Содержание к диссертации
Введение
ГЛАВА 1. Распределение энергии в уф континууме ctts и оценка величины межзвездного поглощения
1.1. Методика обработки спектров 13
Наблюдательный материал 13
Определение уровня непрерывного спектра. Спектральные линии 16
Влияние спектрального разрешения на точность проведения континуума 22
1.2. Оценка межзвездного поглощения 25
1.3. Составной характер распределения энергии в УФ-континууме 32
Выводы Главы 1 34
ГЛАВА 2. Характер аккреции на CTTS
2.1. Оценка вклада потока в линиях дублета С IV 1550 в общую светимость эмиссионного
континуума 35
2.2. Возможные причины малости наблюдаемых потоков в линиях С IV
Модели геометрии течения вещества в CTTS 48
2.3. Двухкомпонентный характер УФ континуума. Физическая интерпретация 52
Выводы Главы 2 56
ГЛАВА 3. Кинематика вещества в окрестностях DR TAU И TW HYA
3.1. DR Таи 57
Аккреция 58
Аккреционный диск 59
Истечение вещества 64
3.2.TWHya 69
Аккреция 69
Истечение вещества 72
Молекулярный водород 74
Выводы Главы 3 76
Заключение 77
Список литературы
- Определение уровня непрерывного спектра. Спектральные линии
- Составной характер распределения энергии в УФ-континууме
- Возможные причины малости наблюдаемых потоков в линиях С IV
- Истечение вещества
Введение к работе
Звезды типа Т Тельца (Т Tauri stars, TTS) - это молодые звезды с массой < 2М0, и возрастом около 106 — 107 лет, находящиеся на стадии сжатия к главной последовательности. Они были выделены в отдельный класс астрофизических объектов еще А.Джоем по их характерным эмиссионным спектрам, напоминающим спектр солнечной хромосферы (Джой, 1945). На диаграмме Герцшпрунга-Рессела звезды типа Т Тельца располагаются справа над главной последовательностью, обычно в области поздних спектральных классов G-M. Различают классические звезды типа Т Тельца (Classical Т Tauri Stars, CTTS) и звезды типа Т Тельца со слабыми линиями (Weak Line Т Tauri Stars, WTTS). Данная работа полностью посвящена классическим звездам типа Т Тельца.
Сейчас уже не оспаривается никем, что CTTS - это звезды, на которые все еще продолжает падать вещество из образовавшегося вокруг звезды аккреционного диска. Если раньше об аккреционных дисках только догадывались, судя по косвенным признакам, таким, как избыток излучения в ИК диапазоне, то сегодня их можно напрямую увидеть. Впервые изображения околозвездных дисков были получены методом интерферометрии в миллиметровом диапазоне (Сарджент, Вельх, 1993). Также на сегодняшний день есть изображения дисков, полученных с Космического телескопа им.Хаббла (О'Делл и др., 1993). Именно диски и продолжающаяся аккреция ответственна за наблюдаемые отличия CTTS от звезд главной последовательности.
Для CTTS характерны магнитные поля величиной порядка килогаус-са. Косвенными признаками наличия сильного магнитного поля являются сильные УФ эмиссионные линии и рентгеновская светимость, превышающие но интенсивности на 2-3 порядка аналогичные солнечные величины (Монтмерле и др., 1983). В 90-х появилась возможность напрямую измерить величины магнитного поля, используя Зеемановское уширение
магнито-чувствительных линий (например, Джонс-Крулл и др., 1999). Магнитное поле играет немаловажную роль в жизни CTTS, упорядочивая процесс аккреции на центральную звезду.
