Fiatal sillagok térben és id®benDoktori értekezésSzegedi-Elek ElzaEötvös Loránd TudományegyetemTermészettudományi KarFizika Doktori iskolaRészeske�zika és sillagászat programDoktori iskola vezet®je: Dr. Palla LászlóDoktori program vezet®je: Dr. Csikor Feren

Témavezet®: Dr. Kun Mária, tudományos tanásadóMTA Csillagászati és Földtudományi KutatóközpontKonkoly Thege Miklós Csillagászati IntézetMTA Csillagászati és Földtudományi KutatóközpontBudapest2014

iEl®szóA korai, f®sorozat el®tti sillagfejl®dés vizsgálata a modern sillagászat egyik izgal-mas és dinamikusan fejl®d® kutatási területe. A f®sorozat el®tti T Tauri sillagoktanulmányozása által képet alkothatunk a sillagok és korongjuk egymásra gyakorolthatásáról, a sillagok körüli korongban a bolygórendszerek kialakulásáról. A s¶r¶molekulefelh®, amelyben születtek, már lényegesen kitisztult körülöttük, így optikaihullámhosszakon is meg�gyelhet®ek.Dolgozatomban �atal, f®sorozat el®tti sillagok tulajdonságait tanulmányoztamtérben és id®ben. Térbeli vizsgálatom élpontja az Orion-halmaz volt, amely azegyik legközelebbi olyan sillagkeletkezési terület, ahol egyaránt keletkeznek kis ésnagy tömeg¶ sillagok. A halmazban a Hawaii Egyetem 2,2 méteres teleszkójára sze-relt rés nélküli spektrográ�al Hα-felmérést végeztem, hogy a Hα-emisszió alapjánazonosítsam a �atal forrásokat, köztük eddig nem detektált, új Hα-emissziós sil-lagok felfedezését is remélve. A felmérés során az is érdekes volt, hogy milyen újlehet®ségek rejlenek a rés nélküli spektroszkópiában: egyidej¶ kis felbontású spekt-rum készül a látómez® minden sillagáról, ugyanakkor fotometria is. Jó módszer-ea sillagkeletkezési régiók vizsgálatára?A meg�gyelések eredményeit összehasonlítottam korábbi felmérések ered-ményeivel. Az azonosított sillagokat két fejl®dési osztályba soroltam: klasszikus ésgyenge vonalú T Taurikra. Ezt követ®en irodalmi adatok segítségével vizsgáltam aHα-vonal ekvivalens szélesség értékének változását, illetve a sillagok Hα-vonalánakesetleges korreláióit további sillagparaméterekkel.Id®beli vizsgálathoz kiválasztottunk nyol olyan I. osztályú és lapos spektrálisenergiaeloszlású forrást, amelyek ránézésre azonos fejl®dési fázisban vannak: a f®akkréiós (protosztelláris) és a f®sorozat el®tti fejl®dés határán. Ebben a sza-kaszban oszlik el a sillagkörüli burok, ezért ezekben a sillagokban heves változásokvárhatóak. Több évig nyomon követtük a sillagok fényességének változását, éseltér® id®pontokban spektrumok is készültek a sillagokról.Az 1. fejezetben röviden összefoglalom, hogy mit tudunk jelenleg a sil-lagkeletkezés egyes szakaszairól, a �atal, f®sorozat el®tti sillagok tulajdonságairólés fényváltozásairól. A második fejezetben ismertetem a meg�gyeléseket, valamintbetekintést adok a sillagászati képfeldolgozás alapjaiba, mivel munkám fontos részétjelenti a felvételek kalibrálása és kiértékelése. A harmadik fejezetben bemutatom,

iihogy az Orion-halmazban végzett távészlelések milyen eredményre vezettek. A ne-gyedik fejezetben ismertetem a nyol �atal sillag optikai és spektroszkópiai vizs-gálatának eredményét. Az ötödik fejezetben pedig összefoglalom a kutatási ered-ményeket.

iv TARTALOMJEGYZÉKTartalomjegyzékEl®szó iTartalomjegyzék viÁbrák jegyzéke viiiTáblázatok jegyzéke ix1. Tudományos háttér 11.1. Nap típusú sillagok keletkezése . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11.2. A f®sorozat el®tti �atal sillagok jellemz®i . . . . . . . . . . . . . . . 52. A kutatás módszerei 92.1. Meg�gyelések . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 92.1.1. Hawaii rés nélküli spektroszkópia . . . . . . . . . . . . . . . . 92.1.2. Fotometriai mérések . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 92.1.3. Spektroszkópiai meg�gyelések . . . . . . . . . . . . . . . . . . 102.2. Adatfeldolgozási folyamat . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 102.2.1. Korrekiós eljárások . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 102.2.2. A felvételek redukálása . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 112.2.3. Hawaii spektroszkópia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 122.2.4. Fotometriai adatfeldolgozás . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 142.2.5. Hawaii fotometria . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 153. Hα-emissziós sillagok az Orion-halmazban 173.1. Az Orion-halmaz . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 173.1.1. Irodalmi adatok . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 183.2. Az új Hα-felmérés eredményei . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 193.2.1. Klasszi�káió . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 203.2.2. Diszkriminaniaanalízis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 263.2.3. Összehasonlítás az ONC korábbi Hα-emissziós felméréseivel . . 273.2.4. Összehasonlítás más ONC-felmérésekkel . . . . . . . . . . . . 293.2.5. A Hα-emissziós sillagok felületi eloszlása . . . . . . . . . . . . 313.2.6. A Hα-vonal ekvivalens szélességének változékonysága . . . . . 33

TARTALOMJEGYZÉK v3.2.7. Akkretáló és nem akkretáló sillagok . . . . . . . . . . . . . . 363.2.8. Csoportosulás . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 423.3. Korreláió a Hα ekvivalens szélessége és a többi sillagparaméter között 453.3.1. Hα ekvivalens szélesség és infravörös exesszus . . . . . . . . . 453.3.2. Hα ekvivalens szélesség és rotáiós periódus . . . . . . . . . . 463.3.3. Hα ekvivalens szélesség és röntgenemisszió . . . . . . . . . . . 474. Nap típusú sillagok a f®sorozat el®tt 514.1. PV Cephei . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 534.1.1. Fénygörbe . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 534.1.2. Szín-fényesség diagram . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 544.1.3. Változások az optikai spektrumban . . . . . . . . . . . . . . . 554.1.4. A PV Cephei �zikai paraméterei . . . . . . . . . . . . . . . . . 564.1.5. Változások a sillag körüli köd alakjában . . . . . . . . . . . . 584.1.6. A meg�gyelt változások lehetséges oka . . . . . . . . . . . . . 594.2. V1180 Cas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 604.2.1. Fénygörbe . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 604.2.2. Színváltozások . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 614.2.3. Az optikai spektrum változásai . . . . . . . . . . . . . . . . . 614.2.4. A sillag �zikai tulajdonságai . . . . . . . . . . . . . . . . . . 624.2.5. A változás lehetséges okai . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 634.3. [ADM95℄ IRAS-6 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 644.3.1. Fénygörbe . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 644.3.2. Szín-fényesség diagram . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 654.3.3. Az optikai spektrum változásai . . . . . . . . . . . . . . . . . 664.3.4. A sillag �zikai tulajdonságai . . . . . . . . . . . . . . . . . . 664.3.5. A változás lehetséges oka . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 674.4. [K98C℄ Em*58 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 684.4.1. Fénygörbe . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 684.4.2. Szín-fényesség diagram . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 694.4.3. Az optikai spektrum változásai . . . . . . . . . . . . . . . . . 694.4.4. A sillag �zikai tulajdonságai . . . . . . . . . . . . . . . . . . 704.4.5. A változás lehetséges oka . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 714.5. NGC 7023 RS10 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72

vi TARTALOMJEGYZÉK4.5.1. Fénygörbe . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 724.5.2. Szín-fényesség diagram . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 724.5.3. Az optikai spektrum változásai . . . . . . . . . . . . . . . . . 734.5.4. A sillag �zikai tulajdonságai . . . . . . . . . . . . . . . . . . 744.5.5. A változás lehetséges oka . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 744.6. [KP93℄2-2 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 754.6.1. Fénygörbe . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 754.6.2. Szín-fényesség diagram . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 754.6.3. Az optikai spektrum változásai . . . . . . . . . . . . . . . . . 764.6.4. A sillag �zikai tulajdonságai . . . . . . . . . . . . . . . . . . 764.6.5. A változás lehetséges oka . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 774.7. [KP93℄2-1 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 784.7.1. Fénygörbe . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 784.7.2. Szín-fényesség diagram . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 784.7.3. Az optikai spektrum változásai . . . . . . . . . . . . . . . . . 794.7.4. A sillag �zikai tulajdonságai . . . . . . . . . . . . . . . . . . 794.7.5. A változás lehetséges oka . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 804.8. IRAS 02086+7600 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 814.8.1. Fénygörbe . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 814.8.2. Szín-fényesség diagram . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 814.8.3. Az optikai spektrum változásai . . . . . . . . . . . . . . . . . 824.8.4. A sillag �zikai tulajdonságai . . . . . . . . . . . . . . . . . . 834.8.5. A változás lehetséges okai . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 835. Összefoglalás 85

ÁBRÁK JEGYZÉKE viiÁbrák jegyzéke1. A sillagkeletkezés f®bb szakaszai . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12. Egy f®sorozat el®tti sillag vázlatos rajza . . . . . . . . . . . . . . . . 53. Klasszikus FUor-fénygörbék . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 74. A VY Tau fénygörbéje . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 85. Egy átlagos Orion-mozaik . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 136. Az Orion-halmaz . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 177. Az Orion-halmaz Hα-emissziós sillagai . . . . . . . . . . . . . . . . . 198. A minta ekvivalens szélesség szerinti eloszlása . . . . . . . . . . . . . 209. A Hα-emissziós sillagok r′ magnitúdó szerinti eloszlása . . . . . . . . 2110. A Hα-emissziós sillagok r′ vs. r′ − i′ szín-fényesség diagramja . . . . 2211. A jelen minta összehasonlítása korábbi Hα-felmérésekkel . . . . . . . 2812. Az új Hα-források . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3013. Az új források H, H− Ks szín-fényesség diagramja . . . . . . . . . . . 3114. A Hα és Spitzer források helyzetének összehasonlítása . . . . . . . . . 3215. A gyors ekvivalensszélesség-változást mutató sillagok spektrális ener-giaeloszlása . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3416. Különböz® módszerek összehasonlítása . . . . . . . . . . . . . . . . . 3517. A saját ekvivalens szélességek összehasonlítása Da Rio és mtsai.(2009) adataival . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3518. A saját ekvivalens szélességek összehasonlítása F¶rész és mtsai. (2008)adataival . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3619. A Hα-források J, J−H kétszín-diagramja . . . . . . . . . . . . . . . . 3720. WISE szín-szín diagram . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3821. Gyenge vonalú T Tauri sillagok spektrális energiaeloszlása, amelyekközeli- és középinfravörös tulajdonságai klasszikus T Tauri sillagokrajellemz® . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4321. Folytatás az el®z® oldalról . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4422. A két sillagpopuláió . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4523. Az ekvivalens szélesség az αIRAC index függvényében . . . . . . . . . 4724. Rotáiós periódus hisztogram . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5025. Az I. osztályú sillagok spektrális energiaeloszlása . . . . . . . . . . . 5226. A PV Cephei fénygörbéje . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53

viii ÁBRÁK JEGYZÉKE27. A PV Cephei szín-fényesség diagramja . . . . . . . . . . . . . . . . . 5428. Emissziós vonalak változása a PV Cephei színképében . . . . . . . . . 5529. A képeken a PV Cephei köd alakváltozása követhet® nyomon . . . . . 5830. A V1180 Cas fénygörbéje . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6031. A V1180 Cas szín-fényesség diagramja . . . . . . . . . . . . . . . . . 6132. Emissziós vonalak változása a V1180 Cas színképében . . . . . . . . . 6233. Az [ADM95℄ IRAS-6 fénygörbéje . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6434. Az [ADM95℄ IRAS-6 különböz® id®szakban készült I sz¶r®s felvételei 6535. Az [ADM95℄ IRAS-6 szín-fényesség diagramja . . . . . . . . . . . . . 6536. Emissziós vonalak változása az [ADM95℄ IRAS-6 színképében . . . . . 6637. A [K98C℄ Em*58 fénygörbéje . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6838. A [K98C℄ Em*58 szín-fényesség diagramja . . . . . . . . . . . . . . . 6939. Emissziós vonalak változása a [K98C℄ Em*58 színképében . . . . . . . 7040. Az NGC 7023 RS10 fénygörbéje . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7241. Az NGC 7023 RS10 szín-fényesség diagramja . . . . . . . . . . . . . . 7342. Emissziós vonalak változása az NGC 7023 RS10 színképében . . . . . 7343. A [KP93℄2-2 fénygörbéje . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7544. A [KP3℄2-2 szín-fényesség diagramja . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7645. Emissziós vonalak változása a [KP3℄2-2színképében . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7746. A [KP93℄2-1 fénygörbéje . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7847. A [KP93℄2-1 szín-fényesség diagramja . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7948. Az IRAS 02086+7600 fénygörbéje . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8149. Az IRAS 02086+7600 szín-fényesség diagramja . . . . . . . . . . . . . 8250. Emissziós vonalak változása az IRAS 02086+7600 színképében . . . . 8251. Az IRAS 02086+7600 sillag pro�lja . . . . . . . . . . . . . . . . . . 84

