АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2019, том 96, № 3, с. 205-218

УДК 524.338

ПОВЕРХНОСТНАЯ ФОТОМЕТРИЯ ПРОПЛИДОВ

ИЗ ОКРУЖЕНИЯ ЗВЕЗДЫ θ¹ ORI C

¹Институт физики Национальной академии наук Азербайджана, Баку, Азербайджан

²Шемахинская астрофизическая обсерватория им. Н. Туси Национальной академии наук Азербайджана,

Шемахы, Азербайджан

Поступила в редакцию 21.03.2018 г.; принята в печать 19.10.2018 г.

В работе приведены результаты исследований распределения поверхностной яркости группы молодых

звездных объектов, расположенных в радиусе 16^′′ от звезды θ¹ Ori C. Были построены изофоты

вокруг каждого проплида по изображениям, полученным в фиолетовых, красных и ближних ин-

фракрасных лучах. Показано, что закономерность в размерах диаметральных сечений проплидов

в разных фотометрических полосах не обнаруживается. Измеренные относительные интенсивности

были выражены в абсолютных потоках излучения, оценены абсолютные светимости самой яркой части

дисков и их периферии. Отношение диаметра большой оси к малой у разных объектов меняется от

1.5 до 2.5. Максимальная длина хвоста проплидов в разных фильтрах варьируется от 300 до 700 а.е.

Показано, что для программных объектов длина хвоста становится меньше с уменьшением углового

расстояния от освещающей звезды, что может быть объяснено усилением процесса диссипации диска

с расстоянием вследствие возрастания роли фотоиспарения.

DOI: 10.1134/S000462991903006X

1. ВВЕДЕНИЕ

инфракрасной (ИК) области спектра, на расстоя-

нии около 1 пк от этих ярчайших звезд обнаружено

Большая Туманность Ориона (БТО) (NGC

много протозвездных объектов, находящихся на

1976, M42) является уникальной космической

стадии формирования (см., например, [7-8]).

лабораторией для изучения процессов звездообра-

В работе [9] около звезд Трапеции Ориона

зования и физических явлений, происходящих на

впервые были обнаружены объекты, отражаю-

ранней стадии эволюции звезд. Здесь находятся

щие излучение ближайших горячих звезд. Позже

ближайшие к солнечной системе области НII,

по наблюдениям в радиодиапазоне при помощи

которые формируются под влиянием излучения

комплекса телескопов Very Large Array (VLA)

расположенных там ОВ-звезд. Для расстояния до

у этих объектов было обнаружено радиоизлу-

БТО давались оценки 430 пк [1] или по уточненным

чение в континууме, соответствующее свободно-

за последние годы данным 414 ± 7 пк [2]. Возрасты

свободным переходам [10-11]. Хотя некоторые па-

расположенных здесь протозвездных объектов

раметры этих объектов были определены в работах

составляют порядка 10⁵-10⁶ лет (см., например,

[10] и [12], основные их физические свойства были

[3-6]).

установлены после наблюдений на космическом

Одной из важных задач современной астрофи-

телескопе “Hubble” (HST) [13]. Позже выясни-

зики является исследование образования планет в

лось, что это особый тип объектов, у которых

протопланетных дисках. Ключом к решению это-

под влиянием излучения ярких звезд происходит

го вопроса является исследование характеристик

формирование газопылевой оболочки [14].

звезд и протозвездных образований, а также струк-

Фелли и др. [15, 16] по наблюдениям в ра-

туры протозвездных дисков в регионе БТО. Наи-

диодиапазоне обнаружили около 30 таких объ-

более яркими объектами в этой области являются

ектов. Примечательной особенностью их внешней

звезда θ¹ Ori C (Sp O6p), член известной Трапеции

структуры являются кометообразные хвосты, око-

Ориона θ¹ Ori, и расположенная на несколько

ло головной части обнаруживаются дугообразные

угловых минут южнее от нее звезда θ² Ori A (Sp

ярко излучающие области (арки), а головные части

O9). По прямым снимкам, полученным в ближней

объектов направлены в сторону горячей звезды.

По высококачественным ИК изображениям пока-

^*E-mail: ismailovnshao@gmail.com

зано [17], что эти молодые образования идентичны

205

206

МАМЕДХАНОВА, ИСМАИЛОВ

объектам, обнаруженным в VLA наблюдениях. У

несколько объектов, в которых обнаруживаются

более 50 таких объектов О’Делл и др. [13] об-

признаки диссипации диска вследствие гравитаци-

наружили эмиссионные линии излучающего газа.

онного взаимодействия (см., например, [35]).

Авторы [13] впервые назвали эти объекты “про-

Более эффективным механизмом диссипации

плидами” (PROtoPLanetarY DiskS, proplyds) —

околозвездных дисков является фотоиспарение.

протопланетными дисками — и описали их основ-

Экстремально интенсивное УФ излучение соседней

ные характеристики. Далее список проплидов был

звезды, например, θ¹ Ori C, может нагреть про-

дополнен в разных работах (см., например, [18-

топланетный диск до ∼10⁴ К. Этим порождает-

20]). В работах [19-22] была обнаружена местами

ся истечение ионизованного газа, контролирующее

неоднородная структура проплидов в инфракрас-

условия во внешних частях диска и его фотоиспа-

ном диапазоне. Опубликован каталог, содержащий

рение (см., например, [36, 37]).

153 проплидов [14], но пополнение списка новыми

Процесс образования планет в протопланетных

объектами активно продолжается (см., например,

дисках, которые подвергаются сильному УФ излу-

[23-25]).

чению горячих звезд в условиях БТО, должен зна-

Теперь известно, что проплиды — рассеиваю-

чительно отличаться от процессов планетообразо-

щие свет околозвездные диски вокруг молодых

вания в обычных условиях. Поэтому исследование

звездных объектов (Young Stellar Object, YSO).

физических характеристик проплидов, находящих-

Они состоят из 1) околозвездного диска, 2) го-

ся в экстремально сложных условиях туманно-

ловы с ярким серпообразным ободом, 3) устойчи-

сти Ориона, представляет значительный интерес.

вого ударного фронта и 4) хвоста. Формирование

Целью настоящей работы является исследование

проплидов как отдельного класса объектов было

структуры околозвездных протопланетных дисков,

смоделировано в работах [23, 26-28]. Основное

расположенных наиболее близко к звезде θ¹ Ori C.