В наблюдательном проявлении CTTS отличаются от звезд главной последовательности тем, что у них есть избыточная эмиссия, особенно заметная в ИК и УФ диапазонах, а также линейчатый эмиссионный спектр низкого возбуждения. За избыток излучения в ИК дииазоне ответственен аккреционный диск, нагретый центральной звездой. Причем но форме спектра в данной области можно заключить, что диск не является пассивным образованием, только лишь переизлучающим свет звезды, а активно взаимодействует с ней. Действительно, распределение энергии является плоским в диапазоне 1-10 мкм, а светимость в ИК диапазоне очень высока, частенько даже превосходит светимость центрального объекта системы. Это говорит о собственном излучении диска, обусловленном аккрецией вещества на центральную звезду.
В оптическом диапазоне в спектрах CTTS можно видеть фотосферное излучение центральной звезды, но его абсорбционные линии менее глубоки, чем у звезд ГП тех же спектральных классов. Это связано с тем, что в спектрах CTTS присутствует дополнительный континуум нефото-сферпого происхождения, или, как еще его называют, вейлинг (вуалирование). Исследованию и оценке величины вейлинга в оптической части спектра посвящено множество работ (например, Басри, Баталья, 1990). У наиболее активных CTTS величина вейлинга может в несколько раз превышать излучение фотосферы, при этом абсорбционные линии почти исчезают, как, например, в случае DG Таи (Хессман, Гюнтер, 1997). Интенсивность добавочного континуума возрастает в коротковолновую область, что указывает на излучение достаточно горячего газа. В УФ части спектра мы видим именно добавочный континуум, учитывая, что звезды поздних спектральных классов, к которым обычно принадлежат CTTS, излучают пренебрежимо мало при Л < 3000 А.
Из-за наличия вейлинга у CTTS возникают трудности с определением их спектрального класса, и, что еще хуже, с определением величины межзвездного поглощения в направлении на CTTS. Это происходит потому, что оценка Ау проводится путем сравнения спектра изучаемой звезды и template-спектра звезды того же спектрального класса. Результат таких неопределенностей налицо: для одной и той же звезды, при ис-
пользовании различных способов нахождения величины вейлинга, могут получиться величины межзвездного поглощения, отличающиеся друг от друга в несколько раз, как например в случае DR Таи: различные авторы дают для нее А^ от 0.5т (Уайт, Гец, 2001) до 3.2т (Хартиган и др., 1995). Конечно, ни о каких точных определениях параметров звезд при такой неопределенности в величине межзвездного поглощения не может быть и речи.
Эмиссионный спектр CTTS похож па спектр солнечной хромосферы. В оптике самыми сильными линиями являются линии HQ и Н,К Call. Также присутствуют многочисленные линии Fel, Fell, линии Бальме-ровской серии, Nal, СаІ, Неї. Характерной особенностью спектров CTTS являются линии Fel 4063, 4132, усиленные флуоресценцией (Джой, 1945; Хербиг, 1945). CTTS обычно имеют в спектрах довольно сильные запрещенные линии [SI] и [01], которые образуются в областях малой плотности довольно далеко от звезды. УФ часть спектра еще более богата эмиссионными линиями. Там есть резонансный дублет Mg II 2800, линия La, в которой, кстати, высвечивается до 10% всей энергии звезды. Наблюдаются многочисленные линии Fell, линии высокоионизованных элементов Hell, CIV, SiIV, NV, ОVI. Но наряду с ними можно обнаружить линии нейтральных элементов, как например 01, SI, Mgl. Это говорит о том, что в УФ излучение звезд типа Т Тельца дают вклад области с сильно отличающимися физическими параметрами. В основном, УФ излучение CTTS исследовалось по ШЕ-спектрам. Наиболее важные результаты представлены, например, в обзоре (Имхоф, Аппенцеллер, 1987).
В ближней ИК области наиболее сильны линии триплета Call 8498, 8542, 8662, а также линия Неї 10830 и водородные линии серий Пашена и Брекета. В более далекое ИК излучение основной вклад вносит не сама звезда, а газопылевой диск, окружающий ее (Гюртлер и др., 1999).
