A csillagfejlődés korai szakaszainak és a csillagkörüli anyag szerkezetének vizsgálata optikai és infravörös hullámhosszakon

Eötvös Loránd Tudományegyetem Természettudományi Kar Kóspál Ágnes A csillagfejlődés korai szakaszainak és a csillagkörüli anyag szerkezetének vizsgálata optikai és infravörös hullámhosszakon FU Ori és EX Lup típusú csillagok és kitöréseik Témavezető: Dr. Ábrahám Péter MTA Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézete Budapest, 2004

ELŐSZÓ ELŐSZÓ Előszó A korai csillagfejlődés és a csillagkörüli anyag szerkezetének vizsgálata a csillagászat egyik legizgalmasabb és legdinamikusabban fejlődő ága. Mivel a keletkezőben lévő csillagok be vannak ágyazva egy molekulafelhőbe, ezért gyakran az infravörös tartományban vizsgálják őket, mert ezeken a hullámhosszakon kisebb az intersztelláris extinkció, és a felhő átlátszóbb. Ugyancsak ebbe a tartományba esik a protocsillag és a csillagkörüli anyag porkomponensének termikus sugárzása is. Infravörös méréseket a légköri elnyelés miatt leginkább űrtávcsövekkel lehet végezni. A csillagkeletkezés és korai csillagfejlődés kutatása az 1980-as évek elején, az IRAS műhold missziójával indult látványos fejlődésnek. Azóta az újabb és újabb űrtávcsövekkel egyre jobb térbeli felbontást és érzékenységet tudunk elérni, ami elengedhetetlen a csillagkörüli anyag szerkezetének vizsgálatában. Az MTA Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézetének munkatársai Dr. Balázs Lajos vezetésével 1986-ban kapcsolódtak be infravörös csillagászati kutatásokba, az IRAS adatok analízise révén. Ezek a kutatások folytatódtak 1995-től, mikor az európai infravörös űrtávcső, az Infrared Space Observatory (ISO) elkezdte működését, és több magyar csillagász (Dr. Tóth L. Viktor, Dr. Kiss Csaba valamint témavezetőm, Dr. Ábrahám Péter) éveket töltöttek az ISO fotométerének (ISOPHOT) heidelbergi adatközpontjában. 2001 óta a Kutatóintézet infravörös csillagászattal foglalkozó csoportja (Konkoly Infrared Space Astronomy Group 1 ) aktív résztvevője az ISOPHOT kalibrációs munkálatainak, napi kapcsolatban a heidelbergi adatközponttal. Munkájuk célja jelenleg az ISO archívumának újrakalibrált mérésekkel való feltöltése és ISOPHOT mérések publikálása. Én 2002 szeptemberében kezdtem munkámat a Kutatóintézetben Ábrahám Péter irányításával, de sok segítséget kaptam az Intézet infravörös csillagászati csoportjának más tagjaitól is. A fiatal csillagok egy speciális csoportjával, az FU Orionis típusú változócsillagokkal (röviden FUorokkal) kezdtem foglalkozni. Ezekről a csillagokról az ISO fotométere, az ISOPHOT készített méréseket. A feldolgozott adatokat összevetettem korábbi infravörös mérésekkel, ami által először vált lehetővé ezen csillagok távoli infravörös időfejlődésének vizsgálata. Az eredményekből és értelmezésükből Tudományos Diákköri dolgozatot írtam, amivel 2003 áprilisában a XXVI. Országos TDK Konferencián az Asztrofizika tagozatban II. helyezést értem el. Az eredmények publikálásához posztert készítettem, amellyel több konferencián is részt vettem, és konferenciakiadványokba cikket írtam (Kóspál et al., 2004a,b). 2003 őszén elkezdtem egy újabb nagy adathalmaz feldolgozását egy másik fiatal csillagcsoportról, az EXorokról. Ekkor volt szerencsém külföldi kollégákkal is kapcsolatba kerülni: a FUorokon Dr. Timo Prustival (ESTEC, Hollandia), az EXorokon Dr. Guy Stringfellow-val (University of Colorado at Boulder, USA) dolgozhattam és dolgozom együtt, mindkét kutató a téma neves szakértője. Az 1. fejezetben röviden leírom, hogy mit tudunk jelenleg a csillagfejlődés korai szakaszairól, kitérve az olyan eruptív változócsillagokra, mint az EXorok és a FUorok. A 2. fejezetben az infravörös csillagászat technikai részleteiről, méréstechnikáról, adatfeldolgozásról lesz szó. A 3. és a 4. fejezetben az EXorokra és FUorokra vonatkozó eredményeket írom le. Az 5. fejezetben pedig kitekintést adok az eruptív változócsillagok kutatásának jövőbeli lehetőségeiről és a saját terveimről. 1 http://www.konkoly.hu/kisag i

TARTALOMJEGYZÉK TARTALOMJEGYZÉK Tartalomjegyzék Előszó Tartalomjegyzék Ábrák jegyzéke Táblázatok jegyzéke i iii iv v 1. Bevezetés 1 1.1. Csillagkeletkezés...................................... 1 1.2. Fiatal csillagok körüli korongok elméleti leírása..................... 3 1.3. Eruptív viselkedés a csillagfejlődés korai szakaszaiban.................. 5 2. Infravörös mérések és adatfeldolgozás 6 2.1. Az ISO adatai........................................ 6 2.2. Az IRAS adatai....................................... 13 2.3. A 2MASS adatai...................................... 15 2.4. Az MSX adatai....................................... 15 2.5. Szubmilliméteres és egyéb infravörös földi adatok.................... 15 3. EX Lup típusú csillagok 16 3.1. Forráslista.......................................... 16 3.2. Észlelések.......................................... 18 3.3. Adatfeldolgozás....................................... 18 3.4. Eredmények......................................... 23 3.5. Diszkusszió......................................... 23 3.6. Összefoglalás........................................ 28 4. FU Ori típusú csillagok 29 4.1. Forráslista.......................................... 30 4.2. Észlelések.......................................... 31 4.3. Adatfeldolgozás....................................... 31 4.4. Eredmények......................................... 33 4.5. Diszkusszió: a V1057 Cyg esete.............................. 40 5. Kitekintés 45 Irodalomjegyzék 48 iii

ÁBRÁK JEGYZÉKE ÁBRÁK JEGYZÉKE Ábrák jegyzéke 1.1. A fősorozat előtti csillagfejlődés főbb fázisai........................ 2 1.2. A HH 30 a Hubble Space Telescope felvételén...................... 3 1.3. A flared disk modell szemléltetése............................. 5 2.1. A légkör áteresztése a hullámhossz függvényében.................... 7 2.2. Az ISOPHOT műszer vázlata............................... 9 2.3. A detektor jele az idő függvényében............................ 9 2.4. Edited Raw Data (ERD).................................. 11 2.5. Signal per Ramp Data (SRD)................................ 12 2.6. Signal per Chopper Plateau (SCP)............................. 13 2.7. Példa IRAS adatsorra................................... 14 3.1. A VY Tau fotografikus fénygörbéje............................ 17 3.2. Az EX Lup spektrális energiaeloszlása az ISOPHOT adatok alapján.......... 21 3.3. A DR Tau spektrális energiaeloszlása az ISOPHOT adatok alapján........... 22 3.4. Az UZ Tau spektrális energiaeloszlása az ISOPHOT adatok alapján.......... 22 3.5. A VY Tau spektrális energiaeloszlása az ISOPHOT adatok alapján........... 23 3.6. Az EX Lup spektrális energiaeloszlása.......................... 24 3.7. A DR Tau spektrális energiaeloszlása........................... 24 3.8. Az UZ Tau spektrális energiaeloszlása........................... 25 3.9. A VY Tau spektrális energiaeloszlása........................... 25 3.10. Az EXorok relatív infravörös excesszusa......................... 26 3.11. A DR Tau 1998. febr. 25-ei és 1997. szept. 25-ei fluxusának aránya........... 26 4.1. Három FUor kitörésének optikai fénygörbéje....................... 30 4.2. A Parsamian 21 spektrális eloszlása............................. 34 4.3. A V1331 Cyg spektrális energiaeloszlása.......................... 35 4.4. A V1515 Cyg spektrális energiaeloszlása.......................... 35 4.5. A V1735 Cyg spektrális energiaeloszlása.......................... 36 4.6. A V346 Nor spektrális energiaeloszlása........................... 36 4.7. A Z CMa spektrális energiaeloszlása............................ 37 4.8. A FUorok K sávbeli fénygörbéje 1963 és 2003 között.................. 38 4.9. A V1057 Cyg spektrális energiaeloszlása......................... 41 4.10. Kenyon & Hartmann (1991) modellje........................... 42 4.11. Turner et al. (1997) modellje............................... 42 5.1. Az IRAS 05436 0007 optikai hamisszínes képe..................... 46 5.2. Az IRAS 05436 0007 infravörös hamisszínes képe.................... 47 iv

