета поляризационных параметров Стокса для моделей замагниченной газовой среды, что может быть полезным для диагностики и исследования особенностей звездного и около-звездного магнетизма для любых объектов с газовыми оболочками.
3. Феноменологические модели неоднородных оболочек могут служить базой для разработки более полных физических моделей процессов, происходящих у Ае/Вс звезд Хербига.
Па защиту выносятся:
1. Новый спектроскопический материал, представляющий собой более 900 спектроз высокого разрешения 11 избранных Ае/Ве звезд Хербига, из которых более 700 было получено непосредственно автором диссертации.
2. Результаты исследования крупномасштабной спектральной переменности G-ти объектов программы с признаками сильного звездного ветра. Обнаружение двух типов глобальной трансформации профилей их бальмеровских линий, которые могут наблюдаться на временном масштабе в несколько дней и являются общим характерным свойством этих объектов: трансформация типа PCygH <==> Р Cyg III и Р Cyg <=> Single.
13
3. Результаты детального исследования быстрой спектральной переменности G-ти объектов программы с признаками сильного звездного ветра на временном масштабе от часов до минут. Вывод о том. что появление локальных спектральных деталей в виде “стоячих волн” интенсивности в фиолетовой части профилей их бальмеровских линий является общим отличительным свойством объектов этого типа. При этом в красной части этих профилей наблюдаются либо “бегущие волны”, либо переменность носит более сложный характер.
4. Результаты исследования крупномасштабной структуры звездного ветра у Ас/Ве звезд Хербига с использованием модельного метода. Вывод о том, что особенности структуры могут быть описаны в рамках моделей неоднородных газовых оболочек, которые позволяют объяснить наблюдаемые глобальные изменения профилей их водородных линий и сделать количественные оценки пара-метров их околозвездного газа. Эта серия моделей предполагает:
а) различные виды широтного перераспределения вещества в зоне звездного ветра и
б) движение в звездном ветре крупномасштабных азимутальных неоднородностей с перепадом плотности более чем на. порядок.
о. Результаты исследования мелкомасштабной структуры звездного ветра Ае/Ве звезд Хербига с использованием модельного метода. Вывод о том, что быстрая переменность, наблюдаемая в водородных линиях, может быть интерпретирована в рамках моделей звездного ветра, содержащего азимутальные неоднородности, а также локальные сгущения с перепадом плотности в 3-4 раза. Вывод о том, что “бегущие волны" в красной части профиля должны возникать, если ветер в зоне своего ускорения содержит плотные облака, а “стоячие волны” в фиолетовой области профиля - если ветер в области замедления имеет неоднородную струйную структуру.
б. Результаты исследования кинематической структуры высокотемпературной зоны околозвездного газа з оболочках звезд Ае/Ве звезд Хербига по результатам наблюдения в линии Ile I 5876 . Вывод о том, что у объектов со спектраль-
14
ными классами в интервале В8-А2 в этой зоне должна одновременно присутствовать дискретная аккреция на звезду и звездный ветер с более равномерным ха-рактером движения.
7. Результаты спектроскопического исследования объектов с признаками вращающихся аккреционных дисков (IID 100546 и HD 200775). Обнаружение стадий глобальной трансформации профилей их водородных линий. Вывод о том, что в отдельные периоды у обоих объектов вместо признаков регулярной аккреции наблюдаются признаки истечения вещества.
8. Подтверждение гипотезы о движении около HD 100546 протокометных тел и их частичном разрушении при сближении со звездой на основании результатов исследования быстрой спектральной переменности этого объекта, наблюдавшейся в период его локального фотометрического минимума.
9. Результаты детального анализа спектральной переменности HD 200775 во время фазы его повышенной активности в 1997 г. на основании 130 спектров, полученных с 1994 по 1999 г. Вывод о том, что для интерпретации сложного комплекса наблюдавшихся активных явлений лучше всего подходит сценарий, предполагающий появление у объекта звездного ветра за счет источника, независимого от дисковой аккреции.
Апробация работы
Основные результаты диссертации докладывались на астрофизических семинарах ГАО РАН, АО СПбГУ, КрАО, на всесоюзных совещаниях и конференциях: по проблемам исследования переменных звезд (Одесса, 1984 и 1987 гг.), “Be звёзды” (Тыравере, 1987), по Be звездам и Ае/Ве звездам Хербига (Алма-Ата, 1988 и 1990 гг.), “Актуальные проблемы астрофизики -IV” (Цей, Северная Осетия).
Автором было сделано 24 доклада на 18 международных конференциях и симпозиумах:
1. IAU Coll. 90, “Upper Main Sequence stars with anomalous abundances”, Крым, Ha-
15
учный, май 1985.