предположение в таких моделях состоит в том, что

оболочки проплидов являются оптически толсты-

ми в линии Lα, что является причиной нагрева

2. НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЙ МАТЕРИАЛ

оболочки фотонами. Формы проплидов возника-

В качестве наблюдательного материала для

ют из-за взаимодействия ультрафиолетового (УФ)

наших исследований были использованы прямые

ионизующего излучения горячей звезды и фото-

изображения области звезды θ¹ Ori C, взятые

рассеянного потока околозвездного диска. Одним

из механизмов разрушения проплидов в условиях

из архива MAST HST¹. Наблюдения были вы-

БТО является фотоиспарение, которое возникает

полнены в 21.01.2004 г. на телескопе HST с

под воздействием УФ излучения от ближайших ОВ

помощью камеры WFPC1 с угловым разрешением

звезд, в результате чего эти объекты теряют массу

0.049^′′. При расстоянии до туманности Ориона,

равном

420

пк [2], для линейного разрешения

со скоростью порядка

M≈ 10-7 M_⊙ год-1 [10,

получим величину 21 а.е. Это разрешение поз-

29]. Такой темп потери массы в диске достаточен,

воляет изучить структуру околозвездных дисков

чтобы в нем примерно за 10⁶ лет сформировалась

вокруг молодых звездных объектов. При получении

планетная система. Поэтому объекты, подвергаю-

ПЗС-изображений были использованы разные

щиеся сильному УФ излучению и переживающие

интерференционные фильтры. Координаты области

фотоиспарение, редко обнаруживаются в относи-

наведения — α(2000) = 05^h35^m16.5^s, δ(2000) =

тельно более старых областях звездообразования,

как, например, Carina [30], Pismis 24 [31] и Cyg

= -05^◦23^′23.10^′′, рабочее поле составляло 0.215^′.

Подробная информация об использованной аппа-

OB2 [32]. Определение начальной массы пропли-

дов является ключом к уточнению роли процесса

ратуре приведена на специальном сайте². Примеры

фотоиспарения в диссипации диска и формирова-

исследования изображений HST изложены в

нии планет.

многочисленных работах (см., например, [13, 14,

Предполагается существование двух основных

38]).

механизмов, которые могли бы способствовать

Были использованы пять разных узкополосных

диссипации околозвездных протопланетных дис-

фильтров. В табл. 1 приведены сведения об исполь-

ков: гравитационное взаимодействие звезды с дис-

зованном материале. В столбцах таблицы слева на-

ком и фотоиспарение. В плотных звездных скопле-

право приводятся: название кадра в FITS формате,

ниях за время жизни диска (около 3-10 миллио-

использованный фильтр, центральная длина волны

нов лет) гравитационное взаимодействие с другими

фильтра и время получения кадра в UT. Все полу-

звездами может создавать возмущение в диске,

ченные кадры прошли первичную обработку (dark,

расширить его до определенных границ, создавать

на поверхности диска области высокой плотности

¹https://archive.stsci.edu/hst/

вещества (см., например, [33, 34]). Имеется всего

²http://www.stsci.edu/hst/acs/

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№3

2019

ПОВЕРХНОСТНАЯ ФОТОМЕТРИЯ ПРОПЛИДОВ

207

Таблица 1. Сведения об использованных наблюдениях

4. ОБРАБОТКА ИЗОБРАЖЕНИЙ

Для обработки данных использовалась про-

Центральная

Всемирное

Обозначение

грамма MIDAS, работающая в системе Linux

Фильтры

длина

время, UT

кадра

Ubuntu. Мы руководствовались стандартной ме-

волны,

21.01.2004

тодикой поверхностной фотометрии (см., напри-

J8UP02USQ FR656N

6562.899

18:51

мер, книгу

[39]). Для построения распределе-

ния интенсивности по поверхности проплидов

J8UP02UTQ FR656N

6583.798

18:52

выбирается направление, по которому строится

J8UP02UUQ FR656N

6716.176

18:53

фотометрическое сечение. Это позволяет оценить

величину интенсивности от минимума до максиму-

8UP02UWQ FR388N

3870.905

14:24

ма по фотометрическому разрезу объекта. После

8UP02UYQ FR505N

5007.276

14:25

расставления опорных точек вдоль выбранного

направления мы получаем таблицу распределения

8UP02V0Q FR505N

4959.490

18:56

интенсивности по экваториальным координатам

J8UP02V5Q FR459M

3888.047

18:59

(α, δ). Из этой таблицы выбираются максималь-

ные и минимальные значения интенсивности по

J8UP02V7Q FR459M

4351.635

19:00

данному изображению и устанавливается шаг для

8UP02V9Q FR459M

5005.612

19:01

построения изофот по распределению интенсив-

ности вокруг области изображения. После этого

8UP02VBQ FR914M

7727.726

19:02

создаются изображения с изофотами по интенсив-

8UP02VCQ FR914M

9000.273

19:03

ности данного изображения на двумерном графике

8UP02VDQ FR914M

9412.057

19:04

с координатами (α, δ). Дальнейшая обработка

выполнялась по этим изображениям в программе

Ds9.

bias, flat field, hot pixels, cosmic rays и т.д.) и ка-

В работе О’Делла [18] в качестве характерно-

либрованы по экваториальным координатам. Это

го размера проплида принято расстояние между

острыми концами яркого серповидного образова-

позволяет произвести фотометрическое измерение

ния. В изображениях не всегда возможно четко

деталей в изображениях по точным координатам.

выделить серповидную часть проплида от ядра.

Подробное описание процесса обработки наблю-

Поэтому мы выделили два направления, по кото-

дательного материала из архива HST изложено в

рым были определены характерные размеры око-

соответствующем руководстве³.

лозвездного окружения проплида. Первое направ-

ление проводилось по прямой линии, проходящей

вдоль головы, ядра и хвоста проплида, а второе

перпендикулярно к этому направлению, проходя-

3. ОБЪЕКТЫ ИССЛЕДОВАНИЯ

щее через ядро — наиболее яркую часть пропли-

да. Первое направление мы условно обозначили

Нами были отобраны наиболее яркие проплиды,

через y (большая ось), а второе направление —

расположенные около звезды θ¹ Ori C (табл. 2).

x (малая ось). Также были отмечены координаты

В столбцах табл. 2 приводятся порядковый но-

центра ядра проплида — точки пересечения осей

мер, название объекта, экваториальные коорди-

x и y, совпадающей с центром яркой части ядра.

наты, другие обозначения, расстояния от звезды

Координаты y от яркой головы до центра (от на-

в парсеках и в угловых секундах. Для расстоя-

правления освещающей звезды θ¹ Ori C) условно

ний проплидов от звезды θ¹ Ori C использованы

обозначались знаком “минус”, а координаты после

данные из работ [23] и [38], которые в пределах

центра — знаком “плюс”. Отрицательные коорди-

ошибок не отличаются от расстояния до БТО. Мы

наты x соответствуют левой, положительные —

использовали уточненные данные для расстояния

правой части ядра проплида на картинной плоско-

до комплекса БТО, и расстояние до проплидов

сти. Каждой координате соответствует определен-

ная интенсивность.

было принято равным 420 пк. Пересчитанные нами

расстояния для каждого проплида в проекции на

На рис. 1 для примера показаны изофоты трех

картинную плоскость приведены в табл. 2 в парсе-

разных проплидов — 163-317, 158-326 и 176-

ках. Все выбранные объекты находятся на угловом

325 — и схема измерения расстояний по изобра-

расстоянии не более 16^′′ от звезды θ¹ Ori C.