TÁBLÁZATOK JEGYZÉKE TÁBLÁZATOK JEGYZÉKE Táblázatok jegyzéke 2.1. A dolgozatban felhasznált infravörös fotometriai adatok forrása............ 7 2.2. Az ISO műszerei, mérési tartományuk és funkciójuk................... 7 2.3. Az ISOPHOT detektorai.................................. 8 3.1. EXor típusú objektumok katalógusa........................... 17 3.2. Az EXorokról készült ISOPHOT észlelések........................ 19 3.3. Az EX Lup, a DR Tau, az UZ Tau és a VY Tau legfontosabb adatai.......... 19 3.4. ISOPHOT fotometria az EX Lup-ra............................ 20 3.5. ISOPHOT fotometria az DR Tau-ra............................ 20 3.6. ISOPHOT fotometria az UZ Tau-ra............................ 20 3.7. ISOPHOT fotometria az VY Tau-ra............................ 21 3.8. IRAS fotometria az EXorokra............................... 21 4.1. FUor típusú objektumok katalógusa........................... 32 4.2. A FUorokról készült ISOPHOT észlelések........................ 33 4.3. ISOPHOT és IRAS fotometria a FUorokra........................ 34 v

1. BEVEZETÉS 1. fejezet Bevezetés 1.1. Csillagkeletkezés A Tejútrendszer teljes tömegének jelentős hányada nem csillagok, hanem csillagközi anyag formájában van jelen. Ennek az anyagnak a tulajdonságairól pl. Cserepes & Petrovay (2002) jegyzetében olvashatunk összefoglalást. Ez alapján a csillagközi anyagban rendkívül változatos körülmények uralkodnak: a hőmérséklet 10 és 10 6 K között, a sűrűség pedig 10 2 és 10 7 cm 3 között változik. A kémiai összetétele nagyon hasonló a fémgazdag I. populációs csillagokéhoz; főleg hidrogén és hélium alkotja; tömegének 99 %-a gáz, 1 %-a por alakjában van jelen. Szerkezete hierarchikus, fragmentált, azaz vannak óriás molekulafelhők, ezeken belül kisebb csomók, ún. felhőmagok és globulák. Hogy mit látunk, az erősen függ attól, hogy milyen nyomjelző molekulát használunk (pl. Kun et al. (2000); Tóth & Walmsley (1996)). A csillagok az óriás molekulafelhőkben, a csillagközi anyag összesűrűsödésével, általában csoportosan keletkeznek, amely folyamat a Tejútrendszerben ma is tart. A csillagkeletkezés lépéseit kis (< 2 M ) és közepes (2 8 M ) tömegű csillagok esetén az 1.1. ábra mutatja. Amikor egy molekulafelhőben elkezdődik egy felhőmag gravitációs kollapszusa, a felhőmagban a gáz még olyan ritka, hogy átlátszó a saját termikus sugárzása számára, így az összehúzódás izoterm, a hőmérséklet nem változik. Amikor azonban a felhőmag közepe olyan sűrűvé válik, hogy már optikailag vastag az infravörös tartományban, akkor elkezd nőni a hőmérséklet és a nyomás. A kollapszus megáll, belül kialakul egy hidrosztatikai egyensúlyban lévő protocsillag, amire kívülről tovább hullik az anyag. Mivel a felhőmagnak kezdetben nullától különböző impulzusmomentuma volt, az anyag nem tud közvetlenül ráhullani a protocsillagra, hanem kialakul egy lapos, korong alakú képződmény, az akkréciós diszk, és kifelé irányuló perdülettranszfer mellett az anyag lassan spirálozik befelé. A csillagban közben beindul a deutérium- majd a hidrogénégés, és megindul a csillagból kifele történő gázáramlás, a csillagszél is. A csillag lassan szétfújja az őt körülvevő korongot és burkot, láthatóvá válik az optikai tartományban, és rákerül a Hertzsprung-Russel diagram egy speciális területére, a születésvonalra. A 2 M -nél kisebb tömegű fiatal csillagokat T Tauriknak, a 2 8 M tömegűeket Herbig Ae/Be csillagoknak hívjuk. A csillagkeletkezésről részletes leírás talalható Shu et al. (1987) cikkében. Az 1.1. ábra szemlélteti az egyes fejlődési fázisoknak megfelelő időskálákat, illetve, hogy az adott feljlődési fázisban levő (proto)csillagnak milyen a spektruma. A fiatal, fősorozat előtti objektumok spektrális energiaeloszlása legtöbbször összetett: a csillag sugárzására 1

1.1. CSILLAGKELETKEZÉS 1. BEVEZETÉS 1.1. ábra. A fősorozat előtti csillagfejlődés főbb fázisai. 2

1. BEVEZETÉS 1.2. KORONGOK ELMÉLETI LEÍRÁSA 1.2. ábra. A Taurus molekulafelhőben található HH 30 nevű fiatal csillag a Hubble Space Telescope felvételén. rárakódik a korong és a csillagkörüli anyagburok sugárzása is, sőt, bizonyos hullámhosszakon ez utóbbiak dominálnak. A hőmérsékleteloszlásnak megfelelően a színkép UV tartományában a csillagra hulló felforrósodott anyagot, az optikai tartományában pedig a csillagot látjuk. Infravörös hullámhosszakon azonban már a korong és az egész rendszert körülvevő kiterjedt anyagburok sugároz. Mivel a rendszer egyes komponensei más és más fizikai tulajdonságokkal rendelkeznek, máshogyan fognak sugározni. A spektrális energiaeloszlás infravörös részének vizsgálatából tehát következtetni lehet a csillagkörüli anyag szerkezetére. 1.2. Fiatal csillagok körüli korongok elméleti leírása A csillagkörüli anyag szerkezetét a HH 30 nevű fiatal csillag esetében szemlélteti az 1.2. ábra. Maga a csillag nem látszik, mert eltakarja egy sötét sáv: egy porból és molekuláris gázból álló sűrű, optikailag vastag korong, amit közelítőleg az éléről látunk. A diszk két oldalán a csillagkörüli anyag szórja a csillag fényét, ezt látjuk fényes ködösségként. A korongra merőlegesen pedig bipoláris (a csillag pólusairól történő) anyagkifújások vannak. Valószínű, hogy a legtöbb T Tauri csillag ehhez hasonló szerkezetű. Shu et al. (1987) szerint a T Tauri csillagok körüli korongok alapvetően kétfélék lehetnek: passzív vagy aktív diszkek. A passzív diszk csak a központi csillag által kisugárzott fényt nyeli el, és sugározza ki az infravörös tartományban, az aktív diszkeknek azonban saját fényük is van, mert a befelé spirálozó anyag a belső súrlódás miatt felmelegszik (viszkózus fűtés). A passzív diszkek legegyszerűbb modellje egy geometriailag vékony, optikailag vastag korong (pl. Krügel (2003), Hartmann (2000)). A diszk elnyeli a ráeső csillagfényt, és azt úgy sugározza ki, mint egy a hőmérsékleteloszlás alapján a lokális hőmérsékletnek megfelelő 3

