В своей статье 1960 года, ставшей классической, Хербиг (I960) выделил ряд объектов имеющих спектральные классы более ранние, чем F, с эмиссионными линиями в спектре и массами порядка 1.5−6 М0, находящиеся в областях звездообразования. Одним из необходимых условий было то, что звезды должны освещать близкую рефлекторную туманность. В последствии, звезды имеющие такие характеристики, были названы Ае/Ве звездами Хербига (НАеВе).
По современным представлениям, Ае/Ве звезды Хербига: являются молодыми звездами возраст которых 105−106 летимеют массы порядка 1.5−6 М©— спектр более ранним чем Fокружены холодными газопылевыми дисками (оболочками) и более горячими газовыми оболочками, в которых образуется эмиссионный спектрнаходятся в областях звездообразования.
Актуальность темы
работы.
Изучение физических характеристик Ае/Ве звезд Хербига весьма перспективно для решения проблемы происхождения и начальной стадии эволюции звезд больших и средних масс. Со времени открытия Дж. Хербигом молодых звезд с массами 2−6 МО, находящихся на начальной стадии эволюции (Хербиг 1960), которые являлись как бы продолжением в область ранних спектральных классов молодых звезд типа Т Тельца, исследования звезд Хербига принесли очень много ценной информации о происхождении звезд, структуре областей звездообразования, начальных стадиях звездной эволюции, включая стадию вскрытия звезды из родительского кокона, формирования протопланетного диска и аккреции.
К настоящему времени накоплен значительный объем наблюдательных данных в оптическом, рентгеновском, ультрафиолетовом, инфракрасном, субмиллиметровом и радио диапазонах спектра. Наиболее обширной из программ является комплексная наблюдательная программа ROTOR, в которой на протяжении последний 6 лет принимала участие и автор настоящей работы. Исследования в рамках этой программы позволили обнаружить ряд новых свойств Ае/Ве звезд Хербига, в том числе открыть около десятка затменных переменных среди Ае/Ве звезд Хербига и звезд Т Тельца, обнаружить вращательную модуляцию блеска ряда звезд, в том числе обусловленную оболочками с горячими и холодными пятнами, обнаружить гигантские протокометы, вызывающие крупномасштабные измерения блеска. Наиболее значимыми результатами программы явилось определение фундаментальных характеристик (масс, радиусов, светимостей, температур поверхностей), открытие и описание свойств оптически-толстых оболочек, что привело к важному заключению о серьезном несоответствии наблюдаемых физических свойств Ае/Ве звезд Хербига и звезд типа Т Тельца всем современным численным моделям начальной звездной эволюции. Таким образом, дальнейшие исследования Ае/Ве звезд Хербига, получение любых новых наблюдательных данных и интерпретация наблюдательного материала представляется особенно актуальной.
Проблема происхождения и ранней стадии эволюции звезд в молекулярных облаках по-прежнему далека от решения и исследования по этой проблеме являются одними из самых актуальных в астрофизике.
Цель работы.
При анализе результатов программы ROTOR и других программ изучения Ае/Ве звезд Хербига, выявилось несколько ключевых проблем, которые не поддавались общепринятой интерпретации.
Первой из них является проблема интерпретации явления FU Ori, или «фуора». Несмотря на ряд исследований фуоров, выполненных в том числе в рамках программы ROTOR, явление фуора не получило кардинальной интерпретации. В связи с этим и возникла необходимость изучить родственные фуорам звезды Ае/Ве Хербига. Анализ и классификация обнаруженного автором нового типа переменности Ае/Ве звезд Хербига самой высокой светимости является второй целью работы. Третьей целью является дальнейшее исследование природы Ае/Ве звезд Хербига с крупномасштабной циклической алголеподоб-ной переменностью.
Задачи работы.
Исходя из поставленных целей были сформулированы следующие задачи:
1. Исследование родственных фуорам звезд Ае/Ве Хербига.
Z СМа является именно таким объектом. На возможную родственную связь Z СМа с фуорами обратил внимание еще в 1984 г. М. Коэн: о ней говорят характерная кривая блеска, высокая болометрическая светимость, комбинированный B0eq-F2 спектр с сильной переменностью эмиссионных линий. Несмотря на большое число работ, посвященных Z СМа, мы поставили задачу получить дополнительные наблюдения и проанализировать полученный материал по Z СМа с целью построения полуэмпирической модели фуора.
2. В процессе решения первой задачи возникла необходимость более тщательного исследования области звездообразования (03).