жениям. Для каждого фильтра приводятся мини-

мум, максимум и шаг интенсивности по изофотам.

³http://www.stsci.edu/hst/acs/documents/handbooks/

Прямые отрезки на рис. 1 указывают направления

currentDHB/acs dhb.pdf

осей x и y, проведенных по большой и малой

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№3

2019

208

МАМЕДХАНОВА, ИСМАИЛОВ

Таблица 2. Отобранные программные объекты

Обозначение

α(2000)

δ(2000)

Другое обозна-

№

′

d(пк)

d^′′

объекта

(h m s)

(^◦

^′′)

чение объекта

157-323

5:35:15.74

-5:23:22.49

LV5

0.023

11.3

158-323

5:35:15.84

-5:23:22.47

LV5

0.019

9.5

158-326

5:35:15.85

-5:23:25.56

LV6

0.019

9.5

158-327

5:35:15.79

-5:23:26.56

LV6

0.021

10.5

161-322

5:35:16.07

-5:23:24.37

LV4

0.012

163-317

5:35:16.29

-5:23:16.55

LV3

0.014

7.1

166-316

5:35:16.62

-5:23:16.12

LV2

0.014

7.1

167-317

5:35:16.75

-5:23:16.44

LV2

0.015

7.6

168-328

5:35:16.77

-5:23:28.05

LV1

0.014

168-326

5:35:16.85

-5:23:26.22

LV1

0.012

5.96

176-325

5:35:17.55

-5:23:24.96

0.034

16.5

Таблица 3. Данные избранных звезд поля, использованных для калибровки

α(2000)

δ(2000)

Звезда

′

(h m s)

(^◦

^′′)

LV2

05 23 16.75

-05 23 16.44

14.712

13.678

13.081

V2299 Ori

05 35 17.06

-05 23 34.2

14.962

13.322

11.118

V2325 Ori

05 35 18.197

-05 23 35.93

16.366

13.923

11.431

MAX 130

05 35 17.45

-05 23 21.0

15.82

12.967

MAX 123

05 35 17.04

-05 23 37.7

13.224

осям эллипса. Сравнение показало, что можно

4.1. Учет инструментального контура (PSF)

существенно отличить распределения интенсивно-

Для учета влияния аппаратной функции были

сти, полученные, в основном, в трех фильтрах —

обработаны изображения нескольких стандартных

FR388N, FR656N и FR914M. Поэтому в дальней-

звезд поля, полученные в разных фильтрах с по-

шем для анализа мы будем использовать данные,

мощью той же камеры. На рис. 2 для примера

полученные по этим трем фильтрам.

приводятся изофоты звезды-стандарта MAX 123

На рис. 1 видно, что структура объектов зна-

(табл. 3), полученные в фильтре FR914M, и по-

чительно различается в разных фильтрах. В филь-

строенное по этому изображению распределение

тре FR388N объект 176-325 имеет эллиптическую

поверхностной яркости. Для оценки отношения

форму, где выступ хвоста едва заметен. В полосе

сигнала к шуму S/N мы брали отсчеты близле-

FR656N вырисовывается структура с хвостом и

жащего фона и максимального значения интен-

головной частью. В красной полосе FR914M мы

сивности, измеренной у объекта. Величина S/N

также видим хвост проплида, выраженный сла-

для данного стандарта в максимуме интенсивности

бее, чем в полосе Нα, но при этом радиус диска

составила около 350, а в минимуме — около 100.

здесь заметно больше, чем в остальных фильтрах

Величина относительной ошибки по интенсивности

(табл. 3). Аналогичный характер распределения

варьируется от 0.28% на вершине до 1% в нижней

яркости наблюдается и у объекта 158-326. В обоих

части крыльев. Для большинства проплидов вели-

случаях наблюдается возрастание диаметров излу-

чина S/N в минимуме интенсивности находится в

чающей поверхности с увеличением длины волны.

интервале от 10 до 40. При этом величина отно-

У объекта 163-317 подобная закономерность не

сительной ошибки по интенсивности составляла от

наблюдается.

10% до 2.5 % соответственно.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№3

2019

ПОВЕРХНОСТНАЯ ФОТОМЕТРИЯ ПРОПЛИДОВ

209

FR388N

FR656N

FR914M

176-325

Imax = 5

Imax = 400

Imax = 110

Imin = 1.5

Imin = 190

Imin = 20

Istep = 0.5

Istep = 30

Istep = 10

FR388N

FR656N

FR914M

158-326

Imax = 50

Imax = 300

Imax = 270

Imin = 48.5

Imin = 150

Imin = 197

Istep = 0.5

Istep = 30

Istep = 7

FR388N

FR656N

FR914M

163-317

Imax = 30

Imax = 400

Imin = 12

Imin = 150

Imin = 100

Istep = 3

Istep = 50

Istep = 60

Рис. 1. Слева направо — примеры изофот трех объектов в фильтрах FR388N, FR656M и FR914M: сверху 163-317,

в центре 158-326 и снизу 176-325. На каждой панели приводятся величины максимальных (Imax), минимальных

(Imin) значений интенсивностей и шаг (Istep) проведения изофот. Стрелками показаны направления возрастания

экваториальных координат α и δ.

Интенсивность

400

300

200

100

FR914M

MAX 123

-100

-50

100

Dx, a.e.

Рис. 2. Справа в отдельной рамке приведены изофоты звезды MAX 123, построенные в фильтре FR914M. Слева

показана диаграмма распределения поверхностной яркости в относительных единицах. Уровень относительных ошибок

отдельных точек по интенсивности меньше, чем диаметр кружка.

Как видно из рис. 2, ширина инструментального

тенсивности (FWHM) около 50 а.е., этот объект

контура на уровне половины интенсивности соот-

нужно считать близким к точечному. Из нашей

ветствует FWHM ≈ 50 а.е. Это показывает макси-

выборки несколько проплидов в фильтре FR388N

мальную величину инструментального искажения

вдоль малой оси имели точечное изображение, а в

в данной камере по распределению интенсивности

остальных фильтрах изображения объектов явля-

для точечного источника. Аналогичные величины

FWHM для стандартных звезд нами получены и

ются более протяженными. Их сечения по большой

для других фильтров. Если кривая распределения

и малой оси чаще всего значительно превосходят

яркости имеет ширину на уровне половины ин-

инструментальное расширение.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№3

2019

210

МАМЕДХАНОВА, ИСМАИЛОВ

Bally et al., 1998, I(Hα)

3000

2500

2000

1500

1000

500

R² = 0.7781

R² = 0.8361

Odell 1998, F(Hα)

F(Hα) (по данной работе)

Рис. 3. Сравнение данных О’Делла [38] и Балли и др. [49] (слева) и данных Балли и др. [49] с нашими измерениями

для полосы Fv (обозначено F(Нα)). Точки на каждой диаграмме аппроксимированы линейным полиномом с величиной

достоверности аппроксимации R² для каждого сравнения.

