T Tauri hviezdy v prehliadkach SuperWASP a NSVS II. Spektrálne modelovanie
Autori:
Ľ. Hambálek, V. Krushevska, T. Pribulla, M. Vaňko, J. Budaj, M. Fiorucci, Z. Garaj, E. Guenther, R. Komžík, E. Kundra, U. Munari a B. Smalley
Obrázok s popisom:
Pre viac informácií, kliknite prosím na obrázok
Popis obrázku:
HR diagram pre naše zvolené hviezdy. Modré čiary sú evolučné cesty pre hviezdy rozličnej hmotnosti v hmotnostiach Slnka (označené číslom pretínajúcim konkrétnu čiaru) a červené čiary sú izochrony pre daný vek v miliónoch rokov (označené číslom pretínajúcim konkrétnu čiaru). Evolučné údaje sú z hviezdnych modelov Pisa (Tognelli a kol. 2011) pre metalicitu [Z = 0.006, Y = 0.26].
Popis:
Na základe predošlej fotometrickej štúdie 21 vybraných hviezd klasifikovaných ako mladé hviezdy typu T Tauri (ale s protichodnými informáciami v literatúre) v asociácii Taurus-Auriga (v súhvezdí Býka a Povozníka) sme prešli k ich výskumu ich spektier. Použili sme ďalekohľady v Starej Lesnej, Skalantom Plese, ale aj v TLS Jena (Nemecko) a v Asiagu (Taliansko). Na získaných spektrách sme modelovali atmosféry zvolených hviezd - primárne ich efektívnej teploty, povrchového gravitačného zrýchlenia a metalicity. Špeciálne sme vyšetrili čiary lítia 6708 a 6104 ako indikátora nízkeho veku. Podľa nich a zároveň teploty sú všetky skúmané hviezdy naozaj mladé (do 50 miliónov rokov) a väčšinou podobné Plejádam. Tie staršie sa môžu pohybovať na hranici hlavnej postupnosti ako tzv. post-T Tauri hviezdy. Zo spektra sme určili aj vysokú rotačnú rýchlosť a preverili sme, či nejde o spektroskopické dvojhviezdy. Nezávisle sme tak natrafili na HD 283447, ktorá často ani v literatúrie nie je ošetrená, ale je v skutočnosti štvorhviezda. Rovnako HD 30171 vykazuje náznaky multiplicity. Z vlastných pohybov a nami určenej radiálnej rýchlosti sme preverili, že všetky objekty sa pohybujú rovnako ako priemer asociácie Taurus-Auriga. Z paralaxy z družice Gaia sme vypočítali opravenú svietivosť objektov a skonštruovali HR diagram. Pomocou evolučných modelov sme tak odhadli vek i hmotnosti hviezd. Polomery sme získali z rotačnej rýchlosti a predtým nami určenej periódy vďaka škvrnitému povrchu. Všetky výsledky boli konzistentné s mladými rýchlo rotujúcimi hviezdami s väčším polomerom, ako by zodpovedalo ich spektrálneho typu a hmotnosťami medzi 0.75 až 2.1 hmotností Slnka.
Referencia:
Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 524, 3582-3595 (2023)
EN
SAV