TÁBLÁZATOK JEGYZÉKE ixTáblázatok jegyzéke1. Hα-emissziós sillagok, amelyek az ekvivalens szélesség alapjánklasszikus T Tauri sillagok . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 232. Hα-emissziós sillagok, amelyek az ekvivalens szélesség alapjángyenge vonalú T Tauri sillagok . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 243. Klasszi�káió nélküli Hα-emissziós sillagok . . . . . . . . . . . . . . 254. A diszkriminaniaanalízishez használt adatok . . . . . . . . . . . . . . 265 A Hα-vonal ekvivalens szélessége alapján gyenge vonalú T Tauri sil-lagok, amelyeknek optikailag vastag korongjuk van infravörös mérésekalapján. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 406. Azon Hα-emissziós sillagok összehasonlítása, amelyeket detektált(d.), illetve nem detektált (n. d.) az XMM�Newton. . . . . . . . . . 497. A kutatásban meg�gyelt sillagok . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 518. Emissziós vonalak ekvivalens szélességének és �uxusának változása aPV Cephei színképében . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 569. Emissziós vonalak ekvivalens szélességének változása az[ADM95℄IRAS-6 színképében . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6710. Emissziós vonalak ekvivalens szélességének változása a [K98C℄ Em*58színképében . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7011. Emissziós vonalak ekvivalens szélességének változása az NGC 7023RS10 színképében . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7412. Emissziós vonalak ekvivalens szélességének változása a [KP93℄2-2színképében . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7713. Emissziós vonalak ekvivalens szélességének változása a [KP93℄2-1színképében . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8014 Az IRAS 02086+7600 spektrumvonalainak összehasonlítása . . . . . . 83

11. Tudományos háttér1.1. Nap típusú sillagok keletkezése

1. ábra. A sillagkeletkezés f®bb szakaszai (Lada (1987) és André, Ward-Thompson,Bársony (1993) nyomán)A Tejútrendszer tömegének 5−10%-át a sillagközi anyag alkotja. A sillagközianyagban különösen változatos körülmények uralkodnak: a h®mérséklet 10 és 106 Kközött, míg a s¶r¶ség 10−2 és 107 m−3 között változik. A Tejútrendszer sillagközianyaga nagyrészt hidrogénb®l áll, össztömegét tekintve hozzávet®legesen 25%-ban

2 1. TUDOMÁNYOS HÁTTÉRtartalmaz héliumot. Bár a héliumnál nehezebb elemek teljes tömegaránya mindössze1−2%, hatásuk nem elhanyagolható.A sillagközi anyag tömegének 80%-át a térfogat alig 1%-át kitev® felh®kalkotják. A legs¶r¶bb felk®ket molekulafelh®knek nevezik. Ezekben a felh®kbena porszemsék képesek leárnyékolni az UV-sugárzást, felületükön pedig kialakulhat-nak H2 molekulák. Az óriás molekulafelh®k (GMC) szerkezete somós, fragmentált:kisebb somók, úgynevezett felh®magok és globulák alkotják.A molekulafelh®k legs¶r¶bb tartományait felh®magoknak nevezik. Ezek a felh®-magok az éjszakai ég optikai képein mint sötét foltok �gyelhet®ek meg, ugyanis afelh®magok nagy s¶r¶sége nem engedi át a háttérsillagok sugárzását. A felh®magokátlagos s¶r¶sége 104-105 m−3, mérete 0,1−0,01 parszek (p). H®mérsékletük ∼ 10K, tömegük 1−100 naptömeg (M⊙). Minden felh®mag egy poteniális sillagnaktekinthet®. Az, hogy végül sillag keletkezik-e benne, attól függ, hogy a felh®magösszehúzódik-e saját gravitáiós terében, ugyanis a gravitáiót ellensúlyozni igyek-szik a termikus nyomás, a mágneses tér és a turbulenia. Ha egyedül a gravitáióser® szabná meg a sillagkeletkezés ütemét, akkor a Tejútrendszerben található 5×109M⊙ tömeg¶ anyag ∼105 éves szabadesési id®skálán sillagokká esne össze.Azt hogy egy adott felh®magból sillag keletkezik-e végül, a viriál-tétellel vizsgálható(Ward-Thompson, 2002):ν = 2× EK − 3× P × V + EG + EM , (1)ahol EK a felh®magon belüli össz kinetikus energia, P a küls® nyomás, V a felh®magtérfogata, EG és EM a felh®mag gravitáiós és mágneses poteniális energiája.Ha ν < 0, akkor a felh®mag tömege nagyobb, mint a viriál tömege, és össze foghúzódni. Ha ν > 0, akkor a felh®mag gravitáiósan nem kötött, a felh®magbanvégbemen® bels® mozgások következtében pedig szét fog oszlani.A termikus nyomás, a mágneses tér és a turbulenia hosszú id®re stabilizáljáka felh®magokat. Ezek az er®k azonban sak lassítani tudják a gravitáió hatását.Ugyanis ha nins a közegben a turbuleniát fenntartó mehanizmus, akkor a turbu-lenia disszipál. A semleges gáz pedig a mágneses tért®l függetlenül is mozoghat, ezaz ún. ambipoláris di�úzió.Küls® zavarok is elindíthatják a felh®mag gravitáiós összeomlását. A leggyako-ribb küls® hatások a szupernóva-robbanások és a nagy tömeg¶ sillagok szele által

1.1. Nap típusú sillagok keletkezése 3keltett lökéshullámok, amelyek öszenyomják a felh®magokat. Ekkor a gravitáiófelülmúlja a stabilizáló er®ket, és a mag összeomlik. A sillagkeletkezés különböz®szakaszai jól jellemezhet®ek a spektrális energiaeloszlás alakja alapján (1. ábra).A felh®mag középpontjában dinamikus kollapszus indul el, és belülr®l kifelé ter-jed. Kezdetben a gáz még olyan ritka, hogy saját termikus sugárzása számára isátlátszó, mivel a por és a molekulák hatékonyan sugározzák ki a gravitáiós ösz-szehúzódás során felszabaduló energiát. Mivel a felszabaduló energia kisugárzódik,a felh® h®mérséklete közel állandó marad. Az izoterm kollapszus egészen addigtart, amíg a s¶r¶ség el nem éri a ∼ 10−13 g/m3 körüli értéket a felh®mag közepén.Ekkor a tartomány optikailag vastaggá válik az infravörös hullámhosszakon, ígya felszabaduló energia már nem sugárzódik ki olyan könnyen. Ennek hatására ah®mérséklet emelkedik, n® a nyomás is, amely megállítja a kollapszust. A h®mérsék-let egészen addig emelkedik, míg létrejön egy stabil, hidrosztatikai egyensúlybanlév® mag, az ún. els® mag. Az els® mag tömege ∼ 0,01 M⊙, mérete néhány sil-lagászati egység. Az els® mag anyagát f®képp molekuláris hidrogén alkotja, azonbana folyamatosan emelked® h®mérséklet és a behulló anyag miatt a hidrogénmolekulákdisszoiálnak. Innent®l a felszabaduló energia már nem a h®mérséklet növekedésérefordítódik, hanem további molekulák disszoiáiójához vezet. Emiatt az egyen-súly felborul, a mag ismét összeroskad, és kialakul a protosillag. A protosillagh®mérséklete ∼ 105 K, mérete néhány R⊙, tömege pedig néhány tized M⊙. Ebbena fejl®dési fázisban a protosillag még mélyen beágyazott, körbeveszi egy burok,amelyben létrejött. Optikai hullámhosszakon még láthatatlan, távoli-infravörös ésszubmm-es hullámhosszakon �gyelhet® meg. Spektrális energiaeloszlása alapján nul-ladik osztályú objektum, azaz spektrális energiaeloszlásának alakja megfelel egy 30�50 K fekete test sugárzásának.A felh®mag nem gömbszimmetrikusan húzódik össze, mivel az összehúzódássorán a felh®mag impulzusnyomatéka megmarad (J ∼ M×R×vrot). Ha a tömegállandó és a sugár sökken, a forgási sebesség n®ni fog. A növekv® forgási sebességmiatt a forgástengelyre mer®legesen n® a entrifugális er®, ami egy id® után nagyság-rendileg megegyik a gravitáiós er®vel.G×M

R2a≃ Ra× ω2 (2)Ezt követ®en az összehúzódás sak a forgástengely irányában folytatódhat tovább,

4 1. TUDOMÁNYOS HÁTTÉRa forgástengelyre mer®legesen nem. Így a felh® összelapul és protosztelláris akkré-iós korong jön létre a szület®ben lév® sillag körül. A kollapszus során a koronganyagutánpótlást kap, a sillag tömege pedig a korongból a sillagra zuhanó anyagáltal tovább n®. Amikor a entrumban folyamatosan emelked® h®mérséklet eléri a106 K-t, elkezd®d®dik a deutérium fúziója héliummá. Ebben a fejl®dési szakaszbana szület®ben lév® sillag még jóval nagyobb méret¶ a hasonló tömeg¶ f®sorozati sil-lagoknál, a nagy felszínen pedig gyorsan h¶l. A sillag teljesen konvektívvá válik.A konvekió és a forgás következtében mágneses dipóltér jön létre. Ett®l kezdve akorongról bezuhanó anyag a mágneses er®vonalak mentén éri el a sillag felszínét, haimpulzusnyomatéka nem túl nagy. A nagy impulzusnyomatékú ionizált gáz kirepüla rendszerb®l, magnetoentrifugális szél alakul ki. Ennek a szélnek jelent®s szerepevan a kollapszus megállításában: a szelet alkotó ionok magukkal sodorják a felh®-mag hideg anyagát, így a korong nem kap anyagutánpótlást. A Nap típusú sillagokkeletkezésének ez a szakasza néhány százezer évig tart. Ebben a fejl®dési szakaszbana szület®ben lév® sillag spektrális energialoszlása els® osztáyú. A spektrális ener-giaeloszlás alakja már 2 komponenssel illeszthet®: egy magasabb h®mérséklet¶ feketetest sugárzásával és a sugárzás még nagyobb részét kitev® infravörös többlettel,amely a hosszabb hullámhosszak felé n®. A jelent®s infravörös többlet a szület®benlév® sillag körüli poros buroktól ered. Ennek a fejl®dési szakasznak a végére a mag-netoentrifugális szél szétfújja a sillagot rejt® burkot, optikailag is láthatóvá válika sillag.Ezt követ®en a sillag a kontrakiós fázisban lassan fejl®dik a f®sorozati állapotfelé. Ebben a szakaszban a sillag spektrális energiaeloszlása II. osztályú. A spekt-rális energiaeloszlás alakja egy fekete test sugárzással és a hosszabb hullámhosszakfelé sökken® infravörös többlettel jellemezhet®. Az infravörös többlet a sillag körüliporos korongtól származik. A sillag a Kelvin�Helmholtz-id®skálán fejl®dik tovább:lassú, kvázisztatikus kontrakió során a sillag entrális h®mérséklete egyre n®, mígel nem éri a hidrogénfúzióhoz szükséges 15 millió kelvint. Ezzel egyidej¶leg a sillagkörüli korong is folyamatos fejl®désen megy keresztül. Amikor a szél a korongonkívül lév® összes anyagot szétfújja, a korong nem kap utánpótlást, az akkréiósráta fokozatosan sökken. A korongban lassan leáll az akkréió, úgynevezett passzívkorong jön létre. Végül a korong anyagát alkotó gáz és por nagy része is szétoszlik, ésbolygórendszer alakul ki a sillag körül, a sillag spektrális energiaeloszlása III. osz-tályú. A spektrális energiaeloszlás alakja megegyezik egy fekete test sugárzásáéval,