4.2. Калибровка изображений WFPC1

Следует отметить, что значительный вклад в

излучение объектов БТО вносит экстинкция. По-

Для приведения полученных значений интен-

скольку М42 находится на большой галактической

сивности сигнала к абсолютному потоку излуче-

широте, здесь общая межзвездная экстинкция не

ния нами были измерены интенсивности четырех

так значительна. Однако здесь возникает локаль-

звезд поля и проплида LV2 (167-317), у которых

ная экстинкция из-за нейтрального вещества в

измерены звездные величины в разных полосах

зоне БТО. Такая локальная экстинкция зависит от

длины волны и меняется по всему фронту БТО (см.

стандартной системы UBVRI [40]. Чтобы оценить

интенсивности выбранных звезд-стандартов, были

например, [42, 43]).

использованы те же кадры, в которых было по-

Величина экстинкции у звезды θ¹ Ori C впервые

строено распределение поверхностной интенсив-

была определена в работе Джонсона [44] как A_v =

ности проплидов. В табл. 3 приводится список

= 1.6. Распределение экстинкции, определенное в

используемых для этого звезд поля, их координаты,

работе [45], подтвердило это значение. Далее, в ра-

а также звездные величины в полосах U, V и I.

боте [46], по распределению энергии в радиодиапа-

По центральной длине волны эти полосы наиболее

зоне установлено, что экстинкция в полосе V около

близки к полосам FR388N, FR656N и FR914M.

названной звезды равна ∼1^m. Далее было пред-

Перевод звездных величин, приведенных в табл. 3,

принято много разных усилий для оценки величины

в абсолютные потоки излучения был выполнен

экстинкции в этом регионе. Из последних работ

относительно монохроматического потока излуче-

можно отметить, например, Да Рио и др. [47, 48],

ния стандартной звезды А0V с нулевым блеском

у которых величина A_v в этом регионе равна 1.0-

и показателями цвета [41]. Для калибровки было

1.5. Исходя из этого, при вычислении параметров

использовано три значения для полосы U, четыре

объектов мы использовали среднее значение A_v =

значения для полосы V и пять значений для по-

= 1.3.

лосы I (табл. 3). Таким образом, были получены

коэффициенты перевода относительных интенсив-

В табл. 4 приведены результаты измеренных

ностей в абсолютные монохроматические потоки в

максимальных значений абсолютных потоков с вы-

четом фона и с учетом межзвездной экстинкции

трех полосах FR388N, FR656N и FR914M. Далее,

зная значения относительных интенсивностей для

для каждого объекта. Кроме того, вычислены мо-

отобранных звезд в каждой полосе, мы определяли

нохроматические потоки излучения, соответствую-

щие также и минимальной интенсивности, т.е. для

поток на единицу интенсивности. Средние зна-

периферии диска для каждого проплида. В по-

чения этих коэффициентов таковы: Ku = (2.52 ±

следних трех столбцах табл. 4 приведены значения

± 1.58) × 10-16, Kv = (3.14 ± 1.44) × 10-17 и Ki =

соответствующих отношений потоков максимума к

= (2.57 ± 1.11) × 10-17 для полос U, V и I, соответ-

минимуму для каждого фильтра. Как видно, это

ственно выраженные в единицах эрг см-2 с-1 Е-1.

отношение по разным полосам в среднем достигает

Для перевода измеряемой интенсивности в данной

5, хотя в отдельных случаях, например, для 168-

полосе в абсолютные потоки излучения эти коэф-

326, оно составляет 20-30. Медианное значение

фициенты умножались на величину интенсивности

отношений максимального значения потока к ми-

в каждой измеряемой точке.

нимальному по всем 11 проплидам в фильтрах

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№3

2019

ПОВЕРХНОСТНАЯ ФОТОМЕТРИЯ ПРОПЛИДОВ

211

Таблица 4. Измеренные величины максимального монохроматического потока излучения проплидов в единицах

эрг см-2 с-1 Е-1 и отношение максимального к минимальному значений потоков

Объект F u × 10-14 F v × 10-14 F i × 10-14 F u(max)/F u(min) F v(max)/F v(min) F i(max)/F i(min)

157-323

0.734

1.04

0.99

2.07

2.54

4.53

158-323

0.734

1.04

0.99

2.64

4.13

4.53

158-326

1.24

0.69

0.64

1.03

3.14

1.41

158-327

1.24

0.69

0.59

1.07

5.50

4.60

161-322

0.48

1.10

0.35

2.71

7.00

2.45

163-317

0.71

1.10

1.0

2.80

3.50

4.33

166-316

0.99

1.10

1.0

1.18

1.75

1.26

167-317

0.99

1.10

1.0

3.55

3.18

4.33

168-328

0.45

0.94

0.49

1.50

2.00

2.11

168-326

0.45

0.94

0.49

36.00

6.00

19.00

176-325

0.13

1.16

0.27

3.33

2.31

6.29

FR388N, FR656N и FR914M составляет 2.64, 3.18

свидетельствует о том, что величины I(Hα), FHα,

и 4.33 соответственно.

и Fv выражают количество потока в линии Нα

Надо отметить, что оценка величины потока

примерно с одинаковой точностью и согласуются

излучения в полосе Нα для группы проплидов в

между собой.

БТО была проведена, в основном, в работах [38]

Используя измеренные относительные интен-

и [49]. В табл. 1 из работы [38] приводятся потоки

сивности звезд поля, список которых приведен в

FHα в линии Нα в единицах фотон см-2с-1. В

табл. 3, мы вычислили звездные величины в филь-

табл. 4 из работы [49] приводятся аналогичный

трах U, V и I всех 11 объектов относительно ука-

параметр I(Hα) в единицах 10-16 эрг см-2 с-1.

занных стандартов. Мы заметили, что полученные

Полученный нами монохроматический поток Fv в

звездные величины отдельных объектов, опреде-

полосе Нα должен быть пропорционален указан-

ленные относительно разных звезд поля, значи-

ным параметрам из работ [38, 49]. В дальнейшем,

тельно различаются. Например, в полосах U и I у

во избежание путаницы мы сохраняем обозначения

одного и того же объекта различие в блеске иногда

величины потока в полосе Нα у каждого автора.

доходит до 0.7-1.0 звездной величины. Причину

Из 11 исследуемых нами объектов у восьми этот

такого разброса, по-видимому, можно объяснить

параметр имеется у всех вышеназванных авторов и

переменностью блеска самих проплидов или звезд

у нас.

поля, блеск которых в [40] определялся в раз-

ное время. Несмотря на это, полученные звездные

На левой панели рис. 3 показан график срав-

величины дают возможность оценить абсолютную

нения значений FHα [38] и I(Hα) [49]. На правой

светимость отдельных объектов. В табл. 5 при-

панели наши данные сравниваются с данными [49].