2. International meeting on “Stellar magnetism”, Нижний Архыз, сентябрь 1991.
3. IAU Symp. 162, “Pulsation, Rotation and Mass-Loss in early type stars”, Франция, Антиб, сентябрь 1993г.
4. First Conference on “Nature and Evolutionary Status of Hcrbig Ae/Be stars”, Голландия. Амстердам, октябрь 1993г.
5. Conference on “Circumstellar Matter”, Шотландия, Эдинбург, август 1994г.
G. Conference on “Disks and Outflows around Young Stars” , Германия, Гейдельберг, сентябрь 1994г.
7. International meeting on “Stellar magnetic fields”, Нижний Архыз, май 1995 г.
8. NATO ASI on “MHD Flows”, Греция, Гераклион, июнь 1995г.
9. MUSICOS workshop, Шотландия, Сен-Андрюс, сентябрь 1995г.
10. Ежегодный съезд Бразильского Астрономического Общества (Sociedade Astronomica Brasileira), Бразилия, Сан-Пауло, 199G.
11. Ежегодный съезд Бразильского Астрономического Общества (Sociedade Astronomica Brasileira), Бразилия, Сан-Пауло, 1997.
12. The 7th Asian-Pacific Regional Meeting of the IAU, Корея, Пусан, август 199G.
13. IAU Symposium 182. on “Herbig-Haxo Objects and the Birth of Low Mass Stars”, Франция, Шамони-Монблан, январь 1997.
14. Workshop on “B[e] stars”, Франция, Париж, июнь 1997.
15. ESO Workshop on “Cyclic variability in stellar winds”, Германия, Мюнхен, октябрь 1997.
16. MUSICOS Workshop, Германия, Мюнхен, октябрь 1997.
17. Workshop on “Em Estrelas Pre Sequencia Principal (Звезды на стадии эволюции до главной последовательности)”, Бразилия. Рио-де-Жанейро, февраль 1998.
18. IAU Colloquium 175 on “The Be Phenomena in Early-Type Stars”, Испания, Аликанте, июнь 1999.
Кроме того, результаты работы были представлены на семинарах в нссколь-
10
ких зарубежных астрономических центрах, таких как: ESO (Мюнхен, 1991, 1992 и 1994) и Университет штата Минас-Жерайс (Белу-Аризонти, Бразилия, 1998).
Структура и объем диссертации
Диссертация состоит из Введения, пяти глав, Заключения и списка цитируемой литературы (344 наименования). Она содержит 74 рисунка и 15 таблиц. Общий объем диссертации - 350 страниц.
СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ
Во Введении обосновывается актуальность темы, обсуждаются основные цели, задачи и методы, использованные з работе, отмечается научная новизна и практическая значимость ее результатов, дается краткое изложение содержания диссертации, указывается, где диссертация прошла апробацию и формулируются основные положения, выносимые на защиту. Там же приводится список опубликованных работ автора по теме диссертации с указанием его непосредственного вклада в те работы, которые были выполнены с соавторами.
ГЛАВА I носит обзорный характер.
В §1 показывается, что на всех этапах ранней эволюции наиболее многообразная и сложная картина эволюционных изменений должна наблюдаться у звезд промежуточных масс (от 2 до 8 А/@). На более ранней гидродинамической (протозвездной) стадии внутреннее строение и радиус этих объектов сильно и немонотонно зависят от массы. На следующем этапе гидростатического сжатия и эволюции в сторону главной последовательности (РМБ-фаза) объекты промежуточных масс в зависимости от величины массы эволюционируют по-разному
[3]. Если масса объекта не превышает 2.5 Д/0, то, появившись на диаграмме Герцшпрунга-Рассела на “линии рождения1', они перемещаются сначала вдоль изотермического конвективного трека Хаяши, а потом сворачивают на горизонтальный радиативный трек. Объекты с массой от 2.5 до 4 Д/^перед выходом на радиативный трек проходят короткую фазу терморелаксации, во время которой
17
они поднимаются на диаграмме выше “линии рождения”. Наиболее массивные звезды эволюционируют сразу вдоль радиативных треков, а объекты с массой более 8-10 Л/фПоявляются в видимой области уже на главной последовательности. Время, которое молодые звезды проводят на. эволюционной PMS-стадии, является быстро убывающей функцией массы: от 10' лет до нуля для объектов с массами от 2 до 8-10 М®. Остается открытым вопрос, в какой мере многообразие форм ранней эволюции звезд промежуточных масс может быть связано с многообразием наблюдаемых форм взаимодействия этих звезд с их оболочками, проявляющееся, как феномен Ае/Ве звезды Хербига..
В §2 обсуждаются основные свойства Ае/Ве звезд Хербига, связанные с наличием у них газопылевых оболочек. Свойства этих оболочек можно исследовать на основании различных наблюдательных характеристик, среди которых можно выделить:
1. Характеристики общей крупномасштабной структуры (прямые пространственные изображения объектов, спектральное распределение энергии их излучения в ИК диапазоне, спектральная зависимость параметров собственной поляризации и околозвездной экстинкции).
2. Характеристики мелкомасштабной структуры околозвездной пылевой материи (фотометрическая переменность, эффект “поголубения” в глубоких минимумах блеска, поляриметрическая переменность).
3. Характеристики физических условий в околозвездном газе, а также его кинематики и пространственного распределения (многочисленные линии в ультрафиолетовой. видимой и ИК областях спектра, характер их переменности).