1.2. A f®sorozat el®tti �atal sillagok jellemz®i 5járulékként egy kis infravörös többlettel.1.2. A f®sorozat el®tti �atal sillagok jellemz®iA II. osztályú spektrális energiaeloszlású f®sorozat el®tti sillagok másik elnevezéseT Tauri sillagok. A �atal sillagok osztályának névadója a T Tauri nev¶ sillag. AT Tauri fényességváltozását John Russell Hind fedezte fel 1852-ben. A T Tauri letta Bika sillagkép harmadik ismert változósillaga.A T Tauri sillagok kis tömeg¶ (< 2M⊙) f®sorozat el®tti sillagok, amelyek aHertzsprung�Russell-diagramon a f®sorozat felett helyezkednek el, mivel sugarukmég jelent®sen nagyobb, mint a f®sorozati társaiké. Csoportosan keletkeznek, kimu-tatható a kinematikai kapsolat a szül® felh®vel (Herbig, 1977a). A sillagok jelent®sinfravörös többletet mutatnak. Az infravörös többlet a sillag körüli korongtól szár-mazik. A korongból a mágneses er®vonalak mentén anyag áramlik át a sillagra.Az akkréió következtében a sillagok optikai színképében széles emisszós vonalakláthatóak. Fontos emissziós vonalak a Balmer-vonalak, a Ca H és K vonala, de azakkréió legjelent®sebb nyomjelz®je a Hα-emissziós vonal. A színképük másik jel-legzetessége a 6707 Å -nél lév® abszorpiós Li vonal, amely a források �atal voltánakegyik legbiztosabb nyomjelz®je (Bertout, 1989). Spektráltípusuk F�M közötti. AHα-vonal ekvivalens szélessége alapján 2 alosztályát különböztetjük meg a T Taurisillagoknak: ha az ekvivalens szélesség >10 Å, akkor klasszikus T Tauri sillagokrólbeszélünk, míg 10 Å alatt gyenge vonalú T Tauri sillagokról. A gyenge vonalú TTauri sillagok spektrális energiaeloszlása már III. osztályú, a korong már sak egymaradványkorong körülöttük.

2. ábra. Egy f®sorozat el®tti sillag vázlatos rajza (Kun, 2005)

6 1. TUDOMÁNYOS HÁTTÉRA 2. ábrán egy f®sorozat el®tti sillag vázlatos rajza látható. A sillagot egynéhány száz sillagászati egység sugarú, ∼ 0,01 M⊙-nyi porból és gázból álló proto-planetáris korong övezi. A korongról a sillagra spirálozódó anyag a sillag felszínétforró foltokban éri el, ahol a sillag felszíni h®mérsékleténél magasabb h®mérsékletalakul ki. A nyitott er®vonalak mentén induló ritka magnetoentrifugális szélben anagy impulzusnyomatékú részeskék a sillag optikai színképében tiltott emissziósvonalakat hoznak létre.A f®sorozat el®tti �atal sillagok egyik jellegzetes tulajdonsága a fényességvál-tozás. Számos ok miatt változhat a �atal sillagok fényessége: változik az akkréiósráta, emiatt módosul a sillag forró foltokkal való lefedettsége, a �atal sillagokonis vannak olyan sötét foltok, amilyenek a Napon is meg�gyelhet®ek, a sillag körülikorongban is jelent®s alaktorzulások, s¶r¶bb részek is lehetnek.A szabályos, néhány napos�hetes id®skálájú változások els®sorban gyenge vo-nalú T Tauri sillagok fénygörbéjén detektálhatóak. A változásokért a sillag fel-színén lév® hideg foltok a felel®sek. Ezek a foltok átlagosan 1000 K-nel hidegebbekkörnyezetüknél, gyakran a sillag felszínének 40%-át is befedik, és magas szé-lességeken találhatóak. A foltokat a napfoltokhoz hasonlóan a mágneses tér hozzalétre. Ezek a foltok igen stabil képz®dmények, akár több száz forgási periódusonkeresztül befolyásolják a sillag fényességét. Emiatt a fénygörbén szabályos, szinu-szoidális változást okoznak.A klasszikus T Tauri sillagok körében �gyeltek meg irreguláris, illetve periodikusváltozásokat is. Ezek oka a változó akkréiós ráta, amelynek következtében változika forró foltok aránya a sillag felszínén. Ezeken a helyeken a h®mérséklet a 104 K-t iselérheti, emiatt jóval fényesebbek környezetüknél. A foltok arányának változása nagyamplitúdójú irreguláris fényességváltozáshoz vezet. Az a tény, hogy gyenge vonalúT Tauri sillagok esetében nem �gyeltek meg ilyen változásokat, azt támaszthatjaalá, hogy ezekben a sillagokban már nem jelent®s az akkréió.A közepes tömeg¶, f®sorozat el®tti sillagokat Herbig Ae/Be sillagoknak nevezik.Egy jellegzetes változás f®képp Herbig Ae/Be sillagok körében fordul el®, amelyeketa névadó sillag után UX Ori vagy UXor típusú változóknak is neveznek. Erre aváltozásra jellemz®ek a nagy amplitúdójú elhalványodások, de annak nins jele, hogya sillag h®mérséklete változna. Az elhalványodás során a lineáris polarizáió fokanagymértékben n®, azt a feltevést támasztva alá, hogy a változó extinkió felel®s ahalványodásért.

1.2. A f®sorozat el®tti �atal sillagok jellemz®i 7A �atal sillagok alosztálya az eruptív sillagok, amelyek néhány hét�év alattalatt nagymértékben kifényesednek, a kitörési fázis pedig nagyon eltér®, akár hosszúévtizedekig is tarthat. Az eruptív sillagoknak két ismert osztályát különböztetjükmeg: az FU Orionis (FUor) és az EX Lupi (EXor) sillagok.Az FU Orionis sillagok kis tömeg¶ (< 2 M⊙), f®sorozat el®tti �atal sillagok. Név-

3. ábra. Klasszikus FUor-fénygörbék (Hartmann & Kenyon (1996, 3. ábra))adójuk az FU Orionis sillag. Optikai fényváltozásuk a 3�5 magnitúdót is elérheti(3. ábra). Optikai színképükben F�G szuperóriásokra jellemz® abszorpiós vonalakvannak, er®s kékeltolódással. Az infravörös színképeket 1 és 2 µm között er®s CO-abszorpió, vízg®z-abszorpiós sávok jellemzik. Ezek a tulajdonságok a K�M szu-peróriásokra jellemz®ek.A FUorokat akkréiós korong övezi. A kitörést megel®z®en a beáramló anyag asillaghoz nagyon közel felhalmozódik a korongban. Amikor a korong ezen részéneks¶r¶sége elér egy kritikus értéket, akkor termikus instabilitás lép fel, és a felhal-mozódott anyag a sillagra zuhan.A korong bels® része er®sen felf¶t®dik, ionizálódik és átrendez®dik, ami az optikai

8 1. TUDOMÁNYOS HÁTTÉRtartományban meg�gyelhet® kitöréshez vezet. A kitörés során 0,1 M⊙ tömeg¶ anyagzuhan a sillagra. Amikor a korong anyaga kimerül, akkor a h®mérséklet és azakkréiós ráta is sökken, a hidrogén rekombinálódik. A sillag elhalványodik.

4. ábra. A VY Tau fénygörbéje. (Herbig (1977b, 15. ábra))Az EXorok névadója az EX Lupi silag. Ezek a �atal K�M spektráltípusúsillagok olyan változósillagok, amelyek nagy kitöréseket (felfényléseket) mutat-nak, és T Tauri sillagokra jellemz®, emissziós spektrumuk van. A kitörések rövidid®skálájúak és ismétl®dnek (4. ábra). A 300�500 napos id®tartamú kitörések közöttiátlagos id®tartam néhány év vagy néhány évtized. A kitöréseket a sillag id®sza-konként megnövekv® akkréiós rátája okozza.

92. A kutatás módszerei2.1. Meg�gyelésekA dolgozatban bemutatott eredmények jelent®s része saját meg�gyeléseimen alapul.2.1.1. Hawaii rés nélküli spektroszkópiaMeg�gyeléseket végeztem az Orion-halmazban a Hawaii Egyetem 2,2 m-es teleszkóp-jára szerelt Wide Field Grism Spetrograph�2 (WFGS2) nev¶ m¶szerrel 5 éjszaka:2010. deember 31-én, 2011. január 2-án, 2011. január 25-én, 2011. február 27-én,2011. október 16-án. A meg�gyelt terület középpontjának egyenlít®i koordinátái:RA(2000)= 5h35m16s, 4 and De(2000)= −5◦23′25′′. Mérete hozzávet®legesen 1négyzetfok, amelyet 25 átfed® képb®l álló mozaikkal sikerült lefedni. Egy 300vonal/mm beosztású, 3,8 Å/pixel diszperziójú grismet használtam, amelynek felbon-tóképessége λ/∆λ 820. A Hα-sz¶r® áteresztési tartománya 500 Å, 6515 Å központihullámhossz körül. A WFGS2 m¶szer érzékel®je egy Tektronix 2048×2048 CCD,amelynek pixelmérete 24 µm, és egy pixelre az égboltból 0, 34 ívmásodper esik. Am¶szer látómezeje 11,5′×11,5′. A mozaik minden egyes elemér®l készítettem egy 60s-os rövid expozíiót, hogy a hosszabb felvételeken beég® fényesebb sillagok Hα-emisszióját is ki tudjam mutatni. A mozaik 21 elemér®l 2 hosszú expozíiós idej¶felvétel készült, képenként 480 s expozíiós id®vel, négyr®l pedig 3, egyenként 300s-os felvétel.2.1.2. Fotometriai mérésekA nyol �atal, I. osztályú és lapos spektrális energiaeloszlású sillag fotometriaimeg�gyelése 2008 áprilisában kezd®dött a Konkoly Thege Miklós Csillagászati Ku-tatóintézet piszkéstet®i állomásán. A meg�gyelési programhoz 2008 nyarán sat-lakoztam egy nyári gyakorlat során. A nyári gyakorlat folytatásaként egy TDK-dolgozat készült az egyik sillagról, a PV Cepheir®l, majd szakdolgozat. A diplomamegszerzése után pedig a doktori képzés keretén belül tovább folytattam a �atalsillagok fotometriai meg�gyelését.A felvételek többsége 2008�2012 között a 60/90 m átmér®j¶ Shmidt-távs®reszerelt Photometris AT 200 kamerával készült, amely 1536×1024 pixel méret¶képeket készített. A képek szögmérete 17′×24′. 2011-ben egy Apogee Alta U16

10 2. A KUTATÁS MÓDSZEREIfolyadékh¶tés¶ CCD-kamerát szereltek a Shmidt-távs®re, amely 4096×4096 pi-xeles képeket készít. Látómezeje 1◦×1◦. A felvételek készítése során IC, RC és Vsz¶r®ket használtunk.A fotometriai meg�gyelések másik része az 1,016 m átmér®j¶, Rithey�Chrétien�Coudé szerelés¶ távs® Prineton Instruments VersArray: 1300B kamerájávalkészült. A CCD-kamera 1300×1340 pixel nagyságú képeket rögzít az ég 7′×7′területér®l. Ezen mérések során is IC, RC és V sz¶r®ket használtunk.2009. október 24. és november 7. között az IAC-80 teleszkóppal is készültekmérések. A meg�gyelés során a teleszkópra egy 2048×2048 pixeles SI600 CCD-kamera volt szerelve, amelynek látómezeje 10,5′×10,5′. A VRI fotometriához azIAC#72, IAC#71 és IAC#70-es sz¶r®k voltak használva.2.1.3. Spektroszkópiai meg�gyelések2008 augusztusában és 2009 októberében spektroszkópiai meg�gyelések is készültekaz I. osztályú és lapos energiaeloszlású �atal sillagokról a Calar Alto-i 2,2 m-estávs® CAFOS (Calar Alto Faint Objet Spetrograph) m¶szerével. A spektrumokata G−100, illetve az R−100 grism használatával vette fel témavezet®m, Kun Mária.A G-100 illetve az R-100 grism használatával a 4900�7800 Å illetve az 5900�9000Å hullámhossztartományon készültek spektrumok ∼ 2 Å/pixel diszperzióval, R ≈3000 spektrális felbontással.A spektroszkópiai felvételekkel egyidej¶leg VRI fotometriai felvételek is készülteka CAFOS m¶szerrel, amelynek során a 2048×2048-as hip középs® 1024×1024sávjára kerültek a képek.2.2. Adatfeldolgozási folyamat2.2.1. Korrekiós eljárásokA sillagászati meg�gyelések során több zavaró tényez® módosítja az egy pixelre es®�uxusértéket. Ezeket a zavaró tényez®ket ki kell küszöbölni. Az alapvet® korrekióseljárások a dark-, bias- és a �at-korrekió.A CCD hordozórétegéb®l h® hatására elektronok lépnek ki. Ez a jelenség asötétáram. Állandó h®mérsékleten a sötétáram az expozíiós id®vel egyenes arány-ban növekv® jelet ad. A sötétáram-korrekió során ezért a kalibrálandó képek és