ведены усредненные звездные величины пропли-

Как видно, данные разных авторов связаны линей-

дов в фильтрах U, V, I, полученные относитель-

ной зависимостью. На рис. 3 точки на каждой диа-

но разных стандартов, и относительные ошибки

грамме аппроксимированы линейным полиномом с

их определения. Зная звездную величину в поло-

величиной достоверности аппроксимации R² для

се V, расстояние до объектов (420 пк) и среднее

каждого сравнения.

межзвездное покраснение A_v = 1.3, мы вычислили

Получены следующие формулы (1), связыва-

абсолютные звездные величины Mv каждого про-

ющие значения сравниваемых параметров I(Hα)

плида. Для определения светимости объектов Lv

[49], FHα [38] и наши измерения Fv.

мы использовали значение абсолютной звездной

I(Hα) = 848.98FHα + 212.97,

(1)

величины Солнца Mv_⊙ = 4.8^m. В табл. 5 приво-

дятся полученные абсолютные звездные величины

I(Hα) = 4.64F v - 30.571.

светимости проплидов, вычисленные с учетом меж-

Обе диаграммы показывают примерно одинако-

звездной экстинкции. Значения светимости весьма

вый уровень разброса точек и одинаковую величи-

чувствительны к величине экстинкции, поэтому,

ну достоверности аппроксимации полиномом. Это

учитывая, что величина межзвездной экстинкции

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№3

2019

212

МАМЕДХАНОВА, ИСМАИЛОВ

Таблица 5. Звездные величины проплидов и их светимости

Объект

ε, %

Mv (±0.4)

L_⊙ (±0.3)

157-323

15.16

5.0

13.54

1.9

13.00

14.1

5.0

0.82

158-323

15.16

5.0

13.54

1.9

13.00

14.1

5.0

0.82

158-326

15.72

4.9

13.10

2.0

12.53

14.7

4.6

1.24

158-327

15.72

4.9

13.10

2.0

12.44

14.8

4.5

1.26

161-322

14.70

5.2

13.60

1.9

11.86

15.5

4.8

1.02

163-317

15.12

5.1

13.60

1.9

13.01

14.1

5.1

0.78

166-316

15.48

4.9

13.60

1.9

13.01

14.1

5.1

0.78

167-317

15.48

4.9

13.60

1.9

13.01

14.1

5.1

0.78

168-328

14.64

5.2

13.44

1.9

12.23

15.0

4.7

1.05

168-326

14.64

5.2

13.44

1.9

12.23

15.0

4.7

1.05

176-325

13.25

5.8

13.67

1.9

11.61

15.8

4.7

1.03

Таблица 6. Максимальные размеры проплидов по двум сечениям x и y

Фильтры

FR388N

FR656N

FR914M

Объекты Dx(а.е) Dy(а.е) Dy/Dx Dx(а.е)

Dy(а.е)

Dy/Dx

Dx(а.е)

Dy(а.е)

Dy/Dx

157-323

164

217

1.32

107

161

1.50

143

254

1.78

158-323

156

217

1.39

157

258

1.64

181

261

1.44

158-326

140

336

2.40

164

406

2.48

125

234

1.87

158-327

201

476

2.37

251

719

2.86

314

718

2.29

161-324

167

208

1.25

171

459

2.68

147

1.84

163-317

168

297

1.77

121

167

1.38

176

215

1.22

166-316

108

144

1.33

117

1.24

127

1.65

167-317

184

226

1.23

233

343

1.47

132

188

1.42

168-328

113

1.51

132

1.47

128

173

1.35

168-326

237

230

0.97

252

230

0.91

279

226

0.81

176-325

192

2.63

253

2.58

150

347

2.31

Среднее

151.5

242.1

1.66

156

297.0

1.86

157.5

267.5

1.67

по разным данным различается до ±0.3, средняя

лись точностью 1-2 пикселя, поэтому

при раз-

ошибка определения светимости с учетом отно-

решении 0.045^′′/пиксель максимальное

значение

сительной ошибки 2% (табл. 5) составит около

ошибки составляет около 50 а.е. Как

видно из

±0.3L_⊙.

табл. 6, максимальные диаметры указанных сече-

ний у большинства объектов намного превосходят

инструментальное расширение. Наибольшие раз-

5. ХАРАКТЕРНЫЕ РАЗМЕРЫ

меры сечений получены у проплида под номером

В табл. 6 приведены результаты измерений диа-

158-327, особенно в красной и инфракрасной ча-

метров сечений каждого проплида в трех фильтрах.

сти излучения. В табл. 6 приводится также отно-

Эти размеры являются одним из фундаменталь-

шение длины большой оси Dy к длине малой оси

ных параметров проплидов. Диаметры определя-

Dx. В нижней строке приведены средние значения

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№3

2019

ПОВЕРХНОСТНАЯ ФОТОМЕТРИЯ ПРОПЛИДОВ

213

Dy/Dx

3.0

2.5

2.0

FR388N,

FR656N,

1.5

r = 0.716

r = 0.473

1.0

d ''

Dy/Dx

3.0

2.5

2.0

FR914M,

1.5

r = 0.729

1.0

d ''

Рис. 4. Зависимость отношений Dy/Dx и углового расстояния от звезды θ¹ Ori C, полученные в разных фильтрах. В

каждой панели указан фильтр и значение коэффициента корреляции r.

измеренных расстояний и их отношений по всем

видимому, это оказывает разрушительное воздей-

объектам. Эти значения дают характерные раз-

ствие на околозвездный диск проплида и усиливает

меры околозвездных дисков в ранней стадии их

темп диссипации.

формирования. В работе [38] приводятся размеры

Мы проверили также существование корреля-

яркой серпообразной головной части отдельных

ции между отдельными параметрами Dy и Dx. На

проплидов, которые у разных объектов составляют

рис. 5 приведены графики зависимости Dy от Dx.

от 60 а.е. до 500 а.е.

Эти зависимости близки к линейным, поэтому по

Мы проверили существование корреляции меж-

полученным точкам мы провели прямые. Получен-

ные формулы зависимости приведены на каждой

ду отношением Dy/Dx и угловым расстоянием от

панели рис. 5. Каждая панель соответствует дан-

освещающей звезды θ¹ Ori C. Соответствующие

ным для одного фильтра. Коэффициенты корреля-

графики для указанных трех фильтров приводятся

ции между параметрами Dy и Dx для отдельных

на рис. 4. На каждой панели приведен тип филь-

полос FR388N, FR565N и FR914M равны 0.564 ±

тра и вычисленное нами значение коэффициента

± 0.227, 0.742 ± 0.15 и 0.881 ± 0.074 соответ-

корреляции r по Пирсону. Коэффициенты корре-

ственно. В той же последовательности фильтров

ляции между указанными параметрами в полосах

зависимость Dy от Dx можно выразить линейными

FR388N, FR565N и FR914M равны 0.716 ± 0.232,

формулами (4) вида

0.473 ± 0.258 и 0.729 ± 0.156 соответственно. До-

стоверность полученных коэффициентов корреля-

Dy = 1.13Dx + 70.74 (для FR388N),

(4)

ции составляет не меньше 95%. Видно, что у проп-

Dy = 2.21Dx - 47.73 (для FR565N),

лидов, находящихся на угловом расстоянии менее

Dy = 2.12Dx - 66.44 (для FR914M).