1.2. KORONGOK ELMÉLETI LEÍRÁSA 1. BEVEZETÉS fekete test (reprocesszálás): L 4πR cos γ σt 4 2 d, (1.1) ahol L a csillag luminozitása, R a középpontjától mért távolság, T d a diszk hőmérséklete R távolságban, a csillag átlagosan cos γ szög alatt világítja meg a diszket. cos γ R /R közelítéssel (ahol R a csillag sugara) egy passzív lapos diszk hőmérsékleteloszlására a következőt kapjuk: ( ) 1/4 L R T d R 3/4, (1.2) 4πσR 3 ahol σ a Stefan Boltzmann-állandó. A megfigyelt fluxus pedig S ν = cos i D 2 Rout R 2πRB ν (T d ) dr ν 1/3 (1.3) lesz, ahol i a korong inklinációja, D a tőlünk mért távolsága, R out pedig a külső sugara, B ν a Kirchoff Planck-függvény. Közepes infravörös hullámhosszakon tehát νf ν ν 4/3 λ 4/3. Ennél kisebb hullámhosszakon a spektrális energiaeloszlás meredeken lecsökken, mert a csillag közelében a porszemcsék elpárolognak. Hosszabb hullámhosszakon szintén meredekebb spektrumot kapunk, mert a korong optikailag vékonnyá válik, ezért itt a legkülső, még optikailag vastag anyag sugárzásának Rayleigh Jeans-részét látjuk: νf ν ν 3 λ 3. Egy ilyen megvilágított diszk a csillag luminozitásának egynegyedét képes újra kisugározni: L d = 1L 4. Aktív diszkeknél, stacionárius akkréció esetén, ha időegységenként M anyag halad keresztül a csillagtól R távolságban levő R vastagságú gyűrűn, akkor a felszabaduló potenciális energia lesz az, ami a diszk felületéről szétsugárzódik: GM M R 2R R 2 2πR RσT d 4. (1.4) A hőmérsékleteloszlás ( ) 1/4 GM M T d R 3/4 (1.5) 8πσR 3 lesz, ami ugyanolyan hatványkitevőt eredményez, mint a passzív diszk esetében, ezért a keletkező spektrum is ugyanúgy νf ν λ 4/3 alakú lesz, a kisugárzott energia azonban több is lehet, mint 1 4 L. A fiatal csillagok egy részének spektrális energiaeloszlását jól leírja a νf ν λ 4/3 függvény. Vannak azonban olyan objektumok is, amelyek spektruma lapos, azaz a meredeksége nem 4/3, hanem 0, ami kevésbé gyorsan lecsengő hőmérsékleteloszlásra utal. Az ehhez szükséges többlet fűtést biztosíthatja például, ha a korong nem lapos, hanem a vastagsága R-rel nő (ún. flared disk), mert ekkor a γ látószög nagyobb, és több csillagfényt tud elnyelni (1.3. ábra). Egy stacionárius, függőleges irányban izoterm diszk skálamagassága H R 9/8 (Kenyon & Hartmann, 1987). Megmutatható, hogy még egy flared disk sem tud azonban 3 100 µm-ig lapos spektrumot produkálni. A νf ν λ 0 spektrum T R 1/2 hőmérsékleteloszlásra utal, amit leginkább egy optikailag vékony csillagkörüli burok okozhat. Sok esetben előfordulhat, hogy ezen komponensek mindegyike jelen van, és különböző mértékben hozzájárul a keletkező színképhez. 4

1. BEVEZETÉS 1.3. ERUPTÍV VISELKEDÉS 1.3. ábra. A flared disk modell szemléltetése. A diszk optikailag vastag, a burok optikailag vékony. 1.3. Eruptív viselkedés a csillagfejlődés korai szakaszaiban A tömegakkréciós ráta a csillagkörüli burokról a diszkre M 10 6 M /év. A korongról a csillagra való tömegátadás azonban még aktív diszkek esetén sem haladja meg az Ṁ 10 8 10 7 M /év -et (pl. Hartmann & Kenyon (1996)). Vannak azonban olyan rövidebb időszakok, amikor ez az érték akár 1000-szeresére is nőhet. Ilyenkor a korongban felgyülemlő anyag rázúdul a csillagra, és az egész rendszer hirtelen felfényesedik az optikai tartományban. Ez a jelenség az FU Orionis-kitörés (röviden FUor-kitörés, az elsőként megfigyelt ilyen objektum ugyanis az FU Orionis volt). Hartmann & Kenyon (1996) úgy gondolják, hogy ezek a kitörések 10 4 10 5 évenként ismétlődnek, így a T Tauri fázis alatt ( 10 6 év) a csillag számos ilyen kitörést él meg, míg a fősorozatra fejlődik. Egy ilyen kitörés évtizedekig vagy évszázadokig is eltarthat, és ennek során a csillagra akár 10 2 M anyag ráhullhat. Felmerültek olyan elképzelések (Hessman, 1991), hogy ezek a kitörések az idő múlásával gyakoribbá, de kevésbé hevessé válnak. Az ilyen gyakori, de kis amplitúdójú kitöréseket produkáló fiatal csillagok az EXorok (ennek a változócsillag-csoportnak a prototípusa az EX Lup). Nagyon izgalmas kérdés annak vizsgálata, hogyan változik a fiatal eruptív csillagok spektruma (különösen az infravörös tartományban) a kitörések során, és azt követően. Mivel az akkréció lényeges energiaforrás lehet a rendszerben, ezért a növekvő vagy csökkenő akkréciónak meg kell mutatkoznia az egész színkép változásában. Ahogy Chiang & Goldreich (1997) rámutatott, ez egy fontos diagnosztikai módszer lehet a csillagkörüli anyag geometriájának, sűrűség- és hőmérsékleteloszlásának, valamint energiaháztartásának vizsgálatában. Ilyen vizsgálatokra eddig lényegében nem került sor, azért dolgozatom célja, hogy ezzel a módszerrel megvizsgáljam az EXorokat és a FUorokat. 5

2. INFRAVÖRÖS MÉRÉSEK ÉS ADATFELDOLGOZÁS 2. fejezet Infravörös mérések és adatfeldolgozás A fiatal objektumok tömegének és térfogatának jelentős részét a csillagnál hidegebb anyag (10 1000 K) teszi ki, aminek termikus sugárzását elsősorban az infravörös hullámhossztartományban (2 200 µm) figyelhetjük meg. Az űrből érkező infravörös sugárzásnak a légkör miatt azonban csak kis része érkezik le a földfelszínre. A légkör áteresztése pedig erősen függ a vizsgált hullámhossztól (2.1. ábra). Látható, hogy az infravörös J, H, K, L, M, N és Q sávok pontosan egy-egy légköri ablakra centráltak. A 2.1. grafikonon már nem ábrázolt 30 µm-nél hosszabb hullámhosszakon a légkör teljesen átlátszatlan, egészen a szubmilliméteres tartományig, ahol újabb ablakok következnek (pl. 350, 450, 850 és 1300 µm környékén). Most már érthető tehát, hogy miért annyira fontosak az űreszközök az infravörös csillagászatban. Az utóbbi években egyre több új infravörös mérés vált elérhetővé, mind földi, mind űreszközökről. A dolgozatban felhasznált mérésekről látható egy összefoglalás a 2.1. táblázatban. 2.1. Az ISO adatai Az Infrared Space Observatory (ISO) az ESA infravörös űrobszervatóriuma volt, amely 1995- től 1998-ig végzett méréseket a légkörön kívülről (Kessler et al., 1996). Fő alkotóelemei: egy 60 cm átmérőjű f/15 nyílásviszonyú Ritchey Chrétien-teleszkóp, négy mérőműszer, egy folyékony héliumot tartalmazó kriosztát, és egy szervízmodul. A 2.2. táblázatban látható az ISO műszereinek mérési tartománya és funkciója. 2.1.1. Az ISOPHOT detektorai Mivel a dolgozat nagyrészt az ISO-tól származó infravörös fotometriai adatokra épül, a következőkben részletesebben megnézzük, hogyan épült fel az ISOPHOT műszer és milyen detektorok voltak benne (Lemke et al. (1996), magyar nyelvű összefoglaló: Tóth & Ábrahám (2000)). Ez a műszer három alegységből állt, melyek közül egyszerre csak egy volt használható. Ezek az alegységek a következők: 6 PHT P: cserélhető szűrőkkel, változtatható apertúrával rendelkező fotométer, melynek három detektora a 3.3 100 µm-es tartományban képes mérni a közeli infravöröstől a távoli infravörösig,

