Звезды типа UX Ori и родственные им объекты

   Молодым звездам, еще не пришедшим на Главную Последовательность, свойственна фотометрическая активность разных типов. В 1994 г. Хербст и др. (Herbst et al. 1994) классифицировали известные на тот момент механизмы переменности блеска молодых звезд. Согласно их классификации к типу I относится простейший вид переменности блеска, вызванный вращением холодных пятен на поверхности звезды. Характерные периоды составляют примерно от двух суток до двух недель, а амплитуда переменности обычно не превышает нескольких десятых звездной величины в полосе V. Этот тип переменности в основном встречается у звезд типа weak-lines T Тельца (WTTS). Тип II переменности наблюдается только у классических звезд Т Тельца (CTTS) и характеризуется нерегулярными или квазипериодическими изменениями блеска с амплитудой до 1^m – 2^m, обусловленными горячими аккреционными пятнами по поверхности звезд. Переменность III типа связанна с изменениями околозвездной экстинкции на луче зрения, или, другими словами, с затмениями звезд непрозрачными газопылевыми облаками - фрагментами околозвездных газопылевых дисков. Этот тип переменности характеризуется большими амплитудами изменений блеска, достигающими в отдельных случаях 4^m и наблюдается в основном у молодых звезд промежуточных масс (Ae Хербига и некоторые CTTS). Типичным представителем таких звезд является звезда UX Ori .

   Многие молодые звезды окружены околозвездными дисками, из которых могут формироваться планетные системы. Изучение таких звезд дает ключ к пониманию того, как образовалась наша Солнечная система. В свете этого, большой интерес представляет переменность, вызванная изменениями околозвездной экстинкции на луче зрения. Главная причина такой переменности - это небольшой наклон околозвездных дисков к лучу зрения. Основными фотометрическими особенностями таких звезд является большие амплитуды изменения блеска (до 4^m) и поворот цветового трека в минимумах блеска (т.н. эффект "поголубения"). На картинке приведен пример этого эффекта для звезды UX Ori, являющейся прототипом звезд этого семейства.

   Изучение фотометрической активности звезд типа UX Ori и родственных им объектов дает ценную информацию о структуре и динамическом состоянии самых внутренних слоев протопланетных дисков, которые невозможно пока получить другими методами.

   Особый интерес представляют данные о циклической активности этих звезд. Они свидетельствуют о существовании в околозвездных дисках молодых звезд протяженных и достаточно устойчивых пылевых структур.

    Не менее интересны звезды, у которых наблюдается радикальная перестройка фотометрической активности, обусловленная резким изменением концентрации пыли на луче зрения (например, CQ Tau). Такие изменения свидетельствуют о крупномасштабных возмущениях в околозвездных дисках, природа которых пока не ясна.

   Наряду с этим, среди молодых звезд встречаются весьма экзотические затменные системы, затмения которых продолжаются очень долго. Например, молодая звезда KH 15D.

Видно, что продолжительность затмений сравнима с интервалом между затмениями (равным в данном случае полутора месяцам). Такие затмения невозможно объяснить в рамках моделей классических затменных двойных, и для их объяснения разрабатываются принципиально новые модели.

   Еще более редкий тип фотометрической активности молодых звезд связан с феноменом фуора. Отличительной особенностью фуоров являются оптические вспышки, достигающие в некоторых случаях 6-ти звездных величин. Такие события связывают с увеличением темпа аккреции на молодую звезду до значений порядка 10^-4 /год (Hartmann and Kenyon 1985). В этих условиях основная часть оптического излучения звезды образуется в околозвездном аккреционном диске и все изменения светимости фуора связаны с измерениями параметров диска.