Характерным свойством TTS является переменность эмиссионного спектра. Обусловлена она обычно изменениями интенсивности вуалирующего континуума, которая может сильно меняться за время порядка суток и даже часов (Петров и др. 2001). У некоторых звезд удалось выделить период, например, у самой Т Таи (Хербст и др., 198G), но для большинства CTTS единого периода не нашли. С течением времени меняются и профили линий, и потоки в этих линиях, и величина вейлинга. Здесь уместно вспомнить, что изначально TTS классифицировали как
неправильные переменные (Хоффмайстер, 1949). Можно выделить три основные физические механизма переменности:
Вращательная модуляция звезды с холодными или горячими пятнами на поверхности.
Переменный темп аккреции на звезду.
Переменная величина поглощения в направлении на звезду, связанная, вероятно, с нерегулярными затмениями звезды пылевыми облаками.
За прошедшие полвека для объяснения вышеперечисленных наблюдаемых особенностей звезд типа Т Тельца было предложено несколько моделей, сменявших друг друга по мере усовершенствования теории, с одной стороны, и получения более качественного наблюдательного материала, с другой стороны. По современным воззрениям, активность CTTS обусловлена аккрецией вещества протопланетного диска на центральную звезду, обладающую крупномасштабным магнитным полем с напряженностью ~ 103 Гс, которое останавливает диск на расстоянии ~ 3 — 5 Я* от поверхности звезды. Здесь вещество диска вмораживается в магнитное поле, и далее падает на звезду вдоль силовых линий магнитного поля. При падении аккрецирующее вещество разгоняется до скорости ~ 300 км/с, а затем тормозится в ударной волне, при этом нагревается и высвечивает энергию.
Таким образом, считается, что наблюдаемая у классических звезд типа Т Тельца эмиссия в линиях и континууме обусловлена излучением аккреционной ударной волны (АУВ) (например, Наджита и др. 2000). В пользу этой теории говорят протяженные (до 400 км/с) красные крылья линий высокотемпературных ионов, например, СIV.
Кроме аккреции в молодых звездах наблюдается и истечение вещества в окружающее пространство, или, как принято сейчас говорить, звездный ветер. Это истечение вещества хорошо видно по профилям таких линий, как HQ, MgH и некоторых других: в синем крыле этих линий присутствует абсорбция, простирающаяся на сотни км/с. Например, в случае DR Таи она тянется вплоть до 400 км/с. На сегодняшний день не совсем ясно, откуда именно стартует этот звездный ветер, и какой механизм приводит к ускорению вещества ветра до таких скоростей. Усложняет ситуацию то, что ветер также является переменным во времени, и для изучения этой переменности, обычно нерегулярной, необходимы длительные ряды наблюдений. Наиболее детальное исследование в этом
направлении проведено для SU Aur (Джонс, Басри, 1995; Петров и др., 199G) и для RW Aur (Петров и др., 2001; Гринин и др., 1985)
Принято считать, что у звезд тина Т Тельца истечение вещества происходит с поверхности аккреционного диска в результате совместного действия магнитных и центробежных сил. Сейчас рассматриваются два типа моделей, описывающих этот процесс, различие между которыми, грубо говоря, сводится к роли магнитного ноля звезды в формировании ветра (Шу и др., 2000; Кенигл и Пудритц, 2000). Однако все модели предсказывают, что вещество истекает из диска иод сравнительно малым углом к его поверхности, а затем, на каком-то расстоянии от исходной точки, происходит коллимация ветра в квазицилиндрический джет, ось которого перпендикулярна плоскости диска. Отсутствие достоверной информации о вязкости и проводимости приводит к тому, что модели дискового ветра являются феноменологическими, т.е. содержат набор свободных параметров, от которых зависит форма линий тока, а также распределение температуры и плотности в ветре. Остается открытым вопрос о размере области диска, из которой "дует" ветер, и о расстоянии, на котором происходит коллимация ветра в джет.