СМа R1 с целью уточнения светимости Z СМа, сравнения характеристик с другими Ае/Ве звездами Хербига в этом регионе и поиска отличий экстремально молодого звездного населения в 03 СМа R1 в связи с отличием ее от других областей. Это отличие, как предполагалось, состояло в том, что звездообразование в СМа R1 было инициировано взрывом сверхновой около 6 миллионов лет тому назад.
3. Вторым интересным кандидатом в объекты, родственные фуорам, по нашим исследованиям, являлась одиночная Ае/Ве звезда Хербига BN Ori. К такому выводу подтолкнула необычная историческая кривая блеска BN Ori и достаточно высокая светимость звезды. Очень активная крупномасштабная неправильная переменность в начале века затем сменилась постоянством блеска (или, возможно, слабым падением блеска) во второй половине 20-го века.
4. Ае/Ве звезды Хербига самой высокой светимости HD 53 367 и BD +65° 1637 показали уникальную переменность, не сходную ни с одним из подклассов переменности Ае/Ве звезд Хербига. Исследованию этих звезд, а также GU СМа посвящена четвертая задача исследований.
5. Наконец, одной из важнейшей задач данной работы является детальное исследование периодических или циклических крупномасштабных процессов у самого распространенного и изученного типа Ае/Ве звезд Хербига — переменных с алголеподобными ослаблениями блеска. В качества эталонной звезды для таких исследований была выбрана звезда BF Ori, для которой в нашем банке данных оказался один из самых длинных фотометрических массивов.
Детальное исследование именно таким образом подобранных Ае/Ве звезд Хербига и явилось основной целью настоящей работы.
Формирование как можно более полного банка данных фотометрических и спектральных исследований избранных объектов, анализ данных других авторов, в частности в других областях электромагнитного излучения, с целью построения полу эмпирической модели явлений, послужили одной из главных задач исследований.
Научная новизна.
В процессе выполнения работы был получен ряд новых результатов:
1. В результате исследования родственных фуорам звезд Z СМа и BN Ori было установлено, что явления, близкие к явлению фуора, могут происходить у разных по характеру спектра, скорости вращения и степени оттока вещества звезд Ае/Ве Хербига высокой светимости.
Установлены характерные особенности нестационарных процессов в оболочках этих звезд, что существенно расширило базу данных для интерпретации явления фуора.
В частности, на основе максимально полного сбора фотометрической информации для BN Ori автору впервые удалось найти свидетельства в пользу родственности явлениям фуора вспышки звезды в середине века.
2. Открыт совершенно новый тип крупномасштабной переменности у Ае/Ве звезд Хербига самой высокой светимости HD 53 367 и BD +65°1637.
Почти симметричные падения и подъемы блеска продолжительностью около 6−7 лет, амплитудой около 0m.3 V и сильным «поголубе-нием» цветов в минимуме блеска не встречаются больше ни у каких Ае/Ве звезд Хербига более низкой светимости и с трудом поддаются интерпретации. Очень вероятно, что эти явления, кроме всего, являются циклическими или периодическими. Практически весь наблюдательный материал с продолжительностью наблюдательного ряда около 20 лет был получен в процессе выполнения программы ROTOR.
3. При исследовании Ае/Ве звезды Хербига высокой светимости GU СМа была открыта периодическая переменность с периодом около 0.8 суток. Дополнительные исследования, позволили получить детальную «среднюю» кривую блеска GU СМа, которая интерпретируется как затменная с частным затмением и отсутствием ощутимого потока в оптическом диапазоне от спутника.
Анализ фундаментальных характеристик GU СМа, полученных как из фотометрических, так и из спектральных исследований с высоким разрешением, позволил установить, что эта звезда была отнесена к классу Ае/Ве звезд Хербигом (1960) ошибочно. Автор классифицировала ее как классическую Be звезду (возможно с переменностью типа 7Cas) с затменной двойственностью.
4. Впервые на основе анализа кривых блеска Ае/Ве звезд Хербига с алголеподобными ослаблениями блеска и крупномасштабной цикличностью BF Ori, UX Ori и других была сформулирована новая модификация гипотезы затмений центрального звездоподобного объекта веществом протокометы и ее фрагментов, при прохождении этих тел через периастр. На примере GPCI BFOri предварительно проанализирована гипотеза протокомет.
5. Уточнены важнейшие фундаментальные характеристики области звездообразования СМа R1. Оценены значения массы молекулярного облака и звезд, возраст и протяженность ОЗ.