2.2. Adatfeldolgozási folyamat 11a levont sötétáram-képek expozíiós ideje megegyezik. A sötétáram a h®mérsék-lettel exponeniálisan sökken, ezért nagysága a CCD-kamera h¶tésével nagybansökkenthet®.A bias hatás miatt a zéró expozíiós idej¶ felvételeken is van pozitív �uxusértéke(alap jelszint) a pixeleknek. Ennek korrigálására az átlagolt bias-képet (ami több 0expozíiós idej¶ kép átlaga) le kell vonni a felvételekb®l.A CCD-kamerán vagy a sz¶r®kön el®fordulhatnak apró porszemek, szeny-nyez®dések, hibás pixelek, amelyek megváltoztathatják a felvétel különböz®részeinek �uxusértékét. A korrekióhoz egyenletesen kivilágított területr®l kellfelvételeket készíteni, majd átlagolni, és az egyre normált �at-képpel leosztani akorrigálandó képeket.2.2.2. A felvételek redukálásaA piszkéstet®i és hawaii felvételek kiértékelését a National Optial Astronomy Ob-servatory IRAF (Image Redution and Analysis Faility) nev¶ sillagászati képfel-dolgozó program segítségével végeztem. A program somagokból (pakage) épülfel, amelyek alkalmazásokból (task) tev®dnek össze. Egy-egy feladat elvégzéséhez amegfelel® task paraméterkönyvét kell beállítani és lefuttatni.A sötétáram-korrekió alkalmazására a képfeldolgozás során nem volt szükség,mivel a sötétáram gyenge mind a piszkéstet®i, mind pedig a hawaii méréseknél. Ígyels® lépésként a bias képek mediánját képeztem az IRAF imsum task segítségével.Következ® lépésként ezt az átlagolt képet levontam az összes többi képb®l:

I ′(x, y) = I(x, y)−

n∑

p=1

Bp(x, y)

n(3)ahol I ′(x, y) és I(x, y) a korrigált, illetve korrigálni kívánt kép egyes pixeljeinekintenzitása, Bp(x, y) pedig a p-edik bias-kép egyes pixeljeinek intenzitása.Ezt követ®en színenként elkészítettem a �at-képek mediánját, ismét az imsumtaskot használva. Ezután a mediánképeket az imarith task segítségével 1-re nor-máltam. A színenként normált képekkel elosztotttam a különböz® színekben készült

12 2. A KUTATÁS MÓDSZEREIfelvételeket:I ′′(x, y) =

I ′(x, y)

F (x, y)(4)ahol I ′′(x, y) a �at-korrigált kép egyes pixeljeinek intenzitása, F (x, y) pedig az egyes1-re normált dome�at-képek pixeljeinek intenzitása.Az alapkorrekiók elvégzése után következ® lépés a képek összetolása volt. Erreamiatt van szükség, mivel a képek készítése során a legkisebb elmozdulás hatására ismás pixelre kerülhetnek ugyanazon sillag képpontjai, ami miatt nem lehet a felvé-telek mediánját képezni. A képek összetolását A FITSH1 (Pál, 2012) sillagászatiképfeldolgozó program használatával végeztem. A program a m¶velet során egyrefereniaképen megkeresi az összes sillagot, majd a többi képen is azonosítja asillagokat, és a képek összehasonlításából kiszámítja az eltolódás mértékét, majdel is tolja a képeket a kívánt mértékben. Ezt követ®en a képek mediánját képeztemaz imsum task segítségével. Ezen lépés segítségével ki lehet küszöbölni a kozmikusrészeskék zavaró hatását.2.2.3. Hawaii spektroszkópiaA képek bias és �at-korrekióját az IRAF sillagászati képfeldolgozó programmalvégeztem el. Ezt követ®en a FITSH sillagászati képfeldogozó szoftvert használ-tam (Pál, 2012) a kozmikus beütések eltávolítására, a hosszú expozíiós képekmediánjának képzésére, a sillagok azonosítására és a sillagok pixelkoordinátái-nak átváltásához ekvatoriális koordináta-rendszerbe. Egy jellemz® mediánolt képlátható az 5. ábrán.Szabad szemmel vizsgáltam meg minden egyes spektrumot, hogy megállapíthas-sam a Hα-emissziós vonal jelenlétét. A meg�gyelt területen 587 forrás mutatottHα-emissziót a felmérés során. Az emissziós források helyzetét a 2MASS kataló-gus (Cutri és mtsai., 2003) forrásaival vetettem össze, és a Hα-emissziós sillagokat2MASS-forrásokkal azonosítottam. Hét sillag kivételével minden forrást sikerültegyértelm¶en összepárosítani 2MASS-forrásokkal. Három szoros vizuális kett®ssil-lag a köztük lév® kis távolság miatt egy-egy 2MASS-forrással azonosítható, míg aV1504 Ori-nak nins 2MASS megfelel®je. Mivel mind a hét sillag megtalálható1http://�tsh.szo�.net/

2.2. Adatfeldolgozási folyamat 13

5. ábra. Egy átlagos kiredukált és mediánolt képa UKIDSS�DR8 Galati Clusters Survey-ben (Lawrene és mtsai., 2007), ezért a2MASS azonosító helyett a UGCS azonosítójukat használtam.A Hα-emissziós vonal ekvivalens szélességét a FITSH program használatávalhatároztam meg. A m¶velet során a szoftver a következ® lépéseket hajtotta vég-re: el®ször apró, 30×30 pixeles bélyegképeket vágott ki az azonosított emissziósvonal entruma körül. A kis bélyegek méretét a pro�l félértékszélességének és aképen látható struktúrák jellemz® méretének �gyelembevételével határoztam meg.Minden egyes kis képen az alsó és a fels® 30×5 pixel alapján határozta meg a hát-teret (amely jelent®sen változik az Orion-halmaz ködössége miatt), egy konstans,vagy pedig egy sík illesztésével a háttér változásától függ®en. A számítások soránazt tapasztaltam, hogy a legtöbb esetben a két különböz® módszer azonos ered-ményt adott. A háttér hibáját a program egyszer¶ statisztikai módszerrel határoztameg. Következ® lépésben az illesztett háttereket vonta le a program, majd eztkövet®en összeadta a képek pixeljeit az y tengely mentén, ezáltal egydimenziós, 30

14 2. A KUTATÁS MÓDSZEREIpixel hosszúságú spektrumot kaptam. Harmadik lépésben ezekre a spektrumokraGauss-görbét illesztett a szoftver, amely 4 paraméterrel jellemezhet®: az alapszint,középpont, amplitúdó és szórás. Az ekvivalens szélességet ebb®l a 4 paraméterb®lszámolta ki a program.A fentebb ismertetett eljárással 452 sillag Hα-vonalának ekvivalens szélességéttudtam meghatározni. A többi sillagnál, amelyek esetében szintén egyértelm¶ volta Hα-emisszió jelenléte, a módszert nem lehetett alkalmazni több ok miatt: vagy akontinuum volt túl halvány, vagy a nagymértékben változó háttér volt túl fényes.Ezekben az esetekben az ekvivalens szélességet az IRAF 'splot' taskjával határoztammeg. Ezek után még maradt 28 olyan sillag, ahol a Hα-vonal ekvivalens szélességétnem lehetett meghatározni. A mozaik elemeinek átfedése következtében 50 sillagtöbbször is szerepel a képeken.2.2.4. Fotometriai adatfeldolgozásA sillagok instrumentális fényességét az IRAF phot taskjával határoztam meg. Aprogram a sillag közepe körül egy kör alakú apertúrán belül lév® pixelek inten-zitását méri. Ehhez az intenzitáshoz hozzájárul az égi háttér is. Ezt a hátteretminden egyes sillagra külön kell meghatározni, mivel az égi háttér jelent®sen vál-tozhat kis területeken is. A háttér meghatározásához a program a sillagok körülegy körgy¶r¶n belüli apertúrában megméri a pixelek átlagértékét. A sillag instru-mentális fényessége az apertúrán belüli összintenzitás és az égi háttér különbségéb®ladódik.Az instrumentális magnitúdó függ attól, hogy milyen távs®vel, kamerával, sz¶r®-vel történik a mérés. Az is befolyásolja, hogy milyen az ég min®sége a mérés során,illetve milyen leveg®tömeg mellett végezzük a mérést. Ahhoz, hogy a különböz®mérési eredmények összehasonlíthatóak legyenek, az instrumentális fényességeket átkell transzformálni egy nemzetközileg elfogadott, standard rendszerbe. A transzfor-máiót olyan összehasonlító sillagok segítségével végezzük el, amelyek az égen közelvannak a vizsgálandó sillaghoz, ismertek a standard rendszerbeli magnitúdóik ésaz (R−I) színindexeik széles tartományt fednek le.A standard rendszerbe történ® transzformáláshoz a következ® egyenleteket hasz-

2.2. Adatfeldolgozási folyamat 15náltam:i− I = A× (r − i) +B (5)r −R = C × (r − i) +D (6)ahol az r és i magnitúdók az összehasonlító sillagok instrumentális magnitúdói,az I és az R magnitúdók ugyanezen összehasonlító sillagok standard rendszerbelimagnitúdói. A távs®konstansokat (A,C), illetve az eltolási konstansokat (B,D)standard sillagok segítségével kalibrált összehasonlító sillagokkal határoztam meg.A nyol �atal sillag standard magnitúdóit átlagosan 6�8 összehasonlító sillaghasználatával határoztam meg.A piszkéstet®i összehasonlító sillagok fotometriai kalibrálása négy fotometriailagnagyon jó éjszakán történt az NGC 7790 és az NGC 188 nyílthalmazok mérésével.Az NGC 7790-ben 80 standard sillagot mért meg témavezet®m három különböz®leveg®tömegnél, míg az NGC 188-ban 45 sillag, éjszakánként egyszer (az NGC 188majdnem mindig ugyanakkora leveg®tömegnél látszik, mert 85◦ a deklináiója). Anyílthalmazok standard magnitúdóinak (Stetson, 2000) elérhet®sége:http://www2.ad-

da.hia-iha.nr-nr.g.a/ommunity/STETSON/standards.A magnitúdók hibájának az összehasonlító sillagok magnitúdóhibáinak és atávs®konstansok hibáinak négyzetösszegéb®l vont négyzetgyököt tekintettem. Atávs®konstans hibája megegyezik az adatpontokra illesztett egyenes hibájával.2.2.5. Hawaii fotometriaKözvetlenül a spektroszkópiai felvételek el®tt minden egyes mozaikelemr®l r′ és i′sz¶r®vel is készült 1-1 kép 1 per expozíiós id®vel. Az apertúrafotometriát az IRAFPHOT taskjával végeztem el. Minden képen több sillag is megtalálható a TheSDSS Photometri Catalog, Release 8-ban (Aihara és mtsai., 2011). Ezeknek a sil-lagoknak a segítségével transzformáltam át az instrumentális magnitúdókat standardrendszerbe a következ® egyenletek felhasználásával:

rSDSS = C1 × r′

instr + C2 × A+ C3

rSDSS − iSDSS = C4 × (r′ − i′)instr + C5 ×A+ C6,

16 2. A KUTATÁS MÓDSZEREIahol A jelöli a leveg®tömeget. A C1 . . . C6 konstansokat illesztési folyamat soránhatároztam meg. Az átlagos fotometriai hiba 0,1 magnitúdó, amelyet a transzfor-máiós egyenletek együtthatóinak formális hibáinak négyzetösszegéb®l számoltam.