2. INFRAVÖRÖS MÉRÉSEK ÉS ADATFELDOLGOZÁS 2.1. AZ ISO ADATAI 2.1. ábra. A légkör áteresztése a hullámhossz függvényében 4200 m tengerszint feletti magasság, 1.0 légtömeg, 1.2 mm vízpára esetén. (Az adatok a UKIRT honlapjáról származnak.) Felül a szokásos Bessel-féle infravörös szűrők effektív hullámhosszai, és a megfelelő betűjelzés látható. Műszer Hullámhossz [ µm ] Apertúra Aktív periódus földi távcsövek J H K L M N Q 6 1970-es évektől IRAS 1 12, 25, 60, 100 1 3 1983 MSX 2 4.25, 4.29, 8.28 18 1996 1997 12.13, 14.65, 21.34 2MASS 3 J, H, K S 1997 2001 ISOPHOT 4 4.8 120 43 180 1995 1998 1 http://irsa.ipac.caltech.edu/irasdocs/iras.html 2 http://www.ipac.caltech.edu/ipac/msx/msx.html 3 http://www.ipac.caltech.edu/2mass/ 4 http://www.iso.vilspa.esa.es/ 2.1. táblázat. A dolgozatban felhasznált infravörös fotometriai adatok forrása. A részletes leírást lásd a 2.2, 2.3, 2.4. és a 2.5. alfejezetben. Műszer neve Hullámhossztartomány Funkció ISOCAM 2.5 17 µm kamera és polariméter ISOPHOT 2.5 240 µm foto- és spektrofotométer ISO SWS 2.38 45.2 µm rövid hullámhosszú spektrométer ISO LWS 43 196.7 µm hosszú hullámhosszú spektrométer 2.2. táblázat. Az ISO műszerei, mérési tartományuk és funkciójuk. 7

2.1. AZ ISO ADATAI 2. INFRAVÖRÖS MÉRÉSEK ÉS ADATFELDOLGOZÁS Alegység Detektor Anyag Méret pixelben Hullámhossztartomány P1 Si:Ga 1 1 3.3 16 µm PHT P P2 Si:B 1 1 20, 25 µm P3 Ge:Ga 1 1 60, 100 µm PHT C C100 Ge:Ga 3 3 50 105 µm C200 Ge:Ga 2 2 120 200 µm PHT S PHT SS Si:Ga 1 64 2.5 5 µm PHT SL Si:Ga 1 64 6 12 µm 2.3. táblázat. Az ISOPHOT detektorai. PHT C: két távoli infravörös kamera a 60 200 µm-es hullámhossztartományra, PHT S: két spektrofotométer, melyek egyszerre működtethetők a 2.5 5 µm és a 6 12 µm-es tartományban. A 2.3. táblázat mutatja, hogy a detektorok milyen anyagból készültek, hányszor hány pixelesek voltak és milyen hullámhossztartományban működtek. Az apertúrák az optikai tartományban megszokotthoz képest nagyok voltak (5 90 ), aminek oka egyrészt a viszonylag kis tükörméret, másrészt az optikaihoz képest nagyobb hullámhossz. A 2.2. ábrán látható az egész műszer sematikus vázlata. A bejövő fénynyalábról az első szűrőváltóval döntötték el, hogy melyik alegységre kerüljön. A második szűrőváltó tartalmazta a PHT C szűrőit és a PHT P apertúráit. A harmadik szűrőváltón pedig a PHT P szűrői voltak. Ezután került a fény magára a detektorra, amely az optika fókuszsíkjában helyezkedett el. A fókuszsík a detektorokkal és egy speciális hideg kiolvasó elektronikával együtt egy kriosztátban volt, amelyben állandóan 2 és 4 K közötti hőmérsékletet tartottak fenn. Ez ahhoz volt szükséges, hogy a környezet termikus sugárzása ne szennyezze a felvételeket. A hűtést szuperfolyékony héliummal oldották meg, és az űrtávcső gyakorlatilag addig volt működőképes, amíg ez a folyékony hélium el nem fogyott (28 hónapig). Amikor infravörös fotonok érkeznek a detektorra, ott elektronokat keltenek. Az így létrejövő fotoáramot a hideg kiolvasó elektronika olvassa ki. Ez az elektronika amely a hatékonyság kedvéért ugyanarra a csipre van integrálva, mint a detektor egy integráló erősítő kapacitív visszacsatolással. Minden egyes beérkező foton hatására nő egy kicsit a kimenetén a feszültség. A kiolvasás kétféleképpen történhet: úgy, hogy közben nem sütjük ki a kondenzátort (non-destructive read-out), vagy úgy, hogy kisütjük (destructive read-out). Ennek megfelelően a jel úgy néz ki, hogy néhány non-destructive kiolvasást bizonyos időnként követ egy destructive, így alakulnak ki az integrációs ramp-ek, amint az a 2.3. ábrán látható. Ezen ramp-ek meredeksége arányos a vizsgált objektumról beérkező teljesítménnyel. 2.1.2. Az ISOPHOT észlelési módjai Az ISOPHOT-ot sokféle észlelési módban lehetett használni. Ezekről részletes leírást található Laureijs et al. (2003) cikkében. A következőkben azokról a mérési módokról adok egy rövid áttekintést, amelyekben az általam használt adatokat mérték. 8 ON/OFF. Szokásos fotometriai módszer, egy mérési sorozat áll egy ún. ON-source

2. INFRAVÖRÖS MÉRÉSEK ÉS ADATFELDOLGOZÁS 2.1. AZ ISO ADATAI 2.2. ábra. Az ISOPHOT műszer vázlata (Laureijs et al., 2003). 2.3. ábra. A detektor jele az idő függvényében. 9

2.1. AZ ISO ADATAI 2. INFRAVÖRÖS MÉRÉSEK ÉS ADATFELDOLGOZÁS mérésből, egy OFF-source mérésből, és a kalibrációs lámpa méréséből (FCS). Az ONsource mérés során a teleszkópot a mérendő forrásra állítják, az OFF-source mérés során pedig kicsit arrébb egy olyan területre, ahol nincs csillag. A kalibrációs lámpa egy fűthető gyémántlapocska, amelynek hőmérsékletét 0.1 K-enként lehet változtatni, és adott fűtőteljesítmény hatására infravörösben sugároz. Az erről készített FCS mérést megismételték az ON és az OFF mérés után is. Minden egyes alkalommal a várt jelnek megfelelően akkora fűtőteljesítményt adtak a kalibrációs lámpára, hogy a kapott jel minél közelebb legyen a megfelelő ON vagy OFF jelszinthez. A mérési sorozatokat aztán meg lehetett ismételni különböző szűrőkkel. SCAN. E mérési mód során nem készítettek OFF-mérést, hanem egy kis 3 1-es vagy 5 1-es térképet vettek fel, ami magában foglalta a háttérpozíciókat is. PHT22/MINI-MAP. A nevével ellentétben ez nem térkép, hanem fotometria. Ez volt a PHT C detektorainak legmegbízhatóbb mérési módja, ezért elsősorban halvány források mérésére használták. PHT32. Ez a mérési mód a PHT C detektorainak egy speciális térképezési módszere. Ennek során a műhold újrapozícionálásával egy adott területet durván mintavételeztek, egy adott pozícióban pedig egy kis billegő tükör segítségével értek el nagy térbeli felbontást. Az infravörös csillagászatban a csillagról érkező monokromatikus fluxussűrűség (F ν ) szokásos mértékegysége a Jansky (1 Jy = 10 26 W ). A fiatal csillagok vizsgálatakor általában m 2 Hz a νf ν -t ábrázoljuk, mert ez arányos az adott hullámhosszon beérkező energiával. 2.1.3. Adatfeldolgozás a PIA 10.0-val Az ISO mérési adatai mindenki számára hozzáférhetőek az ISO nyilvános archívumában 5. A feldolgozatlan alapadatok azonban a Kutatóintézetben helyben is rendelkezésre állnak, ami igen megkönnyíti a keresést és meggyorsítja az adatokhoz való hozzáférést. A adatokat a Phot Interactive Analysis (PIA 10.0, Gabriel et al. (1997)) nevű kiértékelőprogrammal dolgoztam fel. Ez a program szintén letölthető az ISO honlapjáról 6. A 2.1.1. alfejezet végén már volt szó arról, hogyan is néznek ki a detektorból kijövő jelek (integrációs ramp-ek). Ezeket az adatokat ERD-nek (Edited Raw Data) hívják, és jellemzőjük, hogy még semmilyen műszer-specifikus vagy tudományos feldolgozásnak nincsenek alávetve. Egy ilyen jelsorozatot láthatunk a PIA 10.0-val készített 2.4. ábrán. Itt tehát a kondenzátor feszültségét láthatjuk az idő függvényében. Ezekre a ramp-ekre egyenest illesztünk, mert az illesztett egyenesek meredeksége lesz arányos a beérkező fluxussal. Az elektronika nemlinearitása miatt azonban a ramp-ek nem egészen egyenesek, amit a kiértékelőprogrammal lehet korrigálni. Előfordulhat, hogy néha becsapódik a detektorba egy kozmikus részecske. Ekkor a feszültség két kiolvasás között hirtelen felugrik, de aztán nagyjából ugyanúgy folytatódik a ramp menete. Egy ilyen kozmikus részecske okozta ugrást láthatunk a 2.4. ábrán körülbelül 15.5 s-nál. A kiértékelőprogram ezeket az ugrásokat is tudja korrigálni, és ezekre a ramp-ekre is tud egyenest illeszteni. 5 http://www.iso.vilspa.esa.es/ida/ 6 http://www.iso.vilspa.esa.es/manuals/pht/pia/ 10