Джеты, или биполярные узконаиравленные струи газа, наблюдаются в запрещенных оптических линиях [SII], [01], [Nil] - эти эмиссионные линии обычно имеют один компонент на лучевой скорости звезды и один, сдвинутый в синюю область на 70-300 км/с - именно он формируется в джете. Иногда наблюдается и компонент, сдвинутый в красную область - резонно предположить, что она обусловлена второй струей джета (counterjet). Протяженность джетов, а точнее излучающей области, составляет 100-500 а.е. Темп истечения вещества в джетах невелик, ~ 10"9- 1О~1ОМ0/год, (Мундт, 1988; Айслеффель и др., 2000), но до сих пор неясно, какая доля звездного ветра коллимируется в джет. Также неясно, каков механизм ускорения джетов и их коллимации. Кроме того, у молодых звезд в молекулярных линиях наблюдаются биполярные менее коллимированные потоки, которые, вероятно, возникают в результате взаимодействия джетов с остатками протозвсздного облака (Ричер и др.", 2000).
На сегодняшний день есть немало нерешенных проблем, связанных с кинематикой и физическими условиями вещества в окрестностях CTTS. Настоящая диссертация направлена на решение некоторых из этих во-
просов на основе анализа ультрафиолетовых спектров, которые изучены гораздо меньше, чем оптические. Между тем, некоторые особенности CTTS можно понять только из анализа спектров в УФ диапазоне.
Например, в УФ диапазоне находятся резонансные, а, значит, наиболее сильные линии самых обильных элементов (Н, С, О, S, Si, Mg), в отличии от оптического диапазона, где линии преимущественно субор-динатные. Поэтому в абсорбционных УФ линиях можно исследовать вещество с не очень высокими температурами. В диапазоне с Л < 1700 А в спектрах CTTS видно множество эмиссионных линий Нг, которые формируются в области с температурой Т< 3000 К.
В УФ диапазоне мы видим именно излучение источника активности CTTS: континуум при Л < 3000 А - это эмиссионный континуум, который практически не искажен фотосферным излучением центральной звезды, так как звезды Т Тельца относятся преимущественно к спектральным классам К-М. Поэтому при анализе не возникает сложной задачи отделения излучения различной природы друг от друга. Естественно, результаты, полученные из анализа такого почти неискаженного вуалирующего излучения, гораздо надежнее. Однако, остается проблема, связанная с тем, что профили большинства спектральных линий УФ диапазона, как, впрочем, и оптического, формируются в нескольких пространственно разделенных областях с весьма различными физическими и кинематическими характеристиками.
Еще одной особенностью УФ диапазона является возможность оценки величины межзвездного поглощения в направлении на CTTS. Как было отмечено выше, для звезд типа Т Тельца очень сложно определить величину Ау, без которой невозможно найти параметры изучаемых звезд. Анализ спектров CTTS в области 1200-3000 А позволяет независимо определить, по крайней мере, верхний предел величины Ау (см. подробнее Гл. 1).
Важной причиной, побудившей нас исследовать УФ спектры, явилось наличие хорошего наблюдательного материала. Вообще, возможность анализа УФ излучения CTTS появилась еще в 70-е годы, когда запустили Astronomical Netherlands Satellite (ANS, 1974 год), но с его помощью получали только УФ фотометрию. Следующим был International Ultraviolet Explorer (IUE, 1979 год). На этом спутнике впервые были получены УФ спектры CTTS, но с довольно низким спектральным разрешением
ч*.
Ч>
(АЛ ~ бА). При таком разрешении мало того, что возникают трудности, например, с определением потоков в отдельных спектральных линиях, еще и становится невозможно правильно определить уровень континуума, так как бленды множества эмиссионных линий могут создать некий исевдоконтинуум.