Интерпретация многих свойств Ае/Ве звезд Хербига оказывается неоднозначной. Наиболее дискуссионным оказался вопрос о характере взаимодействия между звездой и оболочкой у этих объектов, о природе наблюдаемых у них активных явлений и. в частности, о механизмах генерации их звездного ветра.
Обсуждению этого вопроса посвящен §3.
В настоящее время для PMS-объектов малых масс (TTau-звезд) общепри-
18
знана так называемая аккреционно-магнитосферная (AM) модель взаимодействия между звездой и оболочкой, для реализации которой необходимо наличие [4]: а) аккреционного диска и Г>) достаточно сильного дипольного магнитного поля (порядка килогаусс). Согласно этой модели, диск взаимодействует с магнитосферой звезды и искажает общую конфигурацию глобального магнитного поля, что приводит к формированию на промежуточных широтах системы открытых силовых линий. Магнитное поле на внутренней границе диска останавливает экваториальную аккрецию. В результате часть вещества диска, стекает на звезду вдоль замкнутых силовых линий в область высоких широт, что приводит к образованию на ее поверхности горячих пятен. Другая часть вещества, уходит в сторону от звезды вдоль открытых силовых линий в виде звездного ветра.
Подобная модель хорошо согласуется с результатами наблюдений Т Tau-звезд и гораздо менее убедительно - с явлениями, наблюдаемыми у Ае/Ве звезд Хербига. У Ае/Ве звезд Хербига нет фотометрических и спектральных признаков горячих пятен на поверхности звезды, аккреция на звезду у них происходит в экваториальной плоскости и носит дискретный характер. Прямые магнитографические измерения не показывают наличие у Ае/Ве звезд Хербига сильного магнитного поля, необходимого для реализации классического АМ-сценария.
Модификация AM-модели для применения ее к Ае/Ве звездам Хербига была предложена Грининым и Ростопчиной [5]. Исследуя корреляцию между фотометрической и поляриметрической активностью этих объектов и наличием у них двойного эмиссионного профиля линии Но, они сделали вывод, что пространственно-кинематическая структура оболочек Ае/Ве звезд Хербига должна быть идентична той, что признана у звезд типа ТТаи и предполагает существование аккреционного диска на экваторе и звездного ветра на промежуточных широтах. Ими была предложена феноменологическая модель оболочки, отличающаяся от классической AM-модели тем, что в их модели: а) магнитное поле диполя существенно слабее (порядка 102 гаусс) и б) диск уже в значительной мере фрагментирован. Согласно этой модели: а) магнитное поле уже не может
19
остановить экваториальную аккрецию и направить потоки вещества, выпадающие на звезду, в область высоких широт, б) часть аккреции на звезду происходит при частичном разрушении протокометных тел, двигающихся по вытянутым орбитам, при их сближении со звездой. Поэтому аккреция у Ае/Ве звезд Хербига чисто экваториальная и дискретная. Предложенная модель, действительно, снимает ряд противоречий, мешающих применению модели АМ-типа к Ае/Ве звездам Хербига. Однако, она требует подтверждения на основе физических (МГД) расчетов, а также не объясняет зависимость ряда наблюдаемых особенностей Ае/Ве звезд Хербига от спектрального класса (например, факт принадлежности подавляющей части объектов с Р Су§-профилями бальмеровских линий к узкому диапазону спектральных классов от В8 до А2).
Помимо модифицированной АМ-модели, в настоящее время рассматриваются и другие, альтернативные сценарии взаимодействия между звездой и оболочкой, которые могут привести к формированию такой же пространственнокинематической структуре оболочки. Один из них - это модель ветра, возникающего в результате центробежного ускорения вещества диска вдоль силовых линий его собственного магнитного поля, вращающегося вместе с диском б]. В этой модели механизм генерации ветра может не иметь прямой связи с процессом дисковой аккреции, а. магнитное поле диска может быть различного происхождения (реликтовое поле, динамо-процесс в локальных областях диска, и т.д.).
Другой возможный сценарий - это одна из наиболее распространенных моделей классической Ве звезды. В этой модели звездный ветер имеет независимый источник, связанный с самой звездой [7,8]. Его взаимодействие с диском приводит к: а) появлению в диске зоны, где происходит отток вещества от звезды, б) пополнению диска веществом за счет малоскоростной компоненты звездного ветра, которое не может покинуть систему и в) аккреции из внутренних областей диска на звезду.
Заслуживает внимания и физическая, т.н. аккреционно-фотосферная модель, предложенная Н.Ихсановым ;9 для катаклизмических переменных. Она предпо-
20
лагает ситуацию, когда магнитное поле звезды недостаточно сильно, чтобы остановить экваториальную аккрецию. В этом случае происходит возмущение фото-сферного слоя на экваторе звезды, что вызывает его внутреннюю перестройку. Это приводит к формированию на промежуточных широтах системы локальных магнитных полей с открытой конфигурацией, вдоль которых может идти звездный ветер, генерируемый в самой звезде. Однако, требуется специальная проверка того, в какой мере подобный сценарий может быть применен к молодым звездам.
И, наконец, совершенно особый вид взаимодействия звезды и окружающей ее среды может сформироваться, если объект является двойной системой,
В последнем параграфе этой гла-вы (§4) обсуждаются наиболее перспективные направления будущих исследований Ае/Ве Хербига и кратко описывается Пулковская программа наблюдений, в рамках которой проводилась данная работа.