173. Hα-emissziós sillagok az Orion-halmazban3.1. Az Orion-halmazAz Orion-köd egyike a legrészletesebben tanulmányozott nagy tömeg¶ sillagkeletke-zési területeknek (Muenh és mtsai., 2008; O'Dell és mtsai., 2008). Trigonometrikusparallaxis mérések alapján (Menten és mtsai., 2007) 414 parszekra (p) helyezkedikel a Naptól az Orion A jel¶ molekulafelh®ben. Az Orion A molekulafelh® kiterjedése29 négyzetfok és 105 M⊙ tömeg¶ molekuláris gázt tartalmaz. A halmaz több mint2000 sillagból áll (Hillenbrand, 1997) és nagyon �atal (Hillenbrand, 1997, ∼ 1 millióév). Ebben a korai fejl®dési állapotban még a legtöbb halmaz beágyazott, optikaitartományban nem �gyelhet® meg. Ezzel szemben az Orion-halmaz (6. ábra), vagymás néven Trapéz-halmaz már meg�gyelhet® az optikai hullámhosszakon, mivel azott keletkezett sillagok sugárzása eloszlatta a felh®t, amelyben a sillagok létre-jöttek. Az Orion-halmaz központi sillagai körüli sillagpopuláiót hagyományosankonentrikus zónákba sorolják: a központi 0,3 p-es (∼ 2 ívper) rész a sz¶kebbértelemben vett Trapéz-halmaz, a közbüls® 3 p-es rész (∼ 20 ívper) a klasszikusértelemben vett Orion-halmaz, míg az Orion OB1 asszoiáió több mint 25 p-rais kiterjed (átmér®je hozzávet®legesen 3◦).

6. ábra. Az Orion-halmaz (A Hubble-¶rteleszkóp felvétele)

18 3. Hα-EMISSZIÓS CSILLAGOK AZ ORION-HALMAZBANHaro (1953) 255 Hα-emissziós sillagot szonosított az Orion-halmaz 3,5 négy-zetfoknyi legfényesebb területén. Parsamian & Chavira (1982) 543 Hα-emisszióssillagot katalogizált egy 5◦× 5◦ területen. Wiramihardja és mtsai. (1991) objektív-prizmás felmérést készített, amelynek során az A-0975 jel¶ területen (5◦×5◦, közép-pontja: α = 5h20m, δ = −5◦) 191, míg az A-0976 jel¶ területen (5◦×5◦, középpontja:α = 5h40m, δ = −5◦) 415 Hα-emissziót mutató sillagot azonosított. Összesen 606sillagot azonosítottak a Kiso-felmérés során Wiramihardja és mtsai. (1991).F¶rész és mtsai. (2008) spektroszkópiai felmérést végeztek az Orion-halmazbanés környezetében. A felméréshez az arizonai 6,5 m-es MMT távs®re szerelt He-toehelle sokobjektum-spektrográfot használták 2004-ben és 2005-ben.Keskeny sávú fotometriai módszereket is alkalmaztak már Hα-emissziós sillagokazonosítására: Da Rio és mtsai. (2009) fotometriai méréseket végeztek az ESO/MPI2,2 m-es teleszkópra szerelt WFI kamerával. A felmérés során 638 Hα-emisszióssillagot azonosítottak az Orion-halmaz 34′×34′ nagyságú területén.3.1.1. Irodalmi adatokA Hα-emisziós sillagok természetének jellemzéséhez és a Hα-emissziós vonal ekvi-valens szélessége és a sillagok többi paramétere között rejl® esetleges korreláiókfeltárására a VizieR adatbázisban található adatokat is felhasználtam. A sillagokekvatoriális koordinátáit a 2MASS All-Sky Catalog of Point Soures segítségévelhatároztam meg (Cutri és mtsai., 2003). Szinte valamennyi � kivéve hét � sillag-ra ugyanez a katalógus közöl J,H,Ks magnitúdókat. I magnitúdók találhatóak aDENIS (Ephtein és mtsai., 1997) katalógusban, míg középinfravörös adatok(W1=3,4, W2=4,5, W3=12, and W4=22 µm) a WISE All-Sky Data Release-ban(Cutri és mtsai., 2012). 345 sillagra találhatóak Spitzer IRAC adatok Megeathés mtsai. (2012) ikkében. 346 sillagra spektráltípusok is elérhet®ek a következ®ikkekben: Da Rio és mtsai. (2009), Rebull és mtsai. (2000), Rebull (2001) és Hil-lenbrand (1997).A Hα-sillagok közül 496 található olyan területen, amelyet az XMM-Newtonröntgensillagászati m¶hold meg�gyelt, és ezek közül 257-et detektált is. A röntgen-adatokat közli az XMM-Newton Serendipitous Soure Catalogue 2XMM-DR3 (Wat-son és mtsai., 2009). Rotáiós periódusok pedig a következ® ikkekben találhatóak:Da Rio és mtsai. (2009), Rebull és mtsai. (2000), Rebull (2001) és Hillenbrand (1997).

3.2. Az új Hα-felmérés eredményei 193.2. Az új Hα-felmérés eredményeiA 7. ábra mutatja a 2.1 és a 2.2. fejezetekben bemutatott módszerrel azonosított Hα-sillagok elhelyezkedését a meg�gyelt területen. A piros sillagok jelzik a klasszikusT Tauri sillagokat, a zöld rombuszok a gyenge vonalú T Tauri sillagokat, a kékháromszögek pedig az ekvivalens szélesség nélküli forrásokat. A 8. ábra mutatjaa minta ekvivalens szélesség szerinti eloszlását. A 9. ábrán az r′ magnitúdók hisz-togramja látható, és a 10. ábrán az (r′ − i′) − r′ szín-fényesség diagram. A szín-fényesség diagramon a szaggatott-pontozott vonal jelöli azt a nulla korú f®sorozatot,amely 414 p távolságban van, a szaggatott vonal pedig az egymillió éves izokront(Siess, Dufour, & Forestini, 2000) mutatja. A nyíl azt mutatja, hogy 5 magnitúdósvizuális extinkió merre mozdítaná a sillagokat az ábrán (Cardelli és mtsai., 1989).

05 3700 05 36 00 05 35 00 05 34 00RA(J2000)

−05 50 00

−05 40 00

−05 30 00

−05 20 00

−05 10 00

−05 00 00

Dec(

J2000)

7. ábra. Az Orion-halmaz meg�gyelt területein Hα-emissziót mutató sillagok hely-zete a DSS2 IR képen. A piros sillagok a 372 klasszikus T Tauri sillagot, a zöldrombuszok a 187 gyenge vonalú T Tauri sillagot, míg a kék háromszögek a 28 ahiányzó ekvivalens szélesség¶ sillagot ábrázolják.

20 3. Hα-EMISSZIÓS CSILLAGOK AZ ORION-HALMAZBAN

0 100 200 300 400 500 600EW(Å)

0.1

1.0

10.0

100.0

1000.0

N

8. ábra. A megmért ekvivalens szélességek eloszlása3.2.1. Klasszi�káióA klasszikus T Tauri sillagok olyan f®sorozat el®tti sillagok, amelyeket akkréióskorong övez. A korongból a sillagra anyag áramlik a mágneses er®vonalak mentén.Az akkréiós folyamat gyakran széles, aszimmetrikus Hα-emissziós vonalat ered-ményez. A gyenge vonalú T Tauri sillagok egyrészt olyan fejl®dési állapotban lév®T Tauri sillagok lehetnek, amelyek körül már nins korong, és így akkréió semzajlik, másrészt lehetnek olyan T Tauri sillagok is, amelyek valamilyen ok miattépp nem akkretálnak. Hα-emissziós vonaluk keskenyebb és a kromoszférában jönlétre. Több módszer is ismert az akkretáló és nem akkretáló sillagok megkülön-böztetésére. A széles körben alkalmazott módszer a Hα-vonal ekvivalens szélességénalapul (Martín, 1998). Minden olyan sillagot akkretáló sillagnak sorol, amelynekekvivalens szélessége > 10 Å. Barrado & Martín (2003) olyan empirikus klasszi-�káiós sémát dolgoztak ki, amely a sillagok spektráltípusát is �gyelembe veszi azekvivalens szélesség mellett.Az akkretáló és nem akkretáló sillagok szétválogatására Barrado & Martín

3.2. Az új Hα-felmérés eredményei 21

10 12 14 16 18 20 22 24r’ mag

0

50

100

000

N

9. ábra. A Hα-emissziós sillagok r′ magnitúdó szerinti eloszlása.(2003) kritériumát alkalmaztam arra a 346 sillagra, amelyekre rendelkezésre álltakspektráltípusok (Da Rio és mtsai., 2009; Rebull és mtsai., 2000; Rebull, 2001; Hillen-brand, 1997). Az ismeretlen színképtípusú sillagok esetében a határt az akkretáló ésnem akkretáló sillagok között 13 Å-ben határoztam meg. Ezek a sillagok átlagosanhalványabbak, mint az ismert spektráltípusúak (〈J〉 = 12, 39 az ismert spektráltí-pusú sillagokra, míg 〈J〉 = 13, 06 az ismeretlen spektráltípusú sillagok esetén),ezért valószín¶leg kés®bbi típusúak. Ez az ekvivalens szélesség érték megfelel egyM3�M4 közötti típus kromoszferikus aktivitása fels® határának.Az 587 forrás adatainak egy részét az 1., a 2 és a 3. táblázatban foglaltamössze. Az 1. táblázat tartalmazza a 372 klasszikus T Tauri sillag adatainak egyrészletét, a 2. táblázat a 187 gyenge vonalú T Tauri sillag adatainak egy rész-letét, míg a 3. táblázatban azok a források találhatóak, amelyekre nins mért ek-vivalens szélesség. A teljes táblázatok elérhet®ek Szegedi-Elek és mtsai. (2013)ikkének online mellékleteként. Minden táblázat els® oszlopa tartalmazza az adottsillag 2MASS-azonosítóját. Az újonnan azonosított Hα-forrásokat a 2MASS-azonosítójukat követ®en sillag jelzi. A mért ekvivalens szélességek a mérés dá-tumától (ééééhhnn) függ®en a 2 � 6. oszlopokban találhatóak. A 7. oszlop a mért

22 3. Hα-EMISSZIÓS CSILLAGOK AZ ORION-HALMAZBANCTT

WTT

AV=5

-1 0 1 2 3 4r’ − i’ mag

10

15

20

25

r’ m

ag

10. ábra. A Hα-emissziós sillagok r′, r′− i′ szín-fényesség diagramja. A szaggatott-pontozott vonal jelöli a nulla korú f®sorozatot 414 p távolságban, a szaggatott vonalpedig az egymillió éves izokront mutatja. A nyíl azt ábrázolja, hogy 5 magnitúdósvizuális extinkió merre mozdítaná a sillagokat az ábrán.r′ magnitúdókat tartalmazza, a 8. pedig az r′− i′ színindexet, míg az utolsó oszlopkeresztazonosításokat tartalmaz a következ® m¶vekb®l: General Catalogue of Vari-able Stars Samus és mtsai. (2007), Wiramihardja és mtsai. (1991), Hillenbrand ésmtsai. (1998), és F¶rész és mtsai. (2008).