С запуском Космического телескопа им.Хаббла появились новые УФ спектры. Сначала их получали на спектрографе GHRS (Goddhard High Resolution Spectrograph). Это были спектры достаточно высокого разрешения, но на маленьких (~ 30 А) участках вблизи сильных спектральных линий. На смену GHRS пришел спектрограф STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph), получающий УФ спектры высокого разрешения (АЛ ~ O.OlA), которые покрывают весь диапазон от 1200 до 3100 А, причем все полученные данные через год после наблюдений выкладываются в открытый доступ. Спектры CTTS на этом спектрографе получают с 2000 года по настоящее время. К сожалению, на сегодняшний день имеется крайне мало публикаций, посвященных анализу STIS-спектров звезд типа Т Тельца: если не считать работ, сделанных нашей группой, всего одна публикация посвященная звезде TW Нуа (Херцег и др. 2002) и одна, посвященная Т Таи (Вальтер и др. 2003).
Цель работы
Цель диссертации - анализ спектров высокого разрешения звезд тина Т Тельца в диапазоне 1200-3100 А, полученных с Космического Телескопа, с последующим решением задач:
оценки величины межзвездного поглощения в направлении на изучаемые звезды
определения основных параметров CTTS
изучения кинематики и физических параметров газа в окрестностях CTTS
проверки существующих представлений о природе активности CTTS
Результаты, выносимые на защиту
Автор выносит на защиту следующие результаты:
Наличие систематического превышения величин межзвездного поглощения Ау в направлении на звезды типа Т Тельца, определенных по оптическим спектрам, над найденными нами из анализа УФ спектров верхними пределами величин Ау. Скорее всего, этот результат свидетельствует о том, что закон межзвездного поглощения в направлении на область звездообразования Таи-Аиггв УФ диапазоне сильно отличается от стандартного, что обусловлено дефицитом мелких пылинок в окрестностях молодых звезд.
Обнаружение аномально малого наблюдаемого отношения потока в линиях дублета СIV к потоку в избыточном континууме в случае звезд DR Таи, Т Таи, RY Таи, DS Таи, DG Таи, TW Нуа. Видимо, это означает, что основная масса аккрецируемого вещества падает на звезду почти но касательной к ее поверхности без образования АУВ.
Вывод о том, что основная часть эмиссионного континуума в случае шести CTTS образуется в турбулентном или пограничном слое вблизи поверхности звезды, где происходит торможение вещества.
Две альтернативных гипотезы о характере дисковой аккреции на CTTS: двухкомионентная аккреция (через пограничный слой и магнитосферу) и магнитосферная аккреция в виде струй, основная масса вещества которых надает на звезду почти но касательной-к ее поверхности.
Уточненные параметры звезд DR Таи, Т Таи, RY Таи: массы, радиусы, светимости, темпы аккреции.
6. Результаты анализа профилей эмиссионных и абсорбционных линий звезд DR Таи и TW Нуа, и, в частности, вывод о том, что коротковолновые абсорбционные компоненты линий обеих звезд формируются в ветре, уже сколлимировавшемся в джет.
Все перечисленные пункты определяют также научную новизну результатов. Апробация результатов была проведена на конференции молодых ученых "Ломоносов-2003", на конференции но Астрофизике высоких энергий в Москве "НЕА-2002", на конференции в Бразилии "Open Issues in Local Star Formation" в апреле 2003г., а также на семинаре но звездной астрономии в ГАИШ и научном семинаре в ФИАНе.
Основные результаты работы опубликованы в 5 статьях в журнале "Письма в АЖ", 1 из которых написана без соавторов. В список положений, вынесенных на защиту, включены лишь те результаты и выводы, в которых мой вклад был основным, или, по крайней мере, равным вкладу других соавторов.
Список печатных работ, содержащих основные результаты диссертации:
Кравцова А.С, "Оценка меоісзвездного поглощения и вклада аккреционной ударной волны в формирование эмиссионного континуума в случае DS Таи и DG Таи" , Письма в Астрон. Жури. 29, 526, 2003.
Кравцова А.С, Ламзин С.А., "Анализ УФ спектров звезд типа Т Тельца, полученных с Космического Телескопа: DR Таи", Письма в Астрон. Журн. 28, 748, 2002.