2. INFRAVÖRÖS MÉRÉSEK ÉS ADATFELDOLGOZÁS 2.1. AZ ISO ADATAI 2.4. ábra. Edited Raw Data (ERD). Az adatfeldolgozás következő szintje az SRD (Signal per Ramp Data). Ezt úgy kapjuk, ha az ERD-n végrehajtottuk az előbb említett korrekciókat, és illesztettünk a ramp-ekre egyeneseket. Ezt a jelsorozatot láthatjuk a 2.5. ábrán. Itt tehát a ramp-ek meredekségét láthatjuk az idő függvényében. Ezeken az adatokon aztán további korrekciókat kell végezni. A ramp-ek meredeksége ugyanis attól is függ, hogy milyen időközönként sütjük ki a kondenzátort. A kiértékelőprogrammal erre az effektusra is lehet korrigálni. Itt újból megvizsgáljuk a kozmikus beütések miatt kiugró pontokat. Itt történik a sötétáram kivonása. A jeleken egy újabb nemlinearitás-korrekciót is kell még végezni, mert a detektor nem egyformán érzékeny a halvány és a fényes forrásokra. Ezután már csak az van hátra, hogy az egyes ramp-ek meredekségeit átlagoljuk. Ez nem egyszerűen úgy történik, hogy vesszük a pontok számtani közepét, hanem figyelembe kell venni a driftet. Ez azt jelenti, hogy amikor egy fényes forrás után egy halványra néz a detektor, akkor el kell telnie egy kis időnek, mire erre az alacsonyabb szintre beáll. Fordítva pedig, amikor egy halvány forrás után néz egy fényesre, időre van szükség a jel stabilizálódásához. Az egyes ramp-ek meredekségeit tehát a kiértékelőprogram úgy átlagolja, hogy ezt a drift-jelenséget figyelembe veszi. Amikor ezt az átlagolást elvégeztük, kapjuk az SCP (Signal per Chopper Plateau) adatot, amit már V/s-ban mérünk. A 2.6. ábrán egy 60 és egy 100 µm-es ON-source mérés látható egymás után, négyzetekkel az SRD, pirossal pedig az átlagolt SCP jelszint. ON/OFF mérési mód esetén eddig a szintig az ON, OFF, és FCS méréseket ugyanúgy kezeltük. Most tartunk ott, hogy elvégezzük a teljesítmény-kalibrációt. Ehhez a következők szükségesek: 11

2.1. AZ ISO ADATAI 2. INFRAVÖRÖS MÉRÉSEK ÉS ADATFELDOLGOZÁS 2.5. ábra. Signal per Ramp Data (SRD). 12 Az FCS adatok feldolgozása. A detektor érzékenysége az idő függvényében megváltozhat. Az FCS mérés arra szolgál, hogy megállapítsuk az éppen aktuális érzékenységet. Ezt a számítást a kiértékelőprogram elvégzi. Az ON és OFF adatok feldolgozása. Ha ezekkel eljutottunk az SCP szintre, akkor már csak a teljesítménykalibráció van hátra. Ezt kétféleképpen végezhetjük. Használhatjuk az előbbi lépésben megállapított aktuális érzékenységet, vagy pedig használhatunk egy átlagos érzékenységet, amelyet az ISOPHOT műszer kalibrációjakor állapítottak meg. A teljesítmény-kalibráció egyszerűen abból áll, hogy az aktuális vagy az átlagos érzékenységgel leosztjuk a V/s-ban mért SCP jelet. Ezek után az ON mérésből levonjuk az OFF mérést (azaz a forrás fényességéből levonjuk a háttérét). Ezzel megkaptuk a vizsgált forrás fluxusát Jy-ben. SCAN-ek esetében az eljárás nagyon hasonló, azzal a különbséggel, hogy a hátteret nem az OFF-mérésből kapjuk, hanem magából a kis 3 1-es vagy 5 1-es térképből. A PHT32 és a MINI-MAP mérési módnak nincs teljesen kialakult, általánosan elfogadott kiértékelési módszere. Ezeket a méréseket Moór Attila, a Kutatóintézet munkatársa dolgozta fel egy általa kidolgozott algoritmus segítségével. Az ISOPHOT-S spektrumokat szintén nem én értékeltem ki, hanem a Kutatóintézetben

2. INFRAVÖRÖS MÉRÉSEK ÉS ADATFELDOLGOZÁS 2.2. AZ IRAS ADATAI 2.6. ábra. Signal per Chopper Plateau (SCP). előkészítés alatt álló ISOPHOT-S spektrálatlaszból (Ábrahám et al., előkészületben) származnak. A legvégén az adatokon színkorrekciót kell végezni, ami ahhoz szükséges, hogy egy adott szűrővel mért teljesítményből megkapjuk a monokromatikus fluxust. A színkorrekciót az egyes mérésekre úgy számoltam ki, hogy iteratív módon összekonvolváltam egy adott csillag mért spektrális energiaeloszlását a szűrőprofilokkal. 2.2. Az IRAS adatai Az Infrared Astronomical Satellite (IRAS) az USA, Nagy-Britannia és Hollandia közös fejlesztése volt, amely 1983 januárjától 11 hónapon keresztül végzett méréseket. Maga a teleszkóp egy 57 cm átmérőjű, f/9.6 nyílásviszonyú Ritchey Chrétien-távcső volt. Az ISO-val ellentétben nem obszervatórium, hanem survey-műszer volt, azaz teljes égbolt-felmérést végzett 12, 25, 60 és 100 µm-en. Működése során tehát a detektorok állandóan be voltak kapcsolva, és a távcső folyamatosan térképezte az eget. Az IRAS az égbolt 96 %-át legalább kétszer végigmérte. Az ennek során keletkező adatokat hívják scan-eknek. Az IRAS-t arra optimalizálták, hogy megbízhatóan detektálja az infravörös pontforrásokat. 1986-ban el is készült a végleges IRAS Catalogue of Point Sources. Nem mindenki volt azonban elégedett az automatikus feldolgozási módszerrel, amivel e katalógust készítették. Olyan területeken ugyanis mint pl. a csillagkeletkezési területek, ahol bonyolult 13