16^′′ от звезды θ¹ Ori C (см. табл. 2), обнару-

живается заметная корреляция между параметром

Корреляция в фиолетовых лучах выражена слабее,

Dy/Dx и угловым расстоянием до звезды. Зави-

чем в красных и ближних ИК лучах. Это говорит о

симость длины хвоста от расстояния может быть

том, что структура диска у проплидов в фиолетовых

результатом фотоиспарения, которое усиливается

лучах выражена слабее. Существование линейной

с расстоянием от фотовозбуждающей звезды. По-

зависимости диаметров Dy и Dx, по-видимому,

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№3

2019

214

МАМЕДХАНОВА, ИСМАИЛОВ

Dy (AU)

800

550

FR388N

FR656N

450

Dy = 2.21Dx - 47.733

600

Dy = 1.1314Dx + 70.741

350

400

200

150

100

150

200

250

100

150

200

250

300

Dx (AU)

Dy (AU)

FR914M

650

Dy = 2.1212Dx - 66.441

450

250

100

150

200

250

300

350

Dx (AU)

Рис. 5. Зависимость размеров диска проплидов Dy от Dx. Каждая панель рисунка получена по отдельным фильтрам.

Прямыми линиями показаны линейные регрессии, формулы которых приводятся на каждой панели.

свидетельствует о том, что наблюдаемые размеры

направлениях имеет колоколообразную форму. По

дисков формируются пропорционально количеству

оси x левое крыло распределения соответствует

вещества в центральной массе объекта.

левой стороне, правое крыло — правой стороне от

Зависимость размеров протозвездных дисков от

центра. По оси y левое крыло соответствует рас-

длины волны излучения не обнаруживается. У раз-

пределению от головы до центра (т.е. от освещаю-

ных объектов в фиолетовых, красных и ближних

щей звезды), правая — от центра до конца хвоста.

ИК лучах с длиной волны размеры могут сохра-

Чтобы перевести величины интенсивности на рис. 6

няться, увеличиваться, или, напротив, уменьшать-

в абсолютные потоки, данные по оси ординат нуж-

ся. Из табл. 6 видно, что размеры, полученные в

но умножать на соответствующие коэффициенты

разных фильтрах для одного и того же проплида,

трансформации (см. раздел 4.2).

меняются по-разному. Например, у 157-323 раз-

Как видно из этих графиков, в фильтрах

меры в полосе FR565N меньше, чем в FR388N, а

FR388N и FR656N распределение интенсивности

в полосе FR914M значительно больше. У проп-

по оси x мало отличается от инструментального

лида 176-325 с увеличением длины волны разме-

контура. В полосе FR914M интенсивность пропли-

ры возрастают примерно в два раза. У проплида

да прослеживается до расстояния, превышающего

166-316 с увеличением длины волны наблюдается

этот предел. По оси y из-за наличия хвоста в

постепенное уменьшение размера.

распределении наблюдается определенная асим-

метрия.

5.1. Характер распределения интенсивности

Как указано в работе Балли и др. [49], диаграм-

мы распределения интенсивности эмиссионных ли-

На рис. 6 для примера приведены графики рас-

пределения интенсивности в направлениях боль-

ний в радиальном направлении можно описывать

шого (y) и малого (x) диаметра с расстоянием

степенной функцией ∼r^-α, где r — расстояние от

от наиболее яркой центральной части проплида

центра проплида по азимуту, α — коэффициент,

176-325. Распределение интенсивности в обоих

значение которого равно ∼3. Однако для некото-

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№3

2019

ПОВЕРХНОСТНАЯ ФОТОМЕТРИЯ ПРОПЛИДОВ

215

176-325

FR388N

-100

-50

100

-200

-100

100

200

Dx (AU)

Dy (AU)

450

400

176-325

400

176-325

FR656

350

300

250

200

150

-100

-50

100

-200

-100

100

200

Dx (AU)

Dy (AU)

110

176-325

FR914M

-100

-50

100

-200

-100

100

200

Dx (AU)

Dy (AU)

Рис. 6. Распределение поверхностной яркости в зависимости расстояния от центра проплида 176-325 в двух направле-

ниях x и y. Каждая пара рисунков соответствует одному фильтру по двум направлениям от центра.

рых объектов распределение лучше аппроксимиру-

FR656N. По направлению x распределение лучше

ется экспоненциальной функцией.

аппроксимируется многочленом 3-й степени (левая

панель), а по направлению y — степенной функци-

Мы попытались аппроксимировать полученное

ей с коэффициентами α ≈ -0.712 и -1.556 (пра-

распределение интенсивности в континууме в двух

вая панель). Выражения соответствующих функ-

радиальных направлениях. Для аппроксимации

были выбраны те же радиальные направления x и

ций аппроксимации приведены на панелях рис. 7.

y по малой и большой оси проплида. Как видно из

Различные значения α по направлению y соот-

ветствуют распределениям от головы до центра и

рис. 6, форма кривой распределения интенсивности

проплидов имеет колоколообразный вид. Левая

от центра до конца хвоста соответственно. Для

ветвь кривой соответствует радиальному направ-

разных проплидов по направлению y значение ко-

лению от края до центра, а правая ветвь — от цен-

эффициента α меняется в широком диапазоне, от

тра до другого края в том же направлении по оси x.

-0.3 до -1.5. Также на рис. 7. приведены величины

Аналогичным образом построено распределение

достоверности R², выражающие качество аппрок-

интенсивности по поверхности по направлению

симации. Светлыми кружками обозначены поло-

большой оси y — от головы, центра и хвоста.

жительные, темными кружками — отрицательные

Следовательно, левая часть ветви по направлению

величины расстояния Dx и Dy (см. рис. 6). Как

y соответствует распределению интенсивности от

видно, из-за существующей асимметрии в распре-

головы до центра, а правая часть — от центра до

делении интенсивности по направлению x функция

конца хвоста проплида.