6. Помимо этих новых результатов исследований, автором лично внесен достаточно заметный вклад в формирование фотометрического массива Ае/Ве звезд Хербига по программе ROTOR. Фотометрируя эти звезды на протяжении последних 6 лет, автор добавила к существующему массиву Майданакских наблюдений около 10%, и увеличила мировой банк данных примерно на 7%.
Основные результаты, выносимые на защиту.
1. Результаты анализа фотометрического и спектрального поведения избранных молодых звезд.
2. Открытие нового типа крупномасштабной переменности у Ае/Ве звезд Хербига самой высокой светимости HD 53 367 и BD +65°1637.
3. Результаты исследования родственных фуорам звезд Z СМа и BN Ori.
4. Результаты исследования Ае/Ве звезды Хербига высокой светимости GU СМа.
5:. Анализ кривой блеска и крупномасштабной цикличности Ае/Ве звезды Хербига алголеподобными ослаблениями блеска BF Ori.
6. Уточненные фундаментальные характеристики области звездообразования СМа R1. Новые значения расстояния до 03, возраста и протяженности 03.
7. Результаты выполнения фотоэлектрических наблюдений в рамках программы ROTOR: около 10 000 фотоэлектрических UBVR-наблюдений Ае/Ве звезд Хербига и родственных объектов.
Научно-практическая ценность.
Результаты данного исследования могут быть использованы:
1. Для поиска циклических и периодических процессов на кривых блеска молодых звезд;
2. Для расчетов моделей звезд, находящихся на ранней стадии эволюции.
Наблюдательный материал в виде мониторинга позволяет привязать спектральные, фотометрические, ИК и заатмосферные наблюдения Ае/Ве звезд Хербига к крупномасштабной кривой блеска и на основе совместного анализа уточнять и корректировать модели этих звезд.
Версия банка данных по Ае/Ве звезд Хербига и родственным объектам на магнитном носителе, полученная по программе ROTOR с участием автора, является доступной для всех астрономов мирового сообщества, что дает возможность вести дальнейший всесторонний и комплексный анализ.
Структура диссертации.
Во Введении сформулирована цель работы, ее актуальность и новизна. Кратко изложено содержание работы и приведены основные положения, выносимые на защиту.
В Главе I описана программа ROTOR (Reserch Of Trace Of Rotation). Цели, задачи и важнейшие результаты. Особенности методики исследований избранных объектов.
Главная цель программы состоит в том, чтобы на основе однородных долговременных кривых блеска найти периодические и циклические процессы в кривых блеска переменных звезд, которые до того считались неправильными переменными. На базе программ поиска периодов предполагается также обнаружить небольшое число затменных и спектрально двойных среди программных звезд, что даст возможность найти точные значения масс, радиусов и светимостей избранных объектов и тем самым кардинально изменить ситуацию с численным моделированием начальной стадии звездной эволюции.
Второй целью программы является построение полуэмпирической модели молодой звезды и ее окружения (оболочек, протопланетного диска, биполярных и молекулярных потоков от звезды и высокоскоростных потоков горячего газа и т. п.).
Третьей целью программы является исследование важнейших характеристик областей звездообразования (03), которые включают в себя объекты программы. Задача состоит в том, чтобы найти размеры, массы, возраст и эффективность звездообразования в 03, установить численность и характер звездного и незвездного населения в них.
ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ И ВЫВОДЫ ДИССЕРТАЦИИ.
1. В результате исследования родственных фуорам звезд Z СМа и BN Ori было установлено, что явления, близкие к явлению фуора, могут происходить у разных по характеру спектра, скорости вращения и степени оттока вещества звезд Ае/Ве Хербига высокой светимости.
Установлены характерные особенности нестационарных процессов в оболочках этих звезд, что существенно расширило базу данных для интерпретации явления фуора.
В частности, на основе максимально полного сбора фотометрической информации для BN Ori автору впервые удалось найти свидетельства в пользу родственности явлениям фуора вспышки звезды в середине века.
2. Открыт совершенно новый тип крупномасштабной переменности у Ае/Ве звезд Хербига самой высокой светимости HD 53 367 и BD +65°1637.
Почти симметричные падения и подъемы блеска продолжительностью около 6−7 лет, амплитудой около 0m.3 V и сильным «поголубе-нием» цветов в минимуме блеска не встречаются больше ни у каких Ае/Ве звезд Хербига более низкой светимости и с трудом поддаются интерпретации. Очень вероятно, что эти явления, кроме всего, являются циклическими или периодическими. Практически весь наблюдательный материал с продолжительностью наблюдательного ряда около 20 лет был получен в процессе выполнения программы ROTOR.