2.2. AZ IRAS ADATAI 2. INFRAVÖRÖS MÉRÉSEK ÉS ADATFELDOLGOZÁS 2.7. ábra. Példa IRAS adatsorra. A vízszintes tengelyen a forrás előre megadott pozíciójától mért távolság látható, a függőleges tengelyen pedig az adott szűrővel mért fluxussűrűség. szerkezetű és nagyon erős a háttér, ott nem mindig lehetett megbízható fluxusokat megállapítani. Ezért aztán az IRAS adatainak bizonyos részét többen újra feldolgozták. Weaver & Jones (1992) például az összes ismert Orion populációs csillagról készítettek egy katalógust az általuk meghatározott új IRAS-fluxusokkal. Amikor az általam vizsgált csillagokról a különböző katalógusokban, cikkekben nagyon eltérő fluxusok szerepeltek, úgy döntöttem, én is újra feldolgozom az IRAS méréseit. Az IRAS adatainak feldolgozásával Dr. Timo Prusti, az ESA Herschel Science Centre (ESTEC, Hollandia) munkatársa ismertetett meg. A scan-eket az IPAC-nál működtetett SCANPI programmal lehet feldolgozni 7. A SCANPI-vel össze lehet kombinálni egy adott pozíción átmenő összes scan-t és ebből pontos fluxust, vagy arra a lokális környezetet figyelembe vevő felső határt becsülni. Ennek során a program először összegyűjti azokat a scan-eket, amik a vizsgált forrástól 1.7 -nél nem messzebb haladtak el. Az adatokat ezután köbös spline interpolációval újra mintavételezi úgy, hogy 1 -re 10 pont jusson. Ezután minden scan-re illeszt egy alapvonalat. A bemenő paraméterként megadott adatintervallumra pontforrás-mintát (ún. template-et) illeszt, a háttérintervallumból pedig zajt számol. Az illesztett template-ekből egy kompozit template-et készít, amivel majd az összeátlagolt scan-eket illeszti. Az átlagolás négyféleképpen történhet: (1) átlag, (2) zajjal súlyozott átlag, (3) medián, (4) a zajos detektorokat 0.5 súllyal figyelembe vevő medián. Az ily módon átlagolt scan-eken a program megkeresi a jel maximumát, kiszámolja az integrált fluxust, illeszt pontforrás-template-et, kiszámolja ennek a fluxusát is, számol fél- és negyedérték-szélességet. A 2.7. ábrán egy példa látható az átlagolt, alapvonallal (kék) és template-tel (piros) illesztett adatsorra (fekete). Tapasztalataink szerint bonyolult háttér esetén a felsorolt módszerek interaktív használata jobb eredményt ad, mint a pontforráskatalógus értékei. 7 http://irsa.ipac.caltech.edu/applications/scanpi 14

2. INFRAVÖRÖS MÉRÉSEK ÉS ADATFELDOLGOZÁS 2.3. A 2MASS ADATAI 2.3. A 2MASS adatai A Two Micron All Sky Survey (2MASS) projekt során 1997 és 2001 között 3 közeli infravörös sávban (1.25, 1.65 és 2.17 µm-en) végeztek teljes égbolt-felmérést, amihez két 1.3 méteres automatizált földi távcsövet használtak (Mt. Hopkins, USA, és CTIO, Chile). 2002-ben adták ki a végleges 2MASS Point Source Catalog-ot (Cutri et al., 2003), melynek adatait én is használtam. 2.4. Az MSX adatai A Midcourse Space Experiment (MSX) műhold 1996 és 1997 között végzett méréseket egy 33 cm-es távcsővel a 8 21 µm-es tartományban a galaktikai egyenlítő mentén, az IRAS által kihagyott területeken, és néhány kiválasztott célponton. Jelenleg az MSX Point Source Catalog 2.3-es verziója érhető el (Egan et al., 2003), én ennek az adatait használtam. Ha a vizsgált forrás nem szerepelt a katalógusban, akkor lehetőség volt az MSX felvételeit letölteni, és azokon apertúrafotometriát végezni. 2.5. Szubmilliméteres és egyéb infravörös földi adatok Az általam használt szubmilliméteres adatok többsége olyan cikkekből származik, melyek a James Clerk Maxwell Telescope-on (Hawaii, USA) működő SCUBA műszerrel, a 450, 850 és 1300 µm-es rádióablakban készült méréseken alapulnak. Az egyéb infravörös mérések forrása: EXorok: Kenyon & Hartmann (1995), Hughes et al. (1994), Herbig et al. (1992), Appenzeller et al. (1983), Mendoza & Eugenio (1966). FUorok: Sandell & Weintraub (2001), Neckel & Staude (1984), Polomski et al. (2002), Molinari et al. (1993), Welin (1983), Ibrahimov (1999), Henning et al. (1998), Cohen & Kuhi (1979), Myers et al. (1987), Reipurth (1985), Berrilli et al. (1987), Evans et al. (1986), Lorenzetti et al. (1983). 15

3. EXOROK 3. fejezet EX Lup típusú csillagok Az EX Lup típusú csillagok (EXorok, Herbig (1989)) eruptív T Tauri csillagok, melyek prototípusa az EX Lup. Herbig (1977) és Hodapp et al. (1996) szerint az EXorok az optikai tartományban 1 4 magnitúdós, ismétlődő kitöréseket produkálnak, melyek időtartama jellemzően néhány 10 vagy néhány 100 nap, és a kitörések közt több hónap, vagy akár egy év is eltelhet. A 3.1. ábrán egy tipikus EXor fénygörbéje látható. Spektráltípusuk K vagy M törpe, és maximumkor az optikai/közeli infravörös spektrumot a klasszikus T Tauri csillagokra jellemző emissziós vonalak dominálják. Az EXor-kitörések valószínűleg a megnövekedett akkréciós rátával vannak kapcsolatban (1.3. alfejezet), ezért a jelenség megértéséhez elengedhetetlen a csillagkörüli anyag szerkezetének vizsgálata. Az EXorokról az ISO előtt nagyon kevés infravörös mérés állt rendelkezésre. Az ISO-mérések felhasználásával először kapunk részletes spektrális energiaeloszlást ezekről a csillagokról, ami alapján a következő kérdésekre kaphatunk választ: mennyire igazolható infravörös mérések alapján az a hipotézis, hogy az EXorok nyugalmi állapotban közönséges T Tauri csillagok, milyen a diszk hőmérsékleteloszlása és anyagi összetétele, kitörés után milyen gyorsan töltődik fel újra a diszk, és ennek milyen hatása van a hőmérsékleteloszlásra és anyagi összetételre, mit lehet kiolvasni az adatokból a kitörés trigger-mechanizmusára. Ebben a fejezetben az ISO archívumban az EXorokra vonatkozó adatokat vizsgálom meg. 3.1. Forráslista Jelenleg nem áll rendelkezésre az irodalomban teljes és naprakész EXor-katalógus, ezért munkámat ennek összeállításával kezdtem (3.1. táblázat). Itt az első oszlopban a csillagok neve látható, a másodikban a pozíciójuknak megfelelő IRAS-forrás. A harmadik oszlop azt adja meg, hogy az ISO négy műszere közül (ISOCAM, ISOPHOT, ISO-SWS, ISO-LWS) melyik észlelte az adott csillagot. A negyedik oszlopban pedig a közeli infravörös 2MASS felmérés megfelelő forrása látható. Ez utóbbi esetben a források elnevezése az órában, percben, másodpercben megadott 2000-es rektaszcenzióból és a fokban, ívpercben, ívmásodpercben 16