3.2.AzújHα-felméréseredményei

23

1. táblázat. Hα-emissziós sillagok, amelyek az ekvivalens szélesség alapján klasszikus T Tauri sillagok2MASS EW (Å) r′ r′ − i′ Keresztazonosítás20101231 20110102 20110125 20110227 20111016J05333304−0511555 49,6 (4,9) 16,3 0,46 RZ Ori, Kiso A-0976 45,[FHM2008℄ S1-ap75J05333443−0514177 22 (1,5) 16,7 0,90 [FHM2008℄ S1-ap78J05333588−0501324 148,5 (38,9) 15,8 0,85 VY Ori, Kiso A-0976 50,[FHM2008℄ S2-ap44J05333855−0513125 60,7 (4,3) 17,0 0,96 Kiso A-0976 51,[FHM2008℄ F21-ap90J05334167−0524042 57,9 (3,1) 16,4 0,60 Kiso A-0976 52,[FHM2008℄ F21-ap63J05334192−0506148 293,0 (177,9) 20,3 1,39 [FHM2008℄ S2-ap37J05334479−0514098 14,7 (1,1) 13,8 0,35 V729 Ori, Kiso A-0976 53J05334493−0531085 44,7 (1,4) 15,2 0,73 V386 OriJ05334525−0530498 7,7 (2,4) 14,1 0,59 VZ Ori, Kiso A-0976 54J05334545−0536323 119 (8,8) 17,9 1,89 V726 Ori, Kiso A-0976 55,[FHM2008℄ S1-ap42

243.Hα-EMI

SSZIÓSCSILLAGOKA

ZORION-HALMAZBAN 2. táblázat. Hα-emissziós sillagok, amelyek az ekvivalens szélesség alapján gyenge vonalú T Tauri sillagok2MASS EW (Å) r′ r′ − i′ Keresztazonosítás20101231 20110102 20110125 20110227 20111016J05333705−0523069* 10,1 (4,3) 16,4 0,73 V725 OriJ05334954−0536208 4,0 (0,3) 16,5 0,62 V354 Ori, Kiso A-0976 63,[FHM2008℄ S3-ap60J05335210−0530284 7,2 (1,0) 16,5 1,16 [FHM2008℄ F21-ap53J05340797−0536170 7,8 (0,2) 18,4 1,65 V396 Ori, Kiso A-0976 74,[FHM2008℄ S1-ap33J05340835−0514387* < 2,7 18,2 1,31J05341714−0538168 5,4 (1,2) 3,0 (2,2) 16,0 1,18 Kiso A-0976 85,[FHM2008℄ F22-ap240,[H97b℄ 10075J05342616−0526304 > 5,7 14,2 0,37 V1956 Ori, [FHM2008℄ S2-ap239,[H97b℄ 3109J05342650−0523239 11,4 (1,1) 16,4 1,25 [FHM2008℄ F22-ap24, [H97b℄ 3080J05342751−0528284 5,3 (0,6) 14,9 0,70 [FHM2008℄ F21-ap54, [H97b℄ 3120J05342960−0547247 9,4 (0,7) 16,1 0,69 V935 Ori, [FHM2008℄ F31-ap81

3.2. Az új Hα-felmérés eredményei 253. táblázat. Klasszi�káió nélküli Hα-emissziós sillagok2MASS KeresztazonosításJ05335074−0500394 V1902 Ori, [FHM2008℄ F11−ap39J05341019−0505155*J05343025−0517012 [H97b℄ 12J05343822−0524236 V1997 Ori, [FHM2008℄ F21−ap62, [H97b℄ 40J05344197−0545224* V2009 OriJ05344576−0543439* V770 OriJ05344922−0504380*J05351121−0517209 V2214 Ori, [FHM2008℄ S1−ap86, [H97b℄ 358J05351216−0530201 V1276 Ori, [FHM2008℄ S2−ap218, [H97b℄ 379J05351376−0539100 LY Ori, [H97b℄ 433J05351405−0519520 V2252 Ori, [FHM2008℄ S1−ap57, [H97b℄ 429J05351463−0516461 [FHM2008℄ S1−ap93, [H97b℄ 444, [H97b℄ 20475J05351534−0519021 [FHM2008℄ F21−ap148, [H97b℄ 469, [H97b℄ 20341J05351606−0520363 V2280 Ori, [H97b℄ 504b, [H97b℄ 9125J05352021−0520569 TU Ori, [H97b℄ 640J05352425−0525186 V2421 Ori, [FHM2008℄ S1−ap231, [H97b℄ 750J05352469−0524357 V1400 Ori, [H97b℄ 762J05352505−0522585 [H97b℄ 766aJ05352547−0534028 [FHM2008℄ S3−ap197, [H97b℄ 781J05352699−0548460* V2458 OriJ05352986−0523484 [H97b℄ 845J05353340−0539212 [H97b℄ 10702J05353461−0515528 [FHM2008℄ S2−ap181, [H97b℄ 903J05354002−0502370J05355408−0537423 Kiso A−0976 219, [H97b℄ 2271J05361618−0518560* [H97b℄ 5069J05363761−0531189*J05363404−0534054 [FHM2008℄ F21−ap217

26 3. Hα-EMISSZIÓS CSILLAGOK AZ ORION-HALMAZBAN3.2.2. DiszkriminaniaanalízisDiszkriminaniaanalízis segítségével vizsgáltam, hogy a klasszikus és gyenge vo-nalú T Tauri sillagok �zikailag különböz® soportokat alkotnak-e. A diszkrimi-naniaanalízis meg�gyelési soportok szétválasztására alkalmas módszer, amelynéla vizsgálat tárgya a soportok különböz®sége a meg�gyelt változók többdimenziósterében. Azok a sillagok képezték a vizsgálat tárgyát, amelyekre a következ® színin-dexek mindegyike rendelkezésre állt: I−J, J−H, H−Ks, Ks−[W1℄, [W1℄−[W2℄,[W2℄−[W3℄, és [W3℄−[W4℄. A 372 klasszikus T Tauri sillagból 241, míg a 187gyenge vonalú T Tauri sillagból 134-re volt hiánytalan az adatsor. A számításoksorán kapott eredmények a 4. táblázatban tekinthet®k meg. Az adatok tanulmá-nyozása alapján megállapítható, hogy mind az átlagok, mind pedig a szórások nagy-obbak a klasszikus T Tauri sillagok körében. A statisztikai teszt alapján, leszámítvaa [W2℄−[W3℄ és [W3℄−[W4℄ változókat, a klasszikus és gyenge vonalú Tauri sillagoksoportja közötti különbségek szigni�kánsak.4. táblázat. A diszkriminaniaanalízishez használt adatokAlosztály Változó Átlag Szórás Csillagok számaWTT I−J 1,67 0,31 134J−H 0,74 0,13 134H−Ks 0,30 0,12 134Ks−[W1℄ 0,29 0,24 134[W1℄−[W2℄ 0,26 0,20 134[W2℄−[W3℄ 2,66 1,20 134[W3℄−[W4℄ 3,15 1,11 134CTT I−J 1,89 0,52 241J−H 0,89 0,24 241H−Ks 0,49 0,21 241Ks−[W1℄ 0,66 0,39 241[W1℄−[W2℄ 0,54 0,23 241[W2℄−[W3℄ 2,80 1,01 241[W3℄−[W4℄ 3,17 1,42 241A számítások alapján a diszkriminaniaváltozóhoz meghatározó részben a[W1℄−[W2℄ színindex járul hozzá, míg a [W2℄−[W3℄ és [W3℄−[W4℄ színindex hatásaelhanyagolható. A 4. táblázatban a klasszikus és gyenge vonalú T Tauri sillagokközeli-infravörös színindexeik jelent®sen eltérnek. Ezeken a hullámhosszakon a sil-

3.2. Az új Hα-felmérés eredményei 27lagok körüli korongok még nem adnak jelent®s járulékot. A két soport közöttikülönbséget az extinkió eltér® mértéke vagy az eltér® spektráltípus is okozhatja.A diszkriminaniafüggvény (diszkriminaniaváltozó) segítségével vizsgálható asillagok Hα-vonalának ekvivalens szélességén alapuló besorolásának pontossága.A diszkriminaniafüggvény hisztogramjai alapján a klasszikus és gyenge vonalú TTauri sillagok nem diszjunkt halmazok, bár az átfedés nem jelent®s. A 187 gyengevonalú T Tauri sillag közül 25 mutat a klasszikus T Tauri sillagokhoz hasonlóinfravörös színeket, míg a 372 klasszikus T Tauri sillag közül 90 forrásnak vannakhasonló tulajdonságai, mint a gyenge vonalú T Tauriknak.A diszkriminaniafüggvény segítségével megpróbáltuk besülni a 28 nem klasz-szi�kált sillag besorolását. Habár a be nem sorolt sillagok 2MASS (J,H,Ks)magnitúdói elérhet®ek az irodalomban, a WISE -mérések er®sen hiányosak. AzSPSS nev¶ statisztikai programmal maximum likelihood besléssel lehetett pótolnia hiányzó adatokat. Az így alkalmazott diszkriminaniaanalízis szerint a be nemsorolt sillagok között 13 gyenge vonalú és 15 klasszikus T Tauri sillag található.3.2.3. Összehasonlítás az ONC korábbi Hα-emissziós felméréseivelÖsszehasonlítottam a Hα-emissziós felmérésemet az ONC korábbi Hα-felméréseivelWiramihardja és mtsai. (1991), F¶rész és mtsai. (2008), és Da Rio és mtsai. (2009)meg�gyeléseivel a 11. ábrán. A Kiso-felmérés, illetve a F¶rész és mtsai. (2008) általvégzett felmérés teljesen lefedte azt területet, ahol a felmérést végeztem, míg a DaRio és mtsai. (2009)-féle felmérés sak a központi 34′×34′ területet fedte le. Afényes köd miatt a entrális régióban mindössze néhány forrást tudtam detektálni,s®t ezeknek a forrásoknak az ekvivalens szélességét sem tudtam meghatározni. Ezértaz összehasonlításból kihagytam a középponti részen egy téglalap alakú területet,amelynek oldalai: 5′ rektaszenzióban és 10′ deklináióban.A VizieR adatbázis alapján 92 olyan forrás található az általam meg�gyeltterületen, amelyeket korábban a Kiso-felmérés Hα-emissziós sillagként azonosí-tott. A két felmérést összehasonlítva kijelenthet®, hogy azok a források, amelyeketWiramihardja és mtsai. (1991) detektáltak, többségében er®s emissziós forrásokvoltak. F¶rész és mtsai. (2008) felmérésben 763 sillag esik az általam is meg�gyeltterületre. Ezek közül Hα-emissziót 337 sillagban detektáltam. Részletes összeha-sonlítás azt mutatja, hogy a entrális régión kívül többnyire azokat a forrásaikat

28 3. Hα-EMISSZIÓS CSILLAGOK AZ ORION-HALMAZBANtudtam észlelni, amelyek ekvivalens szélessége > 10 Å. Amennyiben kis ekvivalensszélesség¶ forrásukat sikerült azonosítanom, az a mintámban is gyenge vonalú TTauriként került besorolásra.Da Rio és mtsai. (2009) által azonosított 638 Hα-forrásból 274 forrásban mu-tattam ki Hα-emissziót. A 11. ábra demonstrálja, hogy számos forrás megtalálhatómindkét felmérésben. Azok a Da Rio-féle források, amelyeket nem tudtam azonosí-tani, vagy a központi 5′×10′ területen voltak, ahol a köd a saját meg�gyeléseimeter®sen korlátozta, vagy halványabbak 19 magnitúdónál a V sávban.

05 37 00 05 36 00 05 35 00 05 34 00RA(J2000)

−5 50 00

−5 40 00

−5 30 00

−5 20 00

−5 10 00

−5 00 00

Dec(

J2000)

11. ábra. A jelen felmérés Hα-sillagainak elhelyezkedése (a jelek megegyezneka 7. ábra jeleivel), összevetve a korábbi felmérések forrásainak helyzetével. For-rások: Wiramihardja és mtsai. (1991) (négyzet), F¶rész és mtsai. (2008) (kereszt),és Da Rio és mtsai. (2009) (pont). A zöld szaggatott vonallal határolt terület jelziDa Rio és mtsai. (2009) felmérésének határait, míg a térkép közepén található 5′×10′nagyságú piros téglalap jelzi azt a területet, ahol a meg�gyeléseim er®sen korláto-zottak voltak a köd miatt.A Hα-emissziós sillagok között 99 olyan sillag található, amelyeket sem a fen-