Кравцова А.С, Ламзин С.А., "Анализ УФ спектров звезд типа Т Тельца, полученных с Космического Телескопа: оценка межзвездного поглощения и вклада аккреционной ударной волны в формирование эмиссионного континуума", Письма в Астрон. Журн. 28, 928, 2002.
Кравцова А.С, Ламзин С.А., "Особенности распределения энергии в УФ континууме звезд типа Т Тельца", Письма в Астрон. Журн. 29, 643, 2003.
Ламзин С.А., Кравцова А.С, Романова М.М., Баталья Ч., "Кинематика и параметры газа в окрестности TW Нуа", Письма в Астрон. Журн. 30 (в печати), 2004.
Ламзин С.А., Кравцова А.С. (Lamzin S.A., Kravtsova A.S.) "Two-stream accretion model for CTTS", AphSSLib, Vol. 299, Proc. of Conf. "Open Issues in Local Star Formation"(Brazil, 5-10 April), CD, 2003.
Кравцова А.С. "Результаты анализа УФ спектров звезд типа Т Тельца", сборник тезисов докладов конференции "Ломоносов-2003", Физический ф-т МГУ, стр.10, 2003.
Кравцова А.С, Ламзин С.А., Смирнов Д.А., Фабрика С.Н. "Дисковая аккреция па замагниченные молодые звезды", сборник тезисов докладов Всероссийской конференции "Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра (НЕА-2002)", ИКИ РАН, стр.14, 2002.
Определение уровня непрерывного спектра. Спектральные линии
Одной из главных задач при анализе спектров было определение уровня континуума. Это необходимо, во-первых, для исследования собственно формы континуума (см. раздел 1.3), во-вторых, для определения величины межзвездного поглощения (см. раздел 1.2), а также для определения потока в спектральных линиях и предельных скоростей движения аккрецируемого вещества и вещества ветра, используемые в главах 2 и 3. Методика проведения уровня континуума была одинакова для всех исследуемых звезд. Вначале мы определяли значения F на нескольких участках спектра с надежно отождествленными абсорбционными и эмиссионными линиями - примеры таких участков для двух исследуемых звезд приведены на Рис.2.
Примеры участков спектра DS Таи и DG Таи, па которых определялся уровень континуума. По оси ординат отложена спектральная плотность потока в единицах 10_14эрг/с/см2/А.
Затем полученная совокупность значений F аппроксимировалась кубическим сплайном, и результирующая кривая принималась за уровень непрерывного спектра звезды. Однако в случае DG Таи совокупность точек аппроксимировалась полиномом пятой степени (Кравцова, 2003), а в случае ВР Таи пришлось поступить следующим образом. Для данной о о звезды есть спектры при Л 1750 А и Л 2300 А. Мы не смогли аппроксимировать единой кривой совокупность полученных в этих диапазонах точек уровня континуума, поэтому, используя метод наименьших квадратов, провели через полученные точки две кубические параболы - отдельно соответственно для каждого спектра. Поскольку оказалось, что при экстраполяции в область от 1G00 до 2100 А обе параболы фактически совпадают, результирующая кривая была принята за уровень непрерывного спектра ВР Таи - см. Рис.7 (Кравцова, Ламзин, 2003). Влияние спектрального разрешения на точность проведения континуума
Для некоторых звезд мы определяли уровень континуума, имея в наличии лишь спектры с разрешением ДА 1 A (R 2000). Однако в УФ спектрах CTTS имеется множество линий, поэтому нельзя a priori исключить, что то, что мы принимаем за континуум, на самом деле, представляет собой бленду большого числа слабых эмиссионных линий. Поэтому мы с помощью спектров различного разрешения исследовали вопрос о влиянии спектрального разрешения на точность определения уровня континуума в УФ диапазоне. Для полноты мы рассмотрели не только HST/STIS-спектры, но и IUE-спектры, для которых ДА б А (R 250), чтобы узнать, насколько достоверны результаты, полученные по спектрам низкого разрешения.