В параграфе приводится список из 23 объектов перспективной Пулковской программы исследования Ае/Ве звезд Хербига, для 13 из которых уже начаты наблюдения. Полученные результаты для 11 объектов обсуждаются в настоящей диссертации (для 7 объектов - детально).
ГЛАВА II диссертации посвящена результатам спектроскопического исследования объектов программы с признаками сильного звездного ветра.
В ее первом параграфе кратко описывается аппаратура, использованная при наблюдениях и стандартная методика первичной обработки спектрограмм. В остальных параграфах этой главы рассмотрены результаты наблюдений, полученные для каждого из С объектов, включенных в программу.
Особо был отмечено событие, когда в октябре 1998 г. в спектре HD 31648 трансформация профиля Но из Р Cvg III в PCygH сопровождалась общим ростом интенсивности этой эмиссионной линии и появлением сильной эмиссии в красной части профиля Hel 5876 в первую ночь, когда началась трансформация профиля На.
В конце главы сформулированы основные особенности спектрального пове-
21
дения. характерные для данного типа объектов. К ним относятся:
1. Трансформация профиля Но типа РСуйП <$ РСЧ^Ш (наблюдается у 4-х объектов из С).
2. Эпизодическое полное исчезновение Р Суё-структуры профиля На (3 объекта из С).
3. Быстрая переменность (г ~ часы) в виде “стоячих волн" в фиолетовой части профиля На (5 объектов из 6).
4. Быстрая переменность в виде “бегущих волн” в красной части профиля На (2 объекта из б).
5. Характерная двухкомпонентная структура профиля линии Не! 5876 , включающая:
- относительно стабильный фиолетовый эмиссионный пик и;
- сильно переменную красную часть профиля, которая может наблюдаться как в абсорбции, так и в эмиссии (4 объекта из б).
6. Асимметрия эмиссионных профилей БХа1 с более протяженной коротковолновой частью (2 объекта из 6).
ГЛАВА III носит методический характер. В ней приводятся основные положения модельного метода, который был использован при интерпретации наблюдений, гь также особенности его применения в настоящей работе.
В основе метода лежат не-ЛТР расчеты теоретических профилей водородных линий для неоднородных моделей газовой оболочки. Входными параметрами моделей были распределения в оболочке температуры, плотности, и скорости крупномасштабного движения околозвездного газа. Для расчета функций источников и коэффициентов непрозрачности в линиях был использован вероятностный метод Соболева для движущихся сред, а затем сами профили рассчитывались методом численного интегрирования по точным формулам переноса излучения. Эти два этапа общей вычислительной процедуры описаны в §1 и §2 третьей главы.
Особенностью применения модельного метода в данной работе являлось то, что не ставилась задача построить общую модель оболочки Ае/Ве звезды Хер-
бита и исследовать параметры среды внутри всей оболочки. Моделировалась только ее локальная область, где могли бы происходить изменения условий, приводящие в каждом конкретном случае к появлению того или иного типа, наблюдаемой переменности. Оправданность такого подхода основывается на двух обстоятельствах:
1. В среде с большим градиентом скорости крупномасштабного движения вдоль луча зрения из-за эффекта Доплера интенсивности в каждой части профиля линии формируются в определенных ограниченных районах околозвездного газа, которые между собой не перекрываются. Это позволяет при анализе каких-то изменений профиля локализовать область в оболочке, ответственную за эти изменения, и моделировать только ее.
2. Для осесимметричных сплюснутых оболочек модельный метод позволяет успешно диагностировать только ту часть оболочки, которая перекрывает луч зрения. В частности, если оболочка наклонена к лучу зрения таким образом, что пространство между звездой и наблюдателем свободно от околозвездного газа, то расчетный теоретический профиль оказывается нечувствительным к ее кинематике. Условия в такой оболочке принципиально не могут быть исследованы модельным методом.
Задача, которая решалась в настоящей работе, предполагала моделирование только некоторой ограниченной области в оболочке, которая: а) лежит на луче зрения и б) может быть ответственна за наблюдаемую спектральную переменность. Остальная, неменяющаяся часть профиля, считалась фоновой. И область оболочки, где формируется фоновый профиль, не исследовалась. Она моделировалась произвольно, только, чтобы получить теоретический “базовый" профиль, согласующийся с наблюдаемым, относительно которого и рассматривались все исследуемые изменения.
В следующих параграфах третьей главы обсуждаются результаты многочисленных тестовых расчетов. В частности, был исследован ряд простых феноменологических моделей, в рамках которых можно было бы в принципе объяснить
23
характерные типы профилей линий и их переменность, наблюдаемые у Ае/Ве звезд Хсрбига из Р С\^-подгруппы.