3.2. Az új Hα-felmérés eredményei 29tebb említett felmérések, sem még korábbi felmérések nem említették Hα-források-ként. A legtöbb újonnan felfedezett forrás az alaposan tanulmányozott központirégión kívül helyezkedik el. Negyvennyol sillag a klasszikus T Tauri sillagok so-portjába sorolható, 44 a gyenge vonalú T Tauri sillagok körébe, míg a maradék7 sillagot az ekvivalens szélesség ismeretének hiányában nem lehetett besorolni.Jó néhány sillag ismert változósillag vagy halmaztag. Tizenöt olyan sillag ismegtalálható közöttük, amelyek felt¶ntek már Carpenter és mtsai. (2001) közeli-infravörös változókról szóló tanulmányában is. A 13. ábra az újonnan azonosítottHα-források 2MASS-adatokon alapuló H vs. H −Ks szín-fényesség diagramját mu-tatja. A rombusz szimbólumok jelzik a Hillenbrand és mtsai. (1998) által azonosítottM spektráltípusú halmaztagokat. Az ábra azt sugallja, hogy az új Hα-források isf®sorozat el®tti �atal sillagok az ONC távolságában.3.2.4. Összehasonlítás más ONC-felmérésekkelAz ONC halmaz koronggal körülvett sillagainak legrészletesebb listája Megeath ésmtsai. (2012) ikkében található, míg a korong nélküli �atal sillagokat, egészen 0,1-0,2 M⊙-ig Preibish és mtsai. (2005a,b) azonosították a Chandra Orion UltradeepProjet elnevezés¶ röntgenfelmérés során. Ezen adatok segítségével megvizsgáltam,hogy a Hα-emissziós sillagok megfelelnek-e egy tipikus almintának az ONC-ben. AChandra 17′×17′ látómezejében, kizárva a központi 5′×10′-es területet, ahol a ködmiatt nem tudtam szinte semmit sem észlelni, vizsgáltam az infravörös, és rönt-genforrások számát és arányát. Hétszázötvennyol �atal röntgenforrás van ezen aterületen, ezek közül 369 (48,7%) koronggal körülvett sillag. Ugyanezen a területen101 Hα-emissziós sillagot detektáltam, az ismert �atal források 13%-át. Ez a minta86 klasszikus és 15 gyenge vonalú T Tauri sillagot foglal magában. A �atal, ko-ronggal körülvett sillagok aránya 85%. Ez azt jelenti, hogy a Hα-emisszó alapjánazonosított �atal sillagok közt, összhangban az elvártakkal, a valóságosnál jóvalnagyobb arányban szerepelnek a koronggal körülvett sillagok.A �atal sillagok esetében mind az infravörös többlet, mind a Hα-emisszió asillag körül lév® korong indikátora. Emiatt ugyanazon a területen a Hα-emisszióssillagok és az infravörös többletet mutató sillagok átfedése várható. A 14. ábrána Hα-emissziós sillagok felületi eloszlása látható a Megeath és mtsai. (2012) általa Spitzer -mérései alapján azonosított középinfravörös többletet mutató sillagokkal

30 3. Hα-EMISSZIÓS CSILLAGOK AZ ORION-HALMAZBANd

05 3700 05 36 00 05 35 00 05 34 00RA(J2000)

−05 50 00

−05 40 00

−05 30 00

−05 20 00

−05 10 00

−05 00 00

Dec(

J2000)

12. ábra. Az új felfedezés¶ Hα-sillagok felületi elhelyezkedése az ONC DSS2 inf-ravörös felvételén. A szimbólumok megegyeznek a 7. ábra jelöléseivel. A pontozottpiros négyzet jelöli Hillenbrand (1997) felmérésének a határait, míg a zöld szaggatottnégyzet Da Rio és mtsai. (2009) által végzett felmérés határait.együtt. Az ábrán jól meg�gyelhet®, hogy a két felmérésben számos közös forrástalálható, de természetesen vannak olyan források is, amelyek sak az egyik, vagymásik felmérésben szerepelnek. Mind a 11. ábra, mind pedig a 14. ábra azt mutatja,hogy a halmaz középponti régióján kívül a Hα-felmérés jó egyezést mutat korábbifelmérésekkel. Ráadásul az új Hα-felmérés során új T Tauri sillagokat is sikerültazonosítanom az ONC küls®, kevésbé s¶r¶ részein. Habár az r′ vs. r′ − i′ szín-fényesség diagram szerinti határmagnitúdó az r′ sávban ∼ 20 magnitúdó, a 9. ábraazt mutatja, hogy a minta kezd er®sen hiányos lenni az r′ sávban ∼ 17�18 magnitúdókörül.

3.2. Az új Hα-felmérés eredményei 31

0.0 0.5 1.0 1.5H − Ks

5

10

15

20

H

13. ábra. Az új Hα-források H vs. H −Ks szín-fényesség diagramja. A szaggatott-pontozott vonal jelöli az egymillió éves izokront, a folytonos vonal a nulla korúf®sorozatot Siess, Dufour, & Forestini (2000) modellje alapján. A nyíl jelzi az in-tersztelláris extinkió irányát. A rombusz szimbólumok jelzik a minta már ismertONC-tagjainak (Hillenbrand és mtsai., 1998) az elhelyezkedését a diagramon.3.2.5. A Hα-emissziós sillagok felületi eloszlásaElég egy futó pillantást vetni a Hα-emissziós sillagok eloszlására a 7. ábrán, márisaz az érzése támad az embernek, hogy a sillagok soportokba rendez®dnek. Azok azábrák (a 11. ábra és a 14. ábra), ahol összehasonlítom a saját felmérésemet korábbifelmérésekkel, szintén azt er®sítik, hogy a sillagok elhelyezkedése nem véletlen-szer¶. Statisztikai eljárással vizsgáltuk, hogy a meg�gyelt soportosulás véletlen-e,vagy pedig statisztikailag is kimutatható egy soportosulás. A vizsgálat során egyteljesen random eloszlást generáltunk a valódi mintával megegyez® elemszámmal,majd az R statisztikai program Fast Nearest Neighbor Searh Algorithms and Ap-pliations (FNN) somagjának alkalmazásával vizsgáltuk a sillagok soportosulását

32 3. Hα-EMISSZIÓS CSILLAGOK AZ ORION-HALMAZBAN

05 3700 05 36 00 05 35 00 05 34 00RA(J2000)

−05 50 00

−05 40 00

−05 30 00

−05 20 00

−05 10 00

−05 00 00

Dec(

J2000)

14. ábra. A Hα-emissziós sillagok (jelölésük megegyezik a 7. ábra jelöléseivel) és aSpitzer által �atal sillagokként azonosított források (kis plusz jelek) felületi elosz-lása.a felületi eloszlásban. Összehasonlítottuk a legközelebbi szomszédok távolságainakeloszlását a generált és a valódi mintában Kolmogorov�Szmirnov-teszt alkalmazásá-val. A Kolmogorov�Szmirnov-teszt eredménye alapján a felületi eloszlásban láthatósoportosulások valódi soportok és nem véletlen mintázat.A felületi eloszlásban elkülönítettük a kis soportokat és a szétszórt sillagokat,hogy pontosan tanulmányozhassuk a két különböz® populáió �zikai tulajdonságait.Csoporthoz soroltunk egy sillagot, amennyiben a negyedik legközelebbi szomszédjá-nak távolsága d < 130′′ volt. A soporttagok és a szétszórt sillagok összehasonlításaa következ® eredményre vezetett: a soporttagok minden egyes meg�gyelési sávbanfényesebbek, a különbség pedig a hosszabb hullámhosszak irányába n®. A közeli-infravörös tartományban a különbség 0,5 magnitúdó, míg a W4 sávban majdnemeléri az 1 magnitúdót. Az eredmények szigni�kaniájának vizsgálatára a statisztikai

3.2. Az új Hα-felmérés eredményei 33T-tesztet alkalmaztuk. A T-teszt eredménye alapján ezek a fényességkülönbségekszigni�kánsak. A Hα-vonal ekvivalens szélességének értékében viszont nins különb-ség.3.2.6. A Hα-vonal ekvivalens szélességének változékonyságaA Hα-emissziós vonal er®ssége és alakja is nagymérték¶ id®szakos változásokat mu-tat a jelent®sen változó akkréiós ráta és sillagszél miatt. Az ekvivalens szélességértéke akár a �uxus változása nélkül is változhat. Ilyen esetben a változást a sillagfotometriai változása okozza. Az egyes Hα-képek átfedései következtében a több-ször is meg�gyelt sillagok almintája lehet®vé tette az ekvivalens szélesség rövidid®skálájú (órás, néhány hónapos) változásának tanulmányozását. Hét sillagotnéhány órán belül kétszer is alkalmam volt meg�gyelni. Ez a hét sillag ezen anéhány órás id®skálán is jelent®s változásokat mutatott. A hét sillagból hat sil-lagnak van lapos vagy emelked® (els® osztályú) spektrális energiaeloszlása (15. ábra).Ebb®l arra lehet következtetni, hogy ezek a sillagok nagyon �atalok, és feltehet®enmég burok is körbeveszi ®ket, ami jelent®s változásokat okozhat mind az akkréiósrátában, mind pedig az akkréióhoz köt®d® szélben. Néhány napos id®skálán tizen-egy sillagot �gyeltem meg többször az átfedések miatt. Ezek közül kilen sillagnem mutatott jelent®s változásokat, míg a maradék kett® is sak 30% körüli vál-tozásokat mutatott. Azok a sillagok, amelyekr®l hosszabb idej¶ eltéréssel (néhányhét vagy hónap) voltak meg�gyelések, tág határok közötti változásokat mutattak azekvivalens szélesség értékében.Összehasonlítottam a mért ekvivalens szélességeket F¶rész és mtsai. (2008) ésDa Rio és mtsai. (2009) ikkeiben közölt adatokkal. Az összehasonlítás alapjánmegvizsgáltam az ekvivalens szélesség néhány éves id®skálájú változását. A meg�-gyelt eltérések részben eredhetnek abból az egyszer¶ tényb®l, hogy az ekvivalens szé-lességeket mindhárom esetben eltér® módszerrel határozták meg. Hogy ellen®rizzemezt a feltevést, kiválasztottam azokat a forrásokat, amelyek mindhárom felmérés-ben megtalálhatóak, majd a Kendall-korreláióval meghatároztuk a korreláiók szig-ni�kaniáját (16. ábra). A statisztikai elemzés alapján kimutatható, hogy F¶rész ésmtsai. (2008) és Da Rio és mtsai. (2009) felméréseiben közölt adatok kevésbé kor-relálnak, míg a saját felmérésem és Da Rio és mtsai. (2009) felmérése jól korrelál.F¶rész és mtsai. (2008) felmérésének (nagy felbontású) adatait öszszehasonlítva a

34 3. Hα-EMISSZIÓS CSILLAGOK AZ ORION-HALMAZBAN

-0.5 0.0 0.5 1.0Log λ [µm]

-17

-16

-15

-14

-13

-12

-11

-10

Log λ

*F

[W

/m2]

-0.5 0.0 0.5 1.0Log λ [µm]

-17

-16

-15

-14

-13

-12

-11

-10

Log λ

*F

[W

/m2]

-0.5 0.0 0.5 1.0Log λ [µm]

-17

-16

-15

-14

-13

-12

-11

-10

Log λ

*F

[W

/m2]

-0.5 0.0 0.5 1.0Log λ [µm]

-17

-16

-15

-14

-13

-12

-11

-10

Log

λ*F

[W/m

2 ]

-0.5 0.0 0.5 1.0Log λ [µm]

-17

-16

-15

-14

-13

-12

-11

-10

Log λ

*F

[W

/m2]

-0.5 0.0 0.5 1.0Log λ [µm]

-17

-16

-15

-14

-13

-12

-11

-10

Log λ

*F

[W

/m2]

15. ábra. Rövid id®skálán jelent®s ekvivalensszélesség-változást mutató �atal sil-lagok spektrális energiaeloszlása. Az optikai adatok piros sillaggal (Da Rio és mt-sai., 2009), a 2MASS-adatok zöld háromszöggel (Cutri és mtsai., 2003), míg a WISE-adatok (Cutri és mtsai., 2012) kék négyzettel vannak jelölve. A Spitzer-adatok,amelyeket sárga rombusz jelöl, Megeath és mtsai. (2012) ikkéb®l származnak.saját eredményeimmel (kis felbontás) az látható, hogy kis ekvivalens szélességekesetén jó a korreláió.Az összehasonlítás eredményei a 17. és a 18. ábrán láthatóak. A ferdén vonalká-zott piros hisztogramok a klasszikus, míg a vízszintes síkozású zöld hisztogramok agyenge vonalú T Tauri sillagokat ábrázolják. Jól látható, hogy a minta túlnyomó

3.2. Az új Hα-felmérés eredményei 35

1 2 300000000000000000000000000000000000000000000000log EW (Da Rio)

0

1

2

3

0000000000000000000000000000000000000000000000

log E

W (

Fû

rész

)

1 2 300000000000000000000000000000000000000000000000log EW (Da Rio)

0

1

2

3

0000000000000000000000000000000000000000000000

log E

W (W

FG

S2)

1 2 300000000000000000000000000000000000000000000000log EW (Fûrész)

0

1

2

3

0000000000000000000000000000000000000000000000

log E

W (

WF

GS

2)

16. ábra. A különböz® módszerekkel meghatározott ekvivalens szélességek összeha-sonlítása azon sillagokra, amelyek közösek a következ® felmérésekben: F¶rész ésmtsai. (2008), Da Rio és mtsai. (2009) és a jelen felmérés.