3. При исследовании Ае/Ве звезды Хербига высокой светимости GU СМа была открыта периодическая переменность с периодом около 0.8 суток. Дополнительные исследования, позволили получить детальную «среднюю» кривую блеска GU СМа, которая интерпретируется как затменная с частным затмением и отсутствием ощутимого потока в оптическом диапазоне от спутника.
Анализ фундаментальных характеристик GU СМа, полученных как из фотометрических, так и из спектральных исследований с высоким разрешением, позволил установить, что эта звезда была отнесена к классу Ае/Ве звезд Хербигом (1960) ошибочно. Автор классифицировала ее как классическую Be звезду (возможно с переменностью типа 7Cas) с затменной двойственностью.
4. Впервые на основе анализа кривых блеска Ае/Ве звезд Хербига с алголеподобными ослаблениями блеска и крупномасштабной цикличностью BF Ori, UX Ori и других была сформулирована новая модификация гипотезы затмений центрального звездоподобного объекта веществом протокометы и ее фрагментов, при прохождении этих тел через периастр. На примере GPCI BFOri предварительно проанализирована гипотеза протокомет.
5. Уточнены фундаментальные характеристики области звездообразования СМа R1. Оценены значения массы молекулярного облака и звезд, возраст и протяженность ОЗ. Уточнено расстояние до ОЗ.
6. Помимо этих новых результатов исследований, автор лично внесен достаточно заметный вклад в формирование фотометрического массива Ае/Ве звезд Хербига по программе ROTOR. Фотометрируя эти звезды на протяжении последних 6 лет, автор добавила к существующему массиву Майданакских наблюдений около 10%, и увеличила мировой банк данных примерно на 7%.
Полученные результаты могут быть использованы:
1. Для поиска циклических и периодических процессов на кривых блеска молодых звезд;
2. Для расчетов моделей звезд, находящихся на ранней стадии эволюции.
Наблюдательный материал в виде мониторинга позволяет привязать спектральные, фотометрические, ИК и заатмосферные наблюдения Ае/Ве звезд Хербига к крупномасштабной кривой блеска и на основе совместного анализа уточнять и корректировать модели этих звезд.
Версия банка данных по Ае/Ве звезд Хербига и родственным объектам на магнитном носителе, полученная по программе ROTOR с участием автора, является доступной для всех астрономов мирового сообщества, что дает возможность вести дальнейший всесторонний и комплексный анализ.
По результатам исследований было опубликовано 7 статей:
1. Шевченко B.C., Ежкова О. В., Кондратьев В. Б., Якубов С. Д. On the periodicity of Wa CrA/1 and Wa CrA/2. Commis. 27 IAU Inform. Bull. Var. Stars, 1995, No.4206, P. l-4.
2. Slievchenko V.S., Ezhkova O.V., Tjin A Djie H.R., van den Ancker M.E., Blondel P.F., de Winter D. The FUOR characteristics of theP-MS star BN Orionis inferred from new spectroscopic and photometric observations. Astron. and Astrophys. Suppl. Ser., 1997, N 124, P.33−55.
3. Ежкова О. В. On the period of GU Canis Majoris. Commis. 27 IAU Inform. Bull. Var. Stars, 1999, No.4206, P. l-2.
4. V.S.Slievchenko, O.V.Ezhkova, M.A.Ibrahimov, M.E.van den Ancker and H.R.E. Tjin A Djie. The stellar composition of the star formation region CMa Rl. I. Results from new photometric and spectroscopic classifications. MNRAS, 1999, V.310, N. l, P.210−222.
5. Ежкова О. В. Исследование переменности трех возможных постАе/Ве звезд Хербига: GU СМа, V750 Моп, V361 Сер.
Б.В.Кукаркин: Переменные звезды — ключ к пониманию строения и эволюции Галактики. Резюме докладов", С. 13. Москва, 1999.
6. Shevchenko V.S., Blondel P.F., Ezhkova O.V., Tjin A Djie H.R. Star formation in molecular clouds &- luminous objects in SFR CMa Rl. Proc. of 33rd ESLAB Symp. «Star formation from the small to the large scale» (F.Favata, A.A.Kaas & A. Wilson eds.) ESA SP-445, 2000.