В итоге, было установлено, что:
1. Если формирование профилей типа РСуйП и одиночного эмиссионного пика, объясняется достаточно просто (пространство между звездой и наблюдателем либо полностью заполнено истекающим непрозрачным в линии газом, либо свободно от него), то профиль типа Р Суя III может возникнуть в следующих случаях:
сплюснутая по широте зона замедляющегося ветра имеет некоторый наклон к лучу зрения, и ее широтное распределение увеличивается с расстоянием от звезды, так что истекающий газ пересекает луч зрения только на периферии, где его скорость уже мала;
через луч зрения проходит крупная азимутальная неоднородность в виде истекающей струи с плотностью, превышающей плотность основного ветра примерно на порядок;
- в области ветра около поверхности звезды существует зона твердотельного вращения;
во вращающемся диске присутствует радиальное движение с небольшой скоростью, направленное в сторону от звезды.
2. Переменность типа “стоячих волн" в фиолетовой части профиля может возникнуть при движении вблизи луча зрения азимутальных неоднородностей звездного ветра с перепадом плотности в 3 - 4 раза.
3. Переменность типа “бегущих волн” на профиле линий может появиться при движении в ветре азимутальных неоднородностей (далеко от луча зрения) или локальных плотных сгущений (облаков или “блобов”).
4. Формирование тонкой структуры на профиле линии, не изменяющейся в течение нескольких дней, может возникнуть, как результат образования широтной слоистой структуры звездного ветра.
Конкретному применению модельного метода к интерпретации спектраль-
24
них особенностей объектов программы с признаками сильного звездного ветра посвящена ГЛАВА IV.
В §1 сделан вывод, что двухкомпонентная структура профиля линии Не1 5876 и асимметрия профилей красного дублета БМа1 , наблюдаемая у объектов программы, свидетельствуют в пользу общей феноменологической модели оболочки, содержащей экваториальный аккреционный диск и звездный ветер на более высоких широтах.
В §2 приводятся результаты модельной интерпретации глобальных изменений Но-профилей в спектрах АВ Лиг и НО 31648. Сделан вывод, что исчезновение Р Сув-структуры профилей АВ Лиг с образованием остроконечного эмиссионного пика в октябре 1988 г. может быть объяснено в рамках модели широтного перераспределения зоны ветра у объекта, имеющего некоторый промежуточный наклон оси вращения к лучу зрения. Согласно этой модели, подобная трансформация профиля происходит, когда зона ветра уплотняется по широте в сторону экваториальной плоскости (где может находиться диск), а распределение плотности ветра по широте приобретает экспоненциальный характер.
В случае с трансформацией На-профиля в спектре НО 31648 в октябре 1998 г. из РСуйШ-типа в PCygII1 происходило, по-видимому, обратное явление: уширение зоны ветра по широте и увеличение массы истекающего газа, о чем свидетельствует рост общей интенсивности эмиссионной линии. В пользу этой гипотезы говорит и появление устойчивой системы локальных спектральных деталей в области вновь сформировавшейся широкой Р абсорбции, которое может быть связано с широтной стратификацией нового высокоширотного ветра. Возникновение в начальный период эмиссии в красной части профиля Не I 5876 указывает на возможную связь этого эпизода с явлением внезапной дискретной аккреции на звезду вещества из гипотетического аккреционного диска.
В параграфе обсуждаются возможные причины подобного широтного перераспределения в оболочках этих двух объектов. Не вызывает сомнения, что оно должно быть связано с изменениями конфигурации магнитного поля в области
25
формирования звездного ветра. Отмечается, что проверка применимости моделей аккреционно-магнитосферного и аккреционно-фотосферного типа для интерпретации подобной переменности в структуре магнитного поля и звездного ветра, которые могли бы быть связаны с изменениями режима дисковой аккреции, должна быть выполнена на основании дополнительных физических расчетов.
В §3 обсуждается циклическая спектральная и поляриметрическая переменность, наблюдавшаяся у АВАиг в январе 1994 г. Показано, что она может быть интерпретирована в рамках модели крупной азимутальной неоднородности, сформировавшейся в этот период в звездном ветре объекта. Отмечается, что эта интерпретация не противоречит и АМ-модели, при условии несовпадения оси вращения объекта и оси его магнитного диполя (известная гипотеза о так называемом наклонном ротаторе).
В этом же параграфе делается вывод о том, что быстрая переменность в виде “стоячих волн”, наблюдаемая в области Р Суй-абсорбции профиля Но у всех объектов программы, может быть связана с общей мелкомасштабной неоднородной азимутальной структурой звездного ветра этих объектов.
Четвертый параграф этой главы посвящен анализу локальных движущихся спектральных деталей, присутствующих в На-профиле НИ 163296. С использованием модельного метода показано, что быструю переменность типа “бегущих волн”, наблюдавшуюся на профиле линии Но у этого объекта в июле 1992 г., можно интерпретировать в рамках гипотезы о плотных сгущениях, движущихся в зоне ускорения звездного ветра в области, далекой от луча зрения.
В параграфе также отмечается, что природа движущихся локальных деталей на профилях линий может быть связана с волновыми явлениями в околозвезд-ном газе.
В ГЛАВЕ V представлены результаты спектроскопии высокого разрешения избранных Ае/Ве звезд Хербига с признаками вращающихся аккреционных дисков.