2 4 6 8 10 12 14EWWFGS2 / EWDa Rio

0

5

10

15

20

25

30

35

40

45

50

55

60

65

N

17. ábra. A mért ekvivalens szélességek összehasonlítása Da Rio és mtsai. (2009)adataival. A piros szín¶ hisztogram a klasszikus T Tauri sillagok eloszlását mutatja,míg a zöld a gyenge vonalú T Tauri sillagokét.részében a meg�gyelt változások egy 2�3-as faktoron belül vannak, míg 10�20-szoroskülönbség sak néhány esetben fordul el®. A 17. és a 18. ábrákon látható változásokhátterében a két módszer közötti különbség is állhat.

36 3. Hα-EMISSZIÓS CSILLAGOK AZ ORION-HALMAZBAN

2 4 6 8 10 12 14 16 18 20EWWFGS2 / EWFuresz

0

25

50

75

0000000

N

18. ábra. Megegyezik a a 17. ábrával, sak a saját adatok F¶rész és mtsai. (2008)adataival vannak összehasonlítva.3.2.7. Akkretáló és nem akkretáló sillagokA �atal sillagok körüli korongok infravörös tulajdonságai eltér®ek a klasszikusés gyenge vonalú T Tauri sillagok esetén. A 19. ábrán a teljes minta J−H vs.H−Ks kétszín-diagramja látható. Az ábrán meg�gyelhet®, hogy mindössze néhánykis ekvivalens szélesség¶ Hα-vonallal jellemezhet® sillag mutat közeli-infravöröstöbbletet, míg nagy ekvivalens szélesség esetén a sillagok (piros sillagok) jelen-t®s része, továbbá néhány ekvivalens szélesség érték nélküli sillag (kék háromszög)foglalja el a kétszín-diagram azon részét, ahol a vörösödött, koronggal körülvett sil-lagok találhatóak. Vannak olyan források is, amelyek a f®sorozattól jobbra és a TTauri sillagok helye alatt találhatóak. Ezeknek a sillagoknak a helyzetét Lada& Adams (1992) sikeresen rekonstruálták egy olyan hagyományos korongmodellel,amelyben a központi forrás 3000 K-es, az extinkió 0�3 magnitúdó között változik,míg a korong luminozitásának aránya az egész rendszer luminozitásához viszonyítvamagas a modellben. A modell alapján ezeknek a sillagoknak lapos spektrális

3.2. Az új Hα-felmérés eredményei 37

0.0 0.5 1.0 1.5H − Ks

0.0

0.5

1.0

1.5

2.0

0.0

J −

H

19. ábra. Hα-emissziós sillagok a 2MASS J−H vs. H−Ks diagramon. A folytonosvonal jelöli a nulla korú f®sorozatot, a pontozott vonal pedig az óriáságat jelzi. Ahosszú szaggatott vonalak a vörösödött normál sillagok helyét határolja (Cardelliés mtsai., 1989). A pontozott-szaggatott vonal mutatja a vörösödetlen T Tauri sil-lagok helyét (Meyer, Calvet & Hillenbrand, 1997), míg a szürke sáv jelzi a vörösödöttKs-többlet¶ sillagokat. (A jelölés megegyezik a 7. ábra jelöléseivel.)energialoszlásuk van, és a korong luminozitása adja a rendszer összluminozitásánaknagy részét.A mintámban f®ként K és M színképosztályú sillagok találhatóak, de Hα-t de-tektáltam 4 ismert Herbig Ae/Be sillag esetében is.A 20. ábra a teljes minta WISE [3, 4] − [4, 6] vs. [4, 6] − [12] szín-szín diag-ramját mutatja. A �atal sillagok egyes osztályait elválasztó határokat szaggatottvonalak jelzik (Koenig és mtsai., 2012). Összehasonlítva ezt a diagramot a Tau-rus sillagkeletkezési régió szín-szín diagramjával (Koenig és mtsai., 2012), megál-lapítható, hogy a minta [4, 6] − [12] színindexei szokatlanul nagyok. A szokatlanulnagy színindexnek több oka is lehet: a WISE széles ponteloszlási függvénye (psf),az Orion-köd er®s sugárzása, kis ködsomók emissziója, vagy halvány szomszédos

38 3. Hα-EMISSZIÓS CSILLAGOK AZ ORION-HALMAZBANsillagok, amelyek szennyezik a 12 µm-en mért �uxust. A feltevés ellen®rzéséremegvizsgáltam minden olyan Chandra-forrás (Getman és mtsai., 2005) pozíióját aWISE [3, 4]− [4, 6] vs. [4, 6]− [12] szín-szín diagramján, amelyeknek nins Spitzer -megfelel®je. Az er®s röntgenemisszió és az infravörös többlet hiánya egyértelm¶enbizonyítja, hogy a vizsgált sillagok �atal, de korong nélküli sillagok. Ennek asoportnak is indokolatlanul nagy a [4, 6] − [12] színindexe, alátámasztva azt a fel-tevést, amely szerint a 12 µm-es �uxus jelent®s része a környezett®l származik. A[3, 4]− [4, 6] színindex alapján a források többsége II. osztályba sorolható. A gyengevonalú T Taurik egy soportjának nins infravörös többlete ezekben a sávokban,viszont egy kisebb soport jelent®s többletet mutat.

−1 0 1 2 3 4 5 6[4,6] − [12]

−0.5

0.0

0.5

1.0

1.5

2.0

[3,4

] − [

4,6

]

20. ábra. WISE [3, 4]− [4, 6] vs. [4, 6]− [12]szín-szín diagram. A szaggatott vonalakjelzik az I., II. és III. osztály közötti határokat (Koenig és mtsai., 2012). A pirossillagok a klasszikus T Tauri sillagokat jelzik, mígy a zöld rombuszok a gyengevonalú T Taurikat.Tovább vizsgáltam a gyenge vonalú T Tauri mintát: a WISE [3, 4] − [4, 6]színindexe (Koenig és mtsai., 2012) nem ismert minden egyes gyenge vonalú T

3.2. Az új Hα-felmérés eredményei 39Tauri sillagra, ezért az adatokat � ahol elérhet® �, kiegészítettem a Spitzer IRAC(Megeath és mtsai., 2012) [3, 6] − [4, 5] színindexekkel. A két színindex alapjána gyenge vonalú T Tauri mintában elkülönítettem egy almintát, amelynek inf-ravörös többlete alapján az tételezhet® fel, hogy ezek a gyenge vonalú T Taurisillagok valójában II. spektrális energiaosztályba sorolhatóak. A VizieR katalógus-ban ellen®riztem, hogy van-e ezen sillagoknak ismert szomszédja a WFGS2 m¶szerszögfelbontásán belül, mivel ha van ilyen közeli szomszédjuk, akkor az infravöröstöbblethez jelent®s járulékot adhat a szomszéd sillag is, így nem lehet eldönteni,hogy a kett®sök tagjai melyik osztályba tartoznak. Kiválasztottam azokat a sil-lagokat (5. táblázat), amelyeknek nins ismert szomszédja a WFGS2 m¶szer szögfel-bontásán belül és közeli-infravörös színindexük alapján II. osztályba sorolhatóak. Agyenge Hα-vonal azt tanúsítja, hogy ezek a sillagok nem akkretálnak, akkréióskorongjuk ellenére sem (21. ábra). A legtöbb sillag ismert változósillag (lásd2. táblázat). Összehasonlítva az ekvivalens szélességet (5. táblázat 4�6. oszlopa)különböz® mérésekb®l származó eredményekkel, látható, hogy a 37 sillag közül 7sokkal er®sebb Hα-emissziót mutatott 2005-ben, F¶rész és mtsai. (2008) és Da Rio ésmtsai. (2009) mérései idején. Ez is jelzi, hogy ezeknek a sillagoknak igen változó azakkréiója és az akkréióhoz köt®d® sillagszél-aktivitása már néhány éves id®skálánis. Másrészt azt is jelzi, hogy a gyenge (akkréió) Hα-vonal nem fejlettség-indikátor.

40 3. Hα-EMISSZIÓS CSILLAGOK AZ ORION-HALMAZBAN5. táblázat: A Hα-vonal ekvivalens szélessége alapján gyenge vonalú T Tauri sillagok,amelyeknek optikailag vastag korongjuk van infravörös mérések alapján.2MASS [3,6℄−[4,5℄ W1−W2 EW (Å)Jelen felmérés F¶rész és mtsai. Da Rio és mtsai.J05334964−0536208 0,53 0,51 4,0 (0,3) 5,2 . . .J05335210−0530284 . . . 0,31 7,2 (1,0) 6,5 3,6J05340797−0536170 0,64 0,81 7,8 (0,2) 24,3 78,0J05340835−0514387 . . . 0,40 5,7 42,2 230J05342650−0523239 . . . 0,36 11,4 (1,1) 45 46J05342960−0547247 0,09 0,31 9,4 (0,7) 8,5 . . .J05343203−0511248 . . . 0,55 5,9 (0,8) 19,5 . . .J05343417−0505170 0,16 0,53 3,6 (0,3) 4,7 . . .J05344172−0536488 0,45 0,58 >6,5 12,8 30J05344239−0512381 . . . 0,88 5,5 (0,3) 25,3 . . .J05344244−0543256 0,32 0,50 8,0 (2,9) 3,9 . . .J05344789−0530465 0,21 . . . 9,2 (0,9) 22,2 10J05344815−0542289 0,24 0,54 6,7 (0,3) 3,1 23J05345825−0541498 0,39 0,68 5,3 (1,1) . . . 28J05345881−0547334 0,32 0,74 9,7 (3,5) . . . . . .J05350085−0509389 . . . 0,34 9,2 (1,6) . . . . . .J05350532−0534285 0,37 0,46 7,7 (1,3) 7,2 11,0J05351205−0547296 0,36 0,49

3.2. Az új Hα-felmérés eredményei 41Folytatás az el®z® oldalról2MASS [3,6℄-[4,5℄ W1-W2 EW (Å)Jelen felmérés F¶rész és mtsai. Da Rio és mtsai.J05363167−0526356 . . . 0,42 4,5 (0,8) 9,9 . . .J05364005−0512231 0,25 0,37 4,5 (1,3) 3,1 . . .J05364932−0533205 0,42 0,39 9,9 (2,8) . . . . . .

42 3. Hα-EMISSZIÓS CSILLAGOK AZ ORION-HALMAZBANEgy sillag különös �gyelmet érdemel: Hα-vonalának ekvivalens szélessége 500 Åkörüli érték. Ez a sillag a V421 Ori, és a 280-931 propliddal azonosítható (Ri

i ésmtsai., 2008). Da Rio és mtsai. (2009) szintén kiugróan magas ekvivalens szélességetmértek (420 Å). A meg�gyelt Hα-sugárzáshoz jelent®s járulékot ad a küls® ionizáltkorong is.3.2.8. Csoportosuló és szétszórt Hα-emissziós sillagokVizsgáltuk, hogy a sillagok látszólagos soportosulásai és a ritkulások tükrözik-eaz extinkió felületi eloszlását. A Hershel Siene Arhive-ból származó Orion-halmazt ábrázoló 500 µm Hershel SPIRE felvételre eltér® szimbólumokkal felraj-zoltuk a legközelebbi szomszéd távolság módszerével de�niált soporttagokat és asoporthoz nem tartozó forrásokat. Az 500 µm-es felvételen a hideg por eloszlásajó egyezést mutat az extinkiós térképek (Rowles & Froebrih, 2009; Sandaratio ésmtsai., 2011) mintázatával. A 22. ábrán meg�gyelhet®, hogy a hideg por eloszlása,így az extinkió nem okozhatja a meg�gyelt mintázatot. Azok a sillagok, amik abesorolás szerint soporttagok (4 szomszédjuk van 2,16′-en belül), közelebb talál-hatók a hideg por struktúráihoz. Ezek a hideg porsomók lehettek a halmazokhozsorolt sillagok szül®helyei. Ebb®l arra következtettünk, hogy ezek a sillagok �ata-labbak, mint azok, amelyeket nem lehetett halmazhoz sorolni, mivel szül®helyükhözmég közel vannak.A fényességkülönbség a soportosuló és a szétszórt sillagok között arra engedkövetkeztetni, hogy két különböz®, f®sorozat el®tti sillagpopuláiót �gyeltem meg,amelyek mind térbeli eloszlásban, mind korban különböznek egymástól. A szétszórtpopuláió kis fényessége alapján az valószín¶síthet®, hogy ezek a sillagok vagytávolabb vannak, vagy id®sebbek, vagy átlagosan kisebb tömeg¶ek. Az ONC-t nagykiterjedés¶ molekulafelh®k veszik körül, a