7. Мельников С. Ю., Ежкова О. В. Фотометрическое и спектральное исследование Ае/Ве звезды Хербига XY Per. Письма в АЖ. 2000, Т.26, С.282−293. * *.
В заключение автор выражает искреннюю признательность своему научному руководителю — доктору физ.-мат. наук, профессору Валерию Сергеевичу Шевченко, за постановку задачи и неизменно благожелательное внимание к работе и помощь на всех ее этапах, а также всем ныне работающим сотрудникам Отдела переменных звезд: К. Н. Гранкину, М. А. Ибрагимову, С. Ю. Мельникову — за помощь в проведении наблюдений на г. Майданак, и уже не работающим, но тем, кто заложил основы будущего в нашем Отделе.
Автор также признателен всем соавторам за сотрудничество в совместных работах. Я очень благодарна всем сотрудникам отдела «Изучения Галактики и переменных звезд» ГАИШ без помощи которых работа над диссертацией продвигалась бы значительно медленнее.
Работа выполнена при частичной финансовой поддержке грантов Международного научного фонда (Сороса), фонда поддержки гражданских исследований (CRDF).
заключения:
1. В УФ-области спектра (на длинах волн больше 2300 А) по многим абсорбционным линиям низкого возбуждения (Fell, CrII и Mnll) обнаруживается присутствие обширной холодной оболочки вокруг звезды BN Ori.
2. Резонансная линия Mgl (2852.12 А) в спектре BN Ori имеет две компоненты, одна из которых — межзвездная с EW = 0.21 А — смещена на +26.5 км/с от своего гелиоцентрического положения (значение определено относительно межзвездной линии Nal D), другая — околозвездная с EW = 0.09 А — имеет скорость -53 км/с относительно межзвездной линии Mgl (рис. 3.3.2). Подобно линиям Nal D, вид континуума в окрестностях этих линий наводит на мысль, что существует третий широкий (FW 400 км/с) и мелкий компонент, центрированный на положение двух узких компонентов. Изза того, что этот третий компонент очень широкий, формироваться у звездной фотосферы, либо вблизи края аккреционного диска (Шевченко и др. 1997). то он может внутреннего з Е 3.
1.0 о.
2856 Х (А).
Рис. 3.3.2. Компоненты линии Mgl (2852.12 А) в спектре BN Ori.
3. Линии Mgll h (2802.7 А) и Mgll к (2802.7 А), в спектре с высоким разрешением, имеют широкий абсорбционный провал со слабым эмиссионным компонентом внутри (рис.З.З.З (а)). Была предпринята попытка получить некоторую информацию об оболочеч-ном компоненте. Для этого нормированные наблюдаемые потоки профиля линии Mgll в спектре BN Ori были разделены на соответствующие нормированные потоки профиля линии Mgll звезды 21 Vul (эта звезда имеет очень слабые оболочечные компоненты в линии Mgll), полученные из IUE-архива (Шевченко и др. 1997). Окончательный результат описанной процедуры представлен на рисунке 3.3.3(6). Видно, что оболочечный компонент линии Mgll имеет профиль типа Р Cyg со скоростью истечения до -250 км/с.
Рис. 3.3.3. Наблюдаемые (а) и остаточные (б) профили линий.
Mgll h&k.
3.4.
Заключение
к главе III.
Анализ отдельных линий и групп линий приводит к выводу, что атмосфера BN Ori:
1. Представляет собой достаточно плотную и быстро сжимающуюся оболочку, содержащую характерные для оболочек линии;
2. Эта оболочка скорее всего эллипсоидальна и от экватора к полюсам в ней наблюдается термическая стратификация;
3. Динамика оболочки, в частности высокая скорость ее вращения, определяет сильное различие между оболочкой BN Ori и оболочками классических фуоров.
Вместе с тем, все отличия спектральных свойств BN Ori от классических фуоров можно было бы объяснить более быстрой эволюцией ее оболочки, подразумевая при этом, что эта скорость эволюции, в свою очередь, была обусловлена меньшим масштабом оболочки этой звезды. Вероятной причиной этого мог бы послужить меньший масштаб реликтового аккреционного диска.
Не исключено, что явление BN Ori — не первое в ряду рекуррентных фуорных вспышек и наблюдаемые отличия явления связаны с более поздней по сравнению с известными классическими фуорами рекуррентной фазой.
ГЛАВА IV. Область звездообразования СМа R1 и некоторые особенности звезд высокой светимости.