В §1 анализируются спектральные особенности 1Ш 100546, объекта с двой-
26
ными эмиссионными профилями линий Но и Н/? и имеющего спектральный класс В9, то есть такой же, как у большинства объектов из Р С\^-подгруппы. В этом параграфе показано, что:
1. В отдельные периоды центральная абсорбционная компонента, разделяющая эмиссионные пики у профилей Но и II/3 в спектре этого объекта, наблюдается не с красным (как обычно), а с фиолетовым смещением, что является признаком появления истечения вещества в околозвездной оболочке.
2. Тип и характер переменности профиля линии Не1 5870 у 1Ш 100546 ничем не отличается от того, что наблюдается у объектов из Р Суц-подгруппы, что свидетельствует об общности происходящих у этих объектов явлений в области взаимодействия диска и звезды.
3. В марте 1994 г., когда объект наблюдался в период его локального минимума блеска: а) его БХа1 -профили имели красносмещенные абсорбционные компоненты, подобные тем, что обычно наблюдаются у переменных типа ИХ Оп, и б) в области красного эмиссионного пика и крыла его На-профиля перемещались локальные спектральные детали.
Анализ скорости перемещения этих деталей показал, что они могут быть связаны с частичным разрушением кометообразного тела, проходящего вблизи звезды по вытянутой эллиптической орбите.
4. В июне 1992 г. на профилях Но и Н/3 в спектре объекта в течение 2-х дней появились дополнительные широкие красные абсорбционные компоненты. Модельная интерпретация показала, что это явление можно объяснить в рамках предположения о внезапном выпадении на звезду большой порции вещества из локальной, азимутально ограниченной области околозвездного диска, удаленной от звезды на расстояние порядка 10 радиусов звезды. Были также сделаны оценки темпа дискретной и регулярной аккреции, наблюдавшейся в эти даты, оказавшиеся одного порядка (А/ ^ 2 ■ 10“° Мф/год).
В §2 рассмотрены результаты детального спектроскопического мониторинга массивной звезды НБ 200775 в 1986-1.990 и 1994-1999 гг., когда объект проходил
фазы своей повышенной активности, сопровождавшиеся увеличением общей интенсивности его эмиссионных линий На и Н/3.
Во время первой активной фазы, в даты, когда интенсивность эмиссионной линии На была максимальна, центральная абсорбция на профиле линии, обычно смещенная в красную сторону (признак регулярной аккреции), почти полностью исчезла, а вместо нее появилось несколько мелких спектральных деталей, также смещенных в красную сторону.
Вторая активная фаза объекта с максимумом интенсивности эмиссионных линий в 1997 г. сопровождалась: а) увеличением скорости красного смещения и уменьшением относительной глубины центральной абсорбции и б) появлением второй абсорбционной компоненты, имеющей уже фиолетовое смещение. Во второй половине 1997 г. величина, фиолетового смещения второй компоненты стала быстро уменьшаться, и к осени компонента полностью исчезла. В это же время эквивалентная ширина линий Но и Н/? прекратила свой рост и начала постепенно уменьшаться, а увеличение красного смещения первой абсорбционной компоненты продолжалось еще три 2у1есяца. В марте-апреле 1998 г. она тоже исчезла, а вместо нее появилась новая абсорбционная деталь на лучевой скорости, близкой к нулю.
В конце параграфа были сделаны следующие выводы:
1. В спокойной фазе объекта основу его газовой околозвездной оболочки составляет вращающийся аккреционный диск, ориентированный “в ребро” по отношению к наблюдателю с темпом аккреции М ^ 4 • 10“7 А/©/год.
2. Активная фаза объекта в 1997 г. была связана с усилением в оболочке как звездного ветра, так и темпа регулярной аккреции.
3. Модельная интерпретация из2у!енсний в околозвездной газовой оболочке, которые могли произойти при переходе объекта из спокойной фазы в активную, показала, что возникновение эмиссионных профилей бальмеровских линий с двумя сравнительно узкими абсорбционными компонентами (фиолетовой и красной) оказывается возможным только в случае формирования во вращающемся газовом
28
диске во время активной фазы локальной широтной зоны, где вместо аккреции происходит радиальное движение вещества в сторону от звезды. Образование подобной “декреционной" зоны во вращающемся диске с сохранением процесса аккреции в остальной его части может быть связано с появлением на промежуточных широтах сильного звездного ветра, источником которого является сама звезда. При этом должна происходить передача момента количества движения от ветра к диску, сопровождающаяся изменением его кинематики на границе с ветром. Уменьшение общей интенсивности линий На и Н}3 сразу после исчезновения видимых признаков ветра, и сохранение признаков аккреции в течение еще несколько месяцев согласуются с этим сценарием. Препятствием для интерпретации наблюдаемой спектральной переменности в рамках физических моделей, где ветер управляется аккрецией, является тот факт, что в феноменологической модели, объясняющей тип профилей На и Н$, наблюдаемых во время активной фазы, темп истечения вещества от звезды и темп аккреции оказываются одного порядка (Л/ ~ 5 • 10”7 Мф/год). В данном случае модель дискового ветра также противоречит результатам наблюдений, так как переход объекта через активную фазу не сопровождался заметными изменениями бальмеровского декремента, что было бы свидетельством изменения средней плотности излучающего газа в общей оболочке.