3. EXOROK 3.1. FORRÁSLISTA 3.1. ábra. A VY Tau fotografikus fénygörbéje (Herbig, 1977). Objektum neve IRAS ISO 2MASS EX Lup 1 15597 4010 PHT 16030548 4018254 PV Cep 1 20453+6746 PTH, SWS, LWS 20455394+6757386 NY Ori 1 05353601 0512253 V1118 Ori 1 05344474 0533421 V1143 Ori 1 05380389 0416428 UZ Tau E 1 04296+2546 a PHT 04324303+2552311 VY Tau 1 PHT 04391741+2247533 DR Tau 1 04442+1653 PHT, SWS 04470620+1658428 XZ Tau 2 04287+1807 b 04314007+1813571 T Tau S 3 04190+1924 c PHT, SWS, LWS 04215943+1932063 EC 81 4 18274+0112 d PHT, CAM SSV 13 5 03259+3105 e SWS, LWS 03290375+3116039 LkH-alpha 324 6 21023+5002 21035423+5015101 3.1. táblázat. EXor típusú objektumok katalógusa (az egyes oszlopok jelentését lásd a 3.1. alfejezetben). [1] Teodorani et al. (1999); [2] Coffey et al. (2003); [3] Roddier et al. (2000); [4] Huard et al. (1997); [5] Aspin & Sandell (1994); [6] Kolotilov (1991). Megjegyzések: [a] ehhez az IRAS forráshoz az UZ Tau W is ad járulékot (szeparáció: 3 ); [b] ez az IRAS pontforrás az XZ Tau-t és a HL Tau-t is tartalmazza (szeparáció: 23 ); [c] a T Tauri egy többes rendszer (legnagyobb szeparáció: 0.7 ), [d,e] a SIMBAD szerint e pozíció körül sok infravörös forrás, HH objektum és csillag van. Az EC 81 koordinátái: α 2000 = 18 h 29 m 56.9 s δ 2000 = +1 13 31. 17

3.2. ÉSZLELÉSEK 3. EXOROK megadott 2000-es deklinációból származik, innen tehát megtudható minden csillag koordinátája (az EC 81 pozícióját lásd a táblázat feliratában). MSX-mérés sajnos egyik csillagról sincs, mivel ezek főleg a Taurus és az Orion csillagképben vannak, vagyis távol a galaktikai egyenlítőtől. 3.2. Észlelések Az ISO archívumban négy csillagról, az EX Lup-ról, a DR Tau-ról, az UZ Tau-ról és a VY Tau-ról találtunk ISOPHOT-méréseket. Valamennyi mérés eredetileg Dr. Guy Stringfellow (University of Colorado at Boulder) észlelési programjához tartozott, ő azonban eddig nem publikálta az adatokat, így azok nyilvánosan elérhetővé váltak az archívumban. A munka kezdetén felvettük Dr. Stringfellow-val a kapcsolatot és elhatároztuk az adatok közös publikálását. Az eredeti mérési program célul tűzte ki, hogy minden csillagról több időpontban is készüljön fotometria, és így szerencsés esetben lehetőség nyílik a nyugalmi és a kitöréses állapot összehasonlítására. A négy csillagról így összesen 11 mérési sorozat készült a 3.6 200 µm-es tartományban, ezekről látható egy összefoglalás a 3.2. táblázatban. Itt látható, hogy mely csillagról mely hullámhosszakon, mely időpontban és milyen észlelési módban készült mérés. Az utolsó oszlopban szerepel az adott mérés egyedi azonosítója. A 3.3. táblázatban pedig az látható, hogy a négy csillag milyen spektráltípusú, effektív hőmérsékletű, és mekkora az A V extinkció. 3.3. Adatfeldolgozás A méréseket a 2.1.3. alfejezetben leírt módon értékeltem ki. Rövid hullámhosszú mérések esetén (λ 25 µm) a detektorok érzékenysége jó közelítéssel állandó, és a javasolt kalibrációs mód az átlagos érzékenységek használata. Hosszabb hullámhosszakon azonban a detektor érzékenysége változhat. Ezekben az esetekben megpróbálkoztam az FCS mérések kiredukálásával, és aktuális érzékenységek megállapításával, de az FCS mérések bizonytalansága legtöbb esetben csökkentette a fotometriai pontosságot. Ezért végül minden ON/OFF módban végzett mérésnél átlagos érzékenységgel kalibráltam. Az adatokon ezután színkorrekciót végeztem. A fotometriai pontokat kiegészítettem ISOPHOT-S spektrumokkal, ezek ugyanis ugyanabban az időpontban készültek, mint a fotometria. A fotometria hibája tipikusan 25 % körüli (kivéve a nagyon halvány VY Tau-t, amely néhány esetben közel volt a detektálási limithez), míg a spektrum átlagos hibája nem haladja meg a 10 %-ot. A négy csillag közül három szerepel az IRAS pontforráskatalógusában, az ott megadott fluxusok azonban elég bizonytalanok. A források körül legtöbb esetben kiterjedt emisszió található, és 100 µm-en a katalógus minden esetben csak felső határt ad meg. Az IRAS adatait ezért a 2.2. alfejezetnek megfelelően Dr. Prustival együtt újra feldolgoztuk SCANPIvel. A színkorrigált fluxusok a 3.8. táblázatban láthatók. 18

3. EXOROK 3.3. ADATFELDOLGOZÁS Objektum Hullámhossz [ µm ] Dátum Obsz. mód ISO_id EX Lup 3.6, 12, 15, 20, 25 1997. febr. 5. ON/OFF 44700101/44700102 60 1997. febr. 5. PHT32 44700105 3.6, 12, 15, 20, 25 1997. márc. 18. ON/OFF 48801206/48801207 100 1997. márc. 18. PHT32 48801210 3.6, 12, 15, 20, 25 1997. aug. 24. ON/OFF 64701711/64701712 200 1997. aug. 24. PHT32 64701721 3.6, 12, 15, 20, 25 1997. szept. 19. ON/OFF 67403722/67403723 DR Tau 3.6, 12, 15, 20, 25, 60, 100 1997. szept. 25. ON/OFF 67901326/67901327 200 1997. szept. 25. MINI-MAP 67901330 3.6, 12, 15, 20, 25, 60, 100 1998. febr. 25. ON/OFF 83300941/83300942 200 1998. febr. 25. MINI-MAP 83300945 UZ Tau 3.6, 12, 15, 20, 25, 60, 100 1997. szept. 30. ON/OFF 68401431/68401432 200 1997. szept. 30. MIN-MAP 68401435 3.6, 12, 15, 20, 25, 60, 100 1998. febr. 25. ON/OFF 83300746/83300747 200 1998. febr. 25. MINI-MAP 83300750 VY Tau 3.6, 12, 15, 20, 25, 60, 100 1997. szept. 27. ON/OFF 68101236/68101237 200 1997. szept. 27. MINI-MAP 68101240 3.6, 12, 15, 20, 25, 60, 100 1998. febr. 25. ON/OFF 83300851/83300852 200 1998. febr. 25. MINI-MAP 83300855 3.6, 12, 15, 20, 25, 60, 100 1998. márc. 25. ON/OFF 86100856/86100857 200 1998. márc. 25. MINI-MAP 86100860 3.2. táblázat. Az EXorokról készült ISOPHOT észlelések. Az obszervációs módok leírását lásd a 2.1.2. alfejezetben. Az ISO_id az ISO észlelések egyedi 8-jegyű azonosítója. Csillag neve Spektráltípus T eff [K] A V EX Lup M0 1 3920 0.0 2 DR Tau K7 2 4060 3 0.0 3 UZ Tau M1 2 3720 3 1.49 3 VY Tau M0 2 3850 3 0.38 3 3.3. táblázat. Az EX Lup, a DR Tau, az UZ Tau és a VY Tau legfontosabb adatai. [1] GCVS, [2] Hughes et al. (1994), [3] Kenyon & Hartmann (1995). 19