Наиболее подходящей для этой цели является Т Таи, для которой имеются спектры различного (R 40000, 2000 и 250) разрешения. Мы определили уровень континуума на отдельных участках по спектрам высокого разрешения - эти значения F на средних и верхних панелях Рис.3 показаны квадратиками. Однако, из-за довольно низкого качества этих спектров на нижних панелях Рис.3 для наглядности приведены не исходные, а сглаженные по 50 точкам данные.
На верхних панелях Рис.3 изображены спектры, полученные из исходных путем сглаживания гауссианой с полушириной 3 А, а на средних - гауссианой с полушириной 1.2 А. Тем самым мы нашли, как выглядели бы исходные спектры, если бы они были получены со спутника ШЕ (верхняя панель) и спектрографа STIS в режиме низкого разрешения (средняя панель). Из рисунка видно, что из-за низкого качества исходных спектров положение континуума найдено не очень точно, особенно в коротковолновой области. Вместе с тем, характер зависимости -Рд(А) определяется достаточно уверенно, чтобы судить о возможности проведения континуума по спектрам низкого разрешения. В коротковолновой области STIS спектры низкого разрешения позволяют определять уровень континуума с разумной точностью, тогда как в ШЕ спектрах суперпозиция эмиссионных линий создает при А 1500 А исевдоконтинуум, интенсивность которого заметно больше, чем реального континуума. В области А 2300 А даже ШЕ спектры позволяют достаточно уверенно судить о форме кривой -F\(A).
УФ спектр звезд сильно искажается, проходя сквозь межзвездную среду, поэтому необходимо перед определением потоков в спектральных линиях и оценкой параметров звезд исправить наблюдаемый спектр за межзвездное поглощение. К сожалению, на сегодняшний день, как было сказано во Введении, нет достаточно надежных оценок величины Ау в направлении на звезды типа Т Тельца. Однако есть возможность определить верхний предел величины Ау непосредственно но УФ спектрам, так как кривая межзвездного поглощения в этом диапазоне не монотонна, а имеет локальный максимум в районе 2200 А (Блесс, Сэвэйдж, 1972). Из-за этого наблюдаемые распределения энергии в УФ континууме молодых звезд имеют локальный минимум в указанном месте, что хорошо видно на Рис.б у звезды DR Таи. Можно наблюдаемые распределения исправлять за различные величины Ау и по изменениям характера зависимости около 2200 А определять верхние пределы величины межзвездного поглощения (см.ниже).
Составной характер распределения энергии в УФ-континууме
Возможные причины малости наблюдаемых потоков в линиях С IV
1. Из сравнения наблюдаемых и теоретических отношений потоков в линиях дублета СIV и эмиссионном континууме найдено, что указанные линии и добавочный континуум не могут формироваться в одной области. Это справедливо, но крайней мере, для 6 звезд типа Т Тельца: Т Таи, DR Таи, RY Таи, DS Таи, DG Таи, TW Нуа. Скорее всего, у этих CTTS большая часть аккрецируемого вещества падает на звезду с маленькой радиальной компонентой скорости, не образуя при этом АУВ. Вероятно, двухкомпонентиая природа УФ континуума CTTS также обусловлена наличием двух зон энерговыделения: АУВ и турбулентного или пограничного слоя.
2. Предложены 2 схемы аккреции для исследуемых звезд.
А) Модель двухкомпонентпой аккреции. Аккреционный диск доходит до поверхности звезды и вещество оседает в экваториальной плоскости звезды, образуя пограничный слой. При этом малая часть вещества все же вмораживается в магнитные силовые линии и по ним течет на звезду с образованием АУВ. Эмиссионный континуум в такой модели образуется, главным образом, в пограничном слое.
Б) Модель струй. Аккреционный диск на близких расстояниях от звезды теряет осесимметричность, и вещество падает на звезду, образуя 2 или более струй, причем падение основной части вещества происходит сильно нерадиально, в результате чего его торможение происходит без образования АУВ. В этом случае эмиссионный континуум формируется в турбулентном слое, прилегающем к поверхности звезды.