4. Несмотря на то, что этот объект был включен еще в первый список Хер-бига [1]. его большая масса (около 10 М0) и ранний спектральный класс (В2/ВЗ) позволяют допустить, что НБ 200775 уже не является РМБ-объектом, и характер его взаимодействия с околозвездной средой нетипичен для менее массивных Ае/Ве звезд Хер бита.
5. Альтернативная интерпретация активности НВ 200775 может быть связана с возможной двойственностью этого объекта, однако, для разработки этого сценария нужны дополнительные наблюдательные свидетельства.
В третьем параграфе приводятся первые предварительные результаты спектроскопии объекта ИВ 250431, во многом подобного НБ 200775, и самых мас-
29
сивных объектов программы Н1) 53367 и 1Ш 52721, а также делаются некоторые обобщающие выводы.
В ЗАКЛЮЧЕНИИ формулируются основные научные результаты и общие выводы, полученные в диссертационной работе.
По теме диссертации было опубликовано 39 работ (22 - без соавторов), из них 18 работ опубликовано в рецензируемых журналах (9 без соавторов). Статьи, содержащие наиболее важные результаты, выделены жирным шрифтом.
Основные результаты диссертации опубликованы в следующих статьях:
1. Погодин М.А. - “Эмиссионные бальмеровские линии в спектрах некоторых Ае/Ве звезд Хербига” - АП, 1983, N 1259, 1-3 .
2. Погодин М.А. - “Особенности околозвездных оболочек некоторых Ае/Ве звезд Хербига” АЦ, 1983, N 1260, 3 -5.
3. Погодин М.А. - “Исследование особенностей околозвездных оболочек некоторых Ае/Ве звезд Хербига” - АЖ, 1985, Т.62, 918-929.
4. Гнедин Ю.Н., Погодин М.А. - “Определение магнитных полей некоторых Ае/Ве звезд Хербига” - ПАЖ, 19S5. Т. 11. 37-43.
5. Погодин М.А. - “Профили бальмеронских линий в спектрах Ае/Ве звезд” - Астрофизика, 1986, Т.24, 491-506.
G. Gnedin Yu.N., Pogodin М.A., Red’kina N.P. -“A determination of magnetic fields of TTau and Ae/Be Herbig stars using the parameters of their linear polarization” - in: Upper Main Sequence stars with anomalous abundances, IAU 90 Coll., 1986, 87-90.
7. Миникулов H.X., Погодин М.А., Тарасов A.E. - “Исследование быстрой переменности Be звезды Хербига IID200775” ПАЖ, 1987, Т.13, 132-141.
3. Погодин М.А. - “Быстрая фотометрическая переменность оболочек некоторых Ае/Ве звезд Хербига”- ПАЖ, 19S7. Т.13, 695-703.
9. Погодин М.А. - “Признаки быстрой переменности у газовых оболочек Ае/Ве звезд Хербига”- Переменные звезды, 1988, Т.22, N 6.
30
10. Погодин М.А. — “Теоретические профили бальмеровских линий в спектрах звезд с движущимися оболочками с учетом спектральной зависимости коэффициента поглощения водорода”- Астрофизика, 1989, Т.31, 150—1G1.
11. Погодин М.А. - “Некоторые особенности спектральной переменности Ае-звезд Хербига с PCyg-нрофилями бальмеровских линий” - Астрофизика, 1990, Т.32, 371-382.
12. Бескровная Н.Г., Погодин М.А., Щербаков А.Г., Тарасов А.Е. — “Исследование спектральной и поляриметрической переменности Ае звезды Хербига ABAur”- ПАЖ, 1991, Т.17, 825-834.
13. Pogodin М.А. - “Polarization spectrum of Be stars with allowance for Faraday rotation of polarization plane for dipole magnetic fields” - in: Stellar magnetism, Nauka, 1992, 30-35.
14. Погодин M.A. - “Влияние эффекта фарадеевского вращения на спектр поляризации Ве-звезд с дипольным магнитным полем”- ПАЖ, 1992, Т.18, 442—453.
15. Погодин М.А. - “Особенности спектральной переменности Ае-звезды Хербига ABAur в рамках модели околозвездной оболочки с изменяющимся широтным распределением плотности истечения вещества” — ПАЖ, 1992, Т.18, 1066-1079.
16. Pogodin М.А. - “Rapid line-profile variability of На and Htf in the A-type shell star HD 163296” - A&A, 1994, V.282, 141-150.
17. Beskrovnaya N.G., Pogodin M.A., Shcherbakov A.G., Tarasov A.R. “Profile variations of the Ha emission line in the Herbig B3e star HD200775” - A&A, 1994, V.287, 564-570.
18. Beskrovnaya N.G., Pogodin M.A., Najdenov I.D., Romanyuk 1.1. - “Short-term spectral and polarimetric variability in the Herbig Ae star AB Aur as an indicator of the circumstellar inhomogeneity” - A&A, 1995, V.298, 585-593.