аппроксимации различается. Если же применить

На рис. 7 приводится пример аппроксимации

в направлении x аппроксимацию степенной функ-

распределения абсолютного потока по поверхно-

цией с коэффициентом α < 0, а в направлении

сти для проплида 161-322, полученной в фильтре

y — аппроксимацию кубическим многочленом, то

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№3

2019

216

МАМЕДХАНОВА, ИСМАИЛОВ

Fv, 10^-15 эрг см^-2 с^-1 Å^-1

R² = 0.976

R² = 0.945

Fv = -3×10^-5(Dx)³ + 0.0061(Dx)² - 0.5056Dx + 15.199

Fv = 70.75(Dx)^-0.712

R² = 0.959

R² = 0.990

Fv = -10^-5(Dx)³ + 0.0035(Dx)² - 0.3764Dx + 13.977

Fv = 1910.2(Dx)^-1.556

161-322

100

150

200

250

300

350

400

Dx (a.e.)

Dy (a.e.)

Рис. 7. Аппроксимация кривых распределения поверхностной интенсивности для проплида 161-322 в фильтре FR656N.

На левой панели темные кружки — левая ветвь, светлые — правая ветвь распределения от центра в направлении x. На

правой панели темные кружки — от головы до центра, светлые кружки — от центра до конца хвоста в направлении y.

На панелях приведены формулы соответствующих функций аппроксимации и значения величины достоверности

аппроксимации R².

величина R² уменьшается до 0.75. Аналогичный

FWHM составляет около 50 а.е. Это позволя-

результат был получен нами и для всех остальных

ет изучить распределение яркости по поверхности

проплидов.

проплидов, у которых околозвездные диски имеют

размеры в пределах от 200 до 1000 а.е. [49, 52].

Отсюда следует, что а) вещество в излучающих

областях диска проплидов распределено несим-

Нами показано, что у нашей выборки объектов

метрично, б) уменьшение плотности вещества

отношение размеров по большой и малой оси проп-

вдоль хвоста может быть лучше представлено

лидов зависит от углового расстояния от ионизую-

степенной функцией с коэффициентом α < 0, а

щей звезды. Балли и др. [49] не обнаружили систе-

вдоль направления малой оси x — многочленом

матической зависимости длины хвоста от расстоя-

3-й степени. Это указывает, что распределение

ния θ¹ Ori C у проплидов, находящихся на рассто-

физических параметров вещества вдоль хвоста

янии 60^′′. Однако авторы сами при этом отмечают,

и головы проплида существенно отличается от

что по мере увеличения расстояния от освещаю-

распределения вдоль малой оси проплида.

щей звезды, многие хвосты плохо освещаются и

некоторые видны в виде силуэтов на фоне БТО.

По-видимому, здесь важным фактором является

6. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

изменение физических условий в околозвездном

Протопланетные диски у молодых звездных

окружении объекта с расстоянием от ионизующей

объектов за время в несколько миллионов лет

звезды. Возможно, в пределах выбранного нами

накапливают газ и пыль для формирования планет.

расстояния 16^′′ влияние θ¹ Ori C еще значительно,

После этого относительно короткого времени

и это позволяет прослеживать ее роль в фор-

в планетах остается только небольшая часть

мировании хвостов проплидов. По-видимому, чем

начальной массы диска. Предполагается, что

меньше расстояние от фотоионизующей звезды,

часть остального вещества диска выпадает на

тем интенсивнее происходит фотоиспарение. Это

центральную звезду в результате аккреции или

может ускорить темп диссипации околозвездного

выметается из диска. Одним из предлагаемых

диска проплида. Следовательно, даже при одина-

механизмов для этого является фотоиспарение (см.

ковом возрасте у ближайших объектов к звезде

обзоры [50, 51]).

θ¹ Ori C размеры диска могут быть сравнительно

Используя узкополосные ПЗС-изображения с

меньше.

угловым разрешением 0.049^′′, полученные на те-

Диаметральное распределение яркости по по-

лескопе HST, мы изучили распределение яркости

верхности проплидов имеет колоколообразную

по поверхности группы проплидов, находящихся

форму. У разных объектов распределение ин-

в пределах углового расстояния 16^′′ от ярчайшей

тенсивности проплидов имеет несимметричный

звезды θ¹ Ori C. Показано, что при таком угловом

характер. Характер распределения яркости по

разрешении ширина инструментального профиля

хвосту можно описывать степенной функцией с

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№3

2019

ПОВЕРХНОСТНАЯ ФОТОМЕТРИЯ ПРОПЛИДОВ

217

коэффициентом α < 0, а по малому диаметру —

5. Средние абсолютные светимости, определен-

многочленом третей степени. Это показывает, что

ные по яркой серповидной части рассматриваемых

характер распределения вещества в околозвездном

источников, незначительно отличаются от солнеч-

диске проплидов в указанных направлениях значи-

ной светимости.

тельно отличается.

Авторы выражают благодарность профессорам

Нами были оценены важнейшие параметры ис-

В.П. Решетникову и А.Ф. Холтыгину, а также

следуемых объектов — абсолютные звездные ве-

С.С. Савченко за помощь в освоении методики

личины Mv и светимости Lv. Следует отметить,

поверхностной фотометрии. Выражаем благодар-

что эти величины определены нами по излучению

ность также анонимным рецензентам за внима-

ярчайшей части и не вполне могут быть отнесены к

тельное прочтение рукописи и конструктивные за-

центральному объекту. Несмотря на это, получен-

мечания, способствовавшие улучшению работы.

ные величины светимости сопоставимы со свети-

Работа поддерживалась грантом Фонда разви-

мостями других проплидов в БТО (см., например,

тия науки при Президенте АР EIF-Mob-5-2014-

[48]).

2(17).

Как отмечено выше, зависимость размеров про-

тозвездных дисков от длины волны излучения не

обнаруживается. На наш взгляд, на формирова-

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

ние размеров проплидов могут повлиять их масса,

W. H. Warren and J. E. Hesser, Astrophys. J. Supp.

физическое состояние и степень эволюции пыли

34, 115 (1977).

в диске. Известно, что оптические свойства ве-

K. M. Menten, M. J. Reid, J. Forbrich, and

щества в диске молодых звезд значительно зави-

A. Brunthaler. Astron. And Astrophys. 474,

515

сят от размера пылевых частиц (см., например,

(2007).

[53]). Последнее зависит от возраста объекта. По-

M. Cohen and L.V. Kuhi, Astrophys. J. Supp. 41, 743

видимому, более молодые объекты должны иметь

(1979).

меньше пыли в диске, и у таких объектов размер

П. П. Паренаго, Труды ГАИШ, МГУ, 25, 254-с.

(1954).

диска должен быть меньше в ИК-диапазоне. Од-

B. F. Jones and M. F. Walker, Astron. J. 95, 1755

новременно сложно объяснить причину различия

(1988).

количества пыли в дисках проплидов, находящихся

L. A. Hillenbrand, Astron. J. 113, 1733 (1997).

в одном звездном комплексе звездообразования.

D. A. Allen, M. G. Burton, Nature 363, 54 (1993).

Резюмируя результаты, полученные в настоя-

M.J. McCaughrean and J.R. Stauffer, Astron. J. 108,

щей работе, можно сделать следующие выводы:

1382(1994).