Область звездообразования СМа R1 была впервые идентифицирована как группа объектов, «впечатанных» в отражательную туманность в 1966. Она локализована на краю большой (диаметром «3°.5) кольцеобразной эмиссионной туманности.
Исследования расширяющейся оболочки состоящей из пыли и газа привели Хербста и Ассуазу (1977) к предположению, что кольцо СМа R1 может быть связано с остатком сверхновой (SN), вспыхнувшей примерно 5−105 лет назад, и что звездообразование может быть инициировано сильным сжатием вещества расширяющейся оболочки.
Хербст, Расин и Варнер (1978), Хербст и др. (1982) детально исследовали 34 звезды раннего спектрального класса членов 03, которые связаны с отражательными индивидуальными туманностями, и заключили, что их предположение, что взрыв SN был спусковым механизмом процесса звездообразования в этом регионе, находится в хорошем согласии с этими наблюдениями. Они определили, что возраст 3−105 для большинства звезд находится в соответствии с кинематическим возрастом расширения кольца.
В дальнейшем Ассуаза и др. (1977), Армандрофф и Хербст (1981), Хербст и др. (1982) исследовали другие 03, в которых звездообразование, возможно, также индуцировано взрывом сверхновой.
С другой стороны, существует достаточно обширный материал исследования 03, в которых нет явных признаков ударной волны от взрыва сверхновой. Такими 03, в частности, могут быть исследованные Хербстом и др. (1982) Mon R1, Симеиз 188, а также 03, исследованные Шевченко (1979, 1980), Чавария (1981), Шевченко и Якубовым (1989), Шевченко и др.(1988,1989) и др. Происхождение ударных волн, которые наблюдаются в 03 Орион, Mon=MonRl, R4 Cyg (ассоциированная с туманностями NGC 7000/IC 5070), а также в компактных.
03, по-видимому, связано со звездным ветром от горячих О-звезд и с другими процессами.
Вероятно, в начальной функции масс, звездном составе тех и других 03 должны существовать различия. Ударная волна от взрыва сверхновой, уплотняющая межзвездный молекулярный газ — достаточно ограниченный во времени процесс. Следовательно, звезды, сформировавшиеся в таком молекулярном облаке, не должны иметь больших различий в возрасте и Главная Последовательность (ГП) не должна быть чрезмерно протяженной.
Когда в 03 формируются массивные О-звезды с сильным звездным ветром, процесс звездообразования в этой части молекулярного облака прекращается. Однако до образования О-звезд такой процесс в принципе мог продолжаться длительное время.
Для устранения противоречий были сформулированы две гипотезы. Одна из них предполагает наличие бимодальности в процессе звездообразования (Ларсон 1982, Гюстен и Мецгер 1982). Согласно другой (Эльмегрин 1983), процесс звездообразования происходит стохастически, последовательно во времени, и при определенной начальной функции масс образуется заметное число карликов, а впоследствии могут образоваться более массивные звезды.
Шевченко (1989) обратил внимание, что Ае/Ве звезды Хербигасамые заметные индикаторы звездообразования в оптике, в богатых молодых скоплениях наблюдаются преимущественно на периферии и имеют спектральные классы центрального ядра — А пли поздние В. В компактных 03, где Ае/Ве звезды Хербига занимают центральное место, они, как правило являются и самыми яркими объектами, и имеют ранние В-классы. СМа R1, достаточно протяженная 03 с массой молекулярного облака более 104 М (-), содержит 5 Ае/Ве звезд Хербига (Фин-кенцеллер и Мундт 1984, Шевченко 1989), причем две из них — ранних спектральных классов (HD 53 367 — ВО, GU СМа — В2), две имеют промежуточный спектральный подкласс В (LkHa 220 — В5, LkHa218 — Вб), а Z СМа имеет уникальный спектр, сочетающий в себе линии спектрального класса В и F.
Второй особенностью Ве-звезд Хербига в 03 СМа R1 является заметно повышенная визуальная светимость 3 членов — Z СМа, GU СМа и HD 53 367. Не менее 70 звезд Ае/Ве Хербига находятся на ГП, начальной ГП или даже несколько ниже ее. Такое число членов 03 -звезд Ве-Хербига повышенной светимости — не встречается более ни в одной 03 (Шевченко, 1989).
Таким образом, Ае/Ве звезды Хербига в 03 СМа R1 обладают рядом особенностей по сравнению со звездами этого типа в других 03. Перечисленные обстоятельства послужили причиной новых исследований 03 СМа R1.