19. Pogodin M.A. - "Rapid line profile variability of Ha in two AOe Herbig stars of the PCyg-subgroup and a model of their circumstellar envelope” - in: Pulsation, rotation
31
and mass loss in early stars, eds. L.A.Balona. H.F.Henrichs and J.M.le Contel, Kluwer Ac.Pub., 1994, 38G-3SS.
20. Beskrovnaya N.G., Pogodin M.A., Shcherbakov A.G., Tarasov A.E. - “Profile variability of Ha in the B3e Herbig star HD200775 as indication of matter infall and inhomogeneous stellar wind“ - in: Pulsation, rotation and mass loss in early stars, eds. L.A.Balona, H.F.Henrichs and J.M.le Contel, 1994, 389-391.
21. Pogodin M.A. - “Line profile variability of Ila in the Ae shell star HD1G329G and a. model for the circumstellar envelope” - ASP Cons.Ser., 1994, V.G2, 103-106.
22. Beskrovnaya N.G., Pogodin M.A., Shcherbakov A.G., Tarasov A.E. - “Profile variability of Ha in the B3e star HD200775" ASP Conf.Ser., 1994, V.62, 124-124.
23. Pogodin M.A. - “Structural peculiarities of circumstellar envelopes of the young AOe Herbig stars” - in: Circumstellar matter 1994, eds. G.D.VVatt and P.M.Williams, 1995, Kluwer Ac.Pub., 539-540.
24. Beskrovnaya N.G., Pogodin M.A., Najdenov I.D., Romanvuk 1.1. - “Inhomogeneities in the circumstellar envelope of the AOe Herbig star ABAur” - in: Circumstellar matter 1994, eds. G.D.Watt and P.M. Williams, 1995, Kluwer Ac.Pub., 429-430.
25. Pogodin M.A. - “High-resolution spectral investigation of HD100546 - a candidate to young Ae/Be Herbig stars with strong circumstellar infall on to the star” - in: Disks and outflows around young stars, eds. S.Beckwith et. al., 1996, Springer, CD ROM.
26. Beskrovnaya N.G., Pogodin M.A., Najdenov I.D., Romanyuk T.I. - “Spectral and polarimetric search for circumstellar inhomogeneities in the young Herbig star AB Aui" - in: Disks and outflows around young stars, eds. S.Beckwith et al., 1996, Springer, CD ROM.
27. Beskrovnaya N.G., Pogodin M.A. - “Circumstellar inhomogeneities in the envelopes of young Ae/Be Herbig stars” - Astrophysical Letters and Communications, eds. K.Tsinganos and A.Ferrari, Gordon and Beach Science Publishers, 1996, V.34. No 1-6, 321-326.
28. Pogodin M.A. - “Circumstellar peculiarities in inhomogeneous envelopes of the young Herbig Ae/Be stars” - Journal of the Korean Astronomical Society, 1996, V.29,
32
Supplement, P.259.
29. Pogodin M.A., Vieira S.L.A. “Spatial and kinematical stratification in the gaseous envelopes of PMS objects containing zones of stellar wind and matter infall" in: Low mass star formation from infall to outflow. Poster Proceedings of the IAU Symposium 182. Eds. F.Malbet and A.Castets., 1997, P.244-245.
30. Pogodin M.A. - “Circumstellar peculiarities in the unusual Be star HD50138” - A&A, 1997, V.317, 185-192.
31. Beskrovnaya N.G., Pogodin M.A., Yudin R.V., Franco G.A.P., Vieira
S.L.A., Evans A. — “Cyclic phenomena in the circumstellar gaseous envelope of the candidate Herbig AOe star HD1G3296” — A&AS, 1998, V.127, 243—249.
32. Beskrovnaya N.G., Pogodin M.A., Miroshnichenko A.S., The P.S., Savanov I.S., Sliakhovskoj N.M., Rostopchina A.N., Kozlova O.V., Kuratov K.S., -“Spectroscopic, photometric, and polariinetric study of a Herbig Ae candidate IID36112” - A&A, 1999, V.343, 163.
33. Vieira S.L.A., Pogodin M.A., BVanco G.A.P. - “Spectroscopic and photometric study of the Herbig Be star HD 100546” — A&A, 1999, V.345, 559.
34. Beskrovnaya N.G., Pogodin M.A. - “Theoretical traces of linear polarization parameters for a star with a rotating magnetized jet” - in: Stellar magnetic fields, 1997, eds. Yu.V,Glagolevskij and I.I.Romanyuk, Moscow, 89-97.
35. Pogodin M.A. - “Rapid spectral variability and spatial and kinematical structure of gaseous circumstellar envelopes of some peculiar Ae/Be stars” - in: B[e] stars, 1998, eds. A.M.Hubert and C. Jaschek, Kluwer Ac.Pub.Paris, 109 110.
36. Pogodin M.A. - “Wind variability in pre-main-sequence stars (review report)” — in: Cyclical variability in stellar winds, 1998, eds. L.Kaper and A.W.Fullerton, Springer, 143-152.
37. Pogodin M.A. - “Spectral investigation of cyclic variability in the gaseous envelopes of early-type emission line stars” - in: Cyclical variability in stellar winds, 1998, eds. L.Kapci
33