1. Впервые в разных диапазонах построены изо-

P. Laques and J.L.Vidal, Astron. and Astrophys. 73,

фоты распределения интенсивности по поверхно-

97 (1979).

сти вокруг 11 ярчайших протозвездных объектов.

10.

E. B. Churchwell, M. Felli, D. O. S. Wood, M. Massi,

Обнаружена значительная неоднородность в рас-

Astrophys. J. 321, 516 (1987).

пределении излучающего вещества вокруг пропли-

11.

G. Garay, J. M. Moran, and M. J. Reid, Astrophys. J.

дов. Распределения яркости вдоль малой и боль-

314, 535 (1987).

12.

J. Meaburn, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 233, 791

шой осей имеют асимметричную колоколообраз-

(1988).

ную форму.

13.

C. R. O’Dell, Z. Wen, and X. Hu, Astrophys. J. 410,

2. Длина хвостов у проплидов, расположенных

696 (1993).

в пределах 16^′′ от звезды θ¹ Ori C, показывает

14.

C. R. O’Dell and S. K. Wong, Astron. J. 111, 846

зависимость от углового расстояния до ионизую-

(1996).

щей звезды. У проплидов, расположенных ближе к

15.

M. Felli, E. B. Churchwell, T. L. Wilson, and

ионизующей звезде, хвосты становятся короче.

G. B. Taylor, Astron. and Astrophys. Supp. 98, 137

3. Природа распределения вещества у прото-

(1993).

звездного диска существенно различается: распре-

16.

M. Felli, G.B. Taylor, M. Catarzi, E.B. Churchwell,

S. Kurtz, Astron. and Astrophys. Supp. 101, 127

деление яркости по сечению малого диаметра мож-

(1993).

но аппроксимировать многочленом третей степе-

17.

M. J. McCaughrean, Ph.D. thesis, Univ. Edinburgh

ни, а по сечению большого диаметра — степенной

(1988).

функцией c показателем α < 0.

18.

C. R. O’Dell and Z. Wen, Astrophys. J. 436, 194

4. Не обнаруживается зависимость размеров

(1994).

протозвездных дисков от длины волны излучения.

19.

S. M. Vicente and J. Alves, Astron. and Astrophys.

У разных объектов в фиолетовых, красных и ближ-

441, 195 (2005).

них ИК лучах размеры могут быть теми же самы-

20.

D. E. Peterson and S. T. Megeath, in Handbook of

ми, большими или меньшими. По-видимому, это

Star Forming Regions, Volume I: The Northern Sky,

связано с физическим и эволюционным состоянием

ASP. Publ. 4, ed. B. Reipurth (San Francisco, CA:

индивидуальных объектов.

ASP), 590 (2008).

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№3

2019

218

МАМЕДХАНОВА, ИСМАИЛОВ

21. T. L. Hayward, J. R. Houck, and J. W. Miles,

37. F. C. Adams, D. Hollenbach, G. Laughlin, and

Astrophys. J. 433, 157 (1994).

U. Gorti, Astrophys. J. 611, 360 (2004).

22. T. L. Hayward and M. J. McCaughrean, Astron. J.

38. C. R. O’Dell, Astron. J. 115, 263 (1998).

113, 346 (1997).

39. В. П. Решетников. Поверхностная фотометрия га-

23. R. K. Mann, J. D. Francesco, D. Johnstone et al.,

лактик. Изд. СПбГУ, 132-стр., (2001).

Astrophys. J. 784, 82 (2014).

40. N. Da Rio, M. Robberto, D. R. Soderblom,

24. L. Ricci, M. Roberto, and D. R. Soderlom, Astron. J.

N. Panagia, L. A. Hillenbrand, F. Palla, and K.

2008, 136, 2136

Stassun, Astrophys. J. Supp. 183, 261 (2009).

25. J. S. Kim, C. J. Clarke, M. Fang, and S. Facchini,

41. В. Страйжис Многоцветная фотометрия звезд

Astrophys. J. Lett. 826, 15, (2016)

(Москлас, Вильнюс, 1977, с. 311).

26. W. J. Henney, A. Raga, S. Lizano, and S. Curiel,

42. C. R. O’Dell, D. K. Walter, and R. Dufour, Astrophys.

Astrophys. J. 463, 216 (1996)

J. 399, L67 (1992).

27. D. Johnstone, D. Hollenbach, H. Storzer, J. Bally,

43. C. R. O’Dell, F. Yusif-Zadeh, Astron. J. 120, 382

and R. Sutherland, Bull. Amer. Astron. Soc. 28, 1339

(2000).

(1997).

44. H. L. Johnson, Astrophys. J. 150, L39 (1967).

28. U. Gorti and D. Hollenbach, Astron. J. 690, 1539

45. R. Costero, M. Peimbert, Bol. Obs. Tonantzintla

(2009).

Tacubaya, 5, 229 (1970).

29. W. J. Henney, C. R. O’Dell, Astron. J. 118, 2350

46. E. J. Chaisson, M. A. Dopita, Astron. and Astrophys.

(1999).

56, 385 (1977).

30. N. Smith, J. Bally, and J. A. Morse, Astrophys. J.

47. N. Da Rio, M. Robberto, D. R. Soderblom, et al.,

Lett. 587, L105 (2003).

Astrophys. J. 722, 1092 (2010).

31. M. Fang, R. van Boekel, R. R. King, et al., Astron.

48. Da Rio, C. J. Tan, R. Kevin, et al., Astrophys. J. 818,

and Astrophys. 539, 119 (2012).

59 (2016).

32. N. J. Wright, J. J. Drake, J. E. Drew, et al.,

49. J. Bally, R. S. Sutherland, D. Devine, D. Johnstone,

Astrophys. J. 746, 21 (2012).

Astron. J. 116, 293 (1998).

33. A. Breslau, M. Steinhausen, K. Vincke, and

50. R. Alexander, I. Pascucci, S. Andrews, P. Armitage,

S. Pfalzner, Astron. and Astrophys. 565, A130

and L. Cieza. Protostars and Planets VI, 475 (2014).

(2014).

51. U. Gorti, R. Liseau, Z. Sandor, and C. Clarke, Space

34. K. Vincke, A. Breslau, and S. Pfalzner, Astron. and

Sci. Rev. 205, 125 (2016).

Astrophys. 577, A115 (2015).

52. J. Bally, R. K. Mann, J. Eisner, S. M. Andrews, et al.,

35. F. Dai, S. Facchini, C. J. Clarke, and T. J. Haworth,

Astrophys. J. 808, 69 (2015).

Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 449, 1996 (2015).

53. A. N. Rostopchina, V. P. Grinin, A. Okazaki, et al.,

36. D. Hollenbach, D. Johnstone, S. Lizano, and F. Shu,

Astron. and Astrophys. 327, 145 (1997).

Astrophys. J. 428, 654 (1994).

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№3

2019