3.3. ADATFELDOLGOZÁS 3. EXOROK λ [ µm ] 1997. febr. 5. 1997. márc. 18. 1997. aug. 24. 1997. szept. 19. 3.6 0.15 ± 0.04 0.18 ± 0.04 0.18 ± 0.05 0.16 ± 0.04 12 0.59 ± 0.15 0.66 ± 0.16 0.72 ± 0.18 0.61 ± 0.15 15 0.45 ± 0.11 0.44 ± 0.11 0.45 ± 0.11 0.48 ± 0.12 20 1.00 ± 0.25 1.31 ± 0.33 0.88 ± 0.22 1.09 ± 0.27 25 1.09 ± 0.27 1.24 ± 0.31 0.93 ± 0.23 1.39 ± 0.35 60 0.93 ± 0.23 100 1.11 ± 0.28 100 <0.84 3.4. táblázat. ISOPHOT fotometria az EX Lup-ra. Az adatok színkorrigáltak és Jy-ben értendők. λ [ µm ] 1997. szept. 25. 1998. febr. 25. 3.6 1.35 ± 0.34 1.88 ± 0.47 12 3.18 ± 0.80 3.82 ± 1.75 15 1.54 ± 0.38 2.24 ± 0.56 20 3.03 ± 0.75 3.72 ± 0.92 25 3.56 ± 0.89 3.94 ± 0.99 60 4.50 ± 1.12 4.39 ± 1.10 100 4.85 ± 1.21 5.78 ± 1.44 200 3.83 ± 0.96 4.10 ± 1.02 3.5. táblázat. ISOPHOT fotometria az DR Tau-ra. Az adatok színkorrigáltak és Jy-ben értendők. λ [ µm ] 1997. szept. 30. 1998. febr. 25. 3.6 0.86 ± 0.22 0.80 ± 0.20 12 2.03 ± 0.85 1.56 ± 0.76 15 1.00 ± 0.25 0.84 ± 0.21 20 1.76 ± 0.44 2.01 ± 0.50 25 2.01 ± 0.50 2.57 ± 0.64 60 2.06 ± 0.51 1.82 ± 0.46 100 1.46 ± 0.36 1.40 ± 0.35 200 1.49 1.28 3.6. táblázat. ISOPHOT fotometria az UZ Tau-ra. Az adatok színkorrigáltak és Jy-ben értendők. 20

3. EXOROK 3.3. ADATFELDOLGOZÁS λ [ µm ] 1997. szept. 27. 1998. febr. 25. 1998. márc. 25. 3.6 0.12 ± 0.03 0.10 ± 0.02 0.04 ± 0.02 12 0.11 ± 0.03 0.11 ± 0.03 0.14 ± 0.03 15 0.04 ± 0.12 0.12 ± 0.04 20 0.32 ± 0.08 0.15 ± 0.04 0.11 ± 0.03 25 0.21 ± 0.05 0.08 ± 0.03 0.31 ± 0.08 60 0.13 ± 0.03 0.21 ± 0.05 0.07 ± 0.04 100 0.03 ± 0.02 0.11 ± 0.04 200 0.09 ± 0.03 0.17 ± 0.09 0.17 ± 0.12 3.7. táblázat. ISOPHOT fotometria az VY Tau-ra. Az adatok színkorrigáltak és Jy-ben értendők. λ [ µm ] EX Lup DR Tau UZ Tau VY Tau 12 0.65 ± 0.04 2.54 ± 0.02 1.21 ± 0.04 0.08 ± 0.03 25 1.03 ± 0.04 3.97 ± 0.06 1.58 ± 0.05 0.19 ± 0.03 60 1.20 ± 0.06 5.10 ± 0.05 2.16 ± 0.07 0.37 ± 0.05 100 1.55 ± 0.39 5.48 ± 1.48 2.27 ± 0.97 <1.04 3.8. táblázat. IRAS fotometria az EXorokra. Az adatok színkorrigáltak és Jy-ben értendők. 10 12 EX Lup νf ν [Wm 2 ] 10 13 10 14 ISOPHOT (1997. febr. 5.) ISOPHOT S (1997. febr. 5.) ISOPHOT (1997. márc. 18.) ISOPHOT S (1997. márc. 18.) ISOPHOT (1997. aug. 24.) ISOPHOT S (1997. aug. 24.) ISOPHOT (1997. szept. 19.) ISOPHOT S (1997. szept. 19.) 1 10 100 Hullámhossz [µm] 3.2. ábra. Az EX Lup spektrális energiaeloszlása az ISOPHOT adatok alapján. 21

3.3. ADATFELDOLGOZÁS 3. EXOROK 10 12 DR Tau νf ν [Wm 2 ] 10 13 10 14 ISOPHOT (1997. szept. 25.) ISOPHOT S (1997. szept. 25.) ISOPHOT (1998. febr. 25.) ISOPHOT S (1998. febr. 25.) 1 10 100 Hullámhossz [µm] 3.3. ábra. A DR Tau spektrális energiaeloszlása az ISOPHOT adatok alapján. 10 12 UZ Tau νf ν [Wm 2 ] 10 13 10 14 ISOPHOT (1997. szept. 30.) ISOPHOT S (1997.szept. 30.) ISOPHOT (1998. febr. 25.) ISOPHOT S (1998. febr. 25.) 1 10 100 Hullámhossz [µm] 3.4. ábra. Az UZ Tau spektrális energiaeloszlása az ISOPHOT adatok alapján. 22

3. EXOROK 3.4. EREDMÉNYEK 10 12 VY Tau 10 13 νf ν [Wm 2 ] 10 14 10 15 10 16 ISOPHOT (1997. szept. 17.) ISOPHOT S (1997. szept. 27.) ISOPHOT (1998. febr. 25.) ISOPHOT S (1998. febr. 25.) ISOPHOT (1998. márc. 25.) ISOPHOT S (1998. márc. 25.) 1 10 100 Hullámhossz [µm] 3.5. ábra. A VY Tau spektrális energiaeloszlása az ISOPHOT adatok alapján. 3.4. Eredmények Az eredményül kapott ISOPHOT fluxusok a 3.4, 3.5, 3.6 és a 3.7. táblázatban láthatók. A 3.2, 3.3, 3.4 és a 3.5. ábrán is ezek az adatok láthatók a hullámhossz függvényében, de már nem az F ν fluxussűrűség, hanem annak a frekvenciával való szorzata: νf ν =λf λ. A különböző színekkel a különböző időpontban készült méréseket jelöltem. Az ábrákról levonhatjuk azt a következtetést, hogy a vizsgált négy csillag közül háromnak, az EX Lup-nak, az UZ Tau-nak és a VY Tau-nak nem változott számottevően a fluxusa. Figyelembe véve, hogy a legkorábbi és legkésőbbi mérés között mintegy fél év telt el, nagyon valószínű, hogy ezek a csillagok abban az időben éppen nyugalmi fázisban voltak. Indokoltnak tűnik tehát, hogy a jel/zaj-viszony javítása érdekében ezen három csillag esetében a megfelelő hullámhosszhoz tartozó fluxusokat átlagoljuk. A továbbiakban már ezeket az átlagolt fluxusokat fogom használni. A DR Tau ezzel szemben mintegy 20 %-kal fényesedett 1997 szeptembere és 1998 februárja között. Az is jól látható a 3.3. ábrán, hogy a fényesedés mértéke hullámhosszfüggő: a hosszabb hullámhosszak felé haladva egyre kisebb mértékű. 3.5. Diszkusszió A következőkben először megvizsgálom az EXorok spektrális energiaeloszlásának alakját, különös tekintettel a fotoszféra fölötti infravörös excesszusra. Ehhez kiegészítettem az ISOPHOT adatait IRAS- és 2MASS-adatokkal, továbbá régebben publikált földi UV, optikai és közeli infravörös mérésekkel, és az adatokat a 3.3. táblázatban megadott A V -k alapján vörösödésre korrigáltam. Ezek láthatók a 3.6, 3.7, 3.8 és a 3.9. ábrán. A grafikonokon a mérési pontokon kívül még három dolgot tüntettem fel. (1) T Tauri csillagok a csillagfoto- 23

3.5. DISZKUSSZIÓ 3. EXOROK 10 12 EX Lup νf ν [Wm 2 ] 10 13 νf ν ~ λ 4/3 10 14 1 10 100 1000 Hullámhossz [µm] 3.6. ábra. Az EX Lup spektrális energiaeloszlása, a csillagfotoszféra járuléka (piros), és a T Taurik átlagos színképe (sárga). T eff = 3920 K, A V = 0.0. 10 11 DR Tau νf ν [Wm 2 ] 10 12 10 13 νf ν ~ λ 4/3 1 10 100 1000 Hullámhossz [µm] 3.7. ábra. A DR Tau spektrális energiaeloszlása (1998. febr. 25-ei ISOPHOT adatok), a csillagfotoszféra járuléka (piros), és a T Taurik átlagos színképe (sárga). T eff = 4060 K, A V = 0.0. 24