В предыдущих двух главах мы выявляли общие закономерности звезд типа Т Тельца. В настоящей главе мы сосредоточимся на подробном анализе спектров звезд DR Таи и TW Нуа для уточнения кинематики вещества в их окрестностях.
DR Таи принадлежит классическим звездам типа Т Тельца: эквивалентная ширина линии На в ее спектре меняется в диапазоне от 60 до 100 А (Смит и др., 1999). Ее блеск меняется в настоящее время хаотически с амплитудой до 2т при среднем значении В 11.8т (Чаваррия-К., 1979; Хербст и др., 1994). Попытки выделить периодическую составляющую переменности приводили к значениям периода от 2.8 до 9.0 дней (Боувье и др., 1995).
По оценке Джоя (1949) спектральный класс звезды - К5 Ve. Аппен-целлер и др. (1988) специально подчеркивали, что в спектре DR Таи отсутствуют полосы ТіО, а депрессия континуума в районе 6159 А обусловлена не окисью титана, а блендой линий Cal, Fel и Nal, что, по-видимому, исключает спектр заметно позднее К5. Тем не менее, в 90-х годах появилось несколько работ, например, Гюнтер, Хессман (1993), Ва-ленти и др. (1993), - после которых спектральный класс звезды принято считать равным К7-М0, хотя полосы ТіО так никогда и не были обнаружены.
Трудность в определении спектрального класса обусловлена тем, что фотосферный спектр DR Таи сильно вуалирован эмиссионным континуумом, интенсивность которого может превосходить интенсивность фото-сферного излучения более чем на порядок в оптическом диапазоне (Бе-ристайн и др., 1998) и более чем в 5 раз - в ИК (Л = 2.2 мкм) диапазоне (Джонс-Крулл, Валенти, 2001). Переменность блеска звезды обусловлена именно изменением интенсивности вуалирующего континуума, и сопровождается изменением эквивалентных ширин не только абсорбционных, но и эмиссионных линий (Аленкар и др., 2001).
Основные параметры этой звезды, такие, как масса, радиус, светимость, а также светимость эмиссионного континуума были найдены в разделе 2.2. В той же главе было показано, что основная часть эмиссионного континуума образуется вне АУВ. Басри и Берту (1989) показали, что если основным источником континуума данной звезды является пограничный слой диска, то распределение энергии в континууме при Л 1 мкм можно воспроизвести при следующих параметрах: М = 0.85 М, ГЦ = 1.6 R, Lac 1.8 І., Мас — 910 8 М0/год. Мы получили в разделе 2.2 практически те же значения М , і? и Lac, (0.9, 1.8, 2.3 соответственно), поэтому темп аккреции через пограничный слой в рассматриваемый момент времени у нас также должен быть 1О 7М0/год.
Для уточнения кинематики вещества вблизи DR Таи мы исследовали профили нескольких десятков линий УФ диапазона. Для удобства в данном разделе мы рассмотрим последовательно линии, образующиеся в различных областях в окрестностях звезды с кратким анализом. Профили всех спектральных линий, приведенных на Рис.17-22, нормированы на континуум и исправлены за лучевую скорость звезды Vr = 23 км/с (Аппенцеллер и др, 1988; Эдварде, 2000). Результаты этого раздела взяты целиком из работы (Кравцова, Ламзин, 2002а).
Аккреция
В аккреционной ударной волне образуются эмиссионные линии "высокотемпературных" ионов СIV и Не II, профили которых сильно смещены в длинноволновую область. Профили линий СIV Л = 1548.20 и Л = 1550.77 А мы построили на Рис.17, усреднив два спектра, полученных с интервалом 1.5 часа - анализ показывает, что различия между индивидуальными профилями статистически не значимы. Профиль линии Hell 1640.4 также смещен в красную область, хотя и гораздо меньше, чем линии углерода - см. Рис.17. Эти линии формируются в падающем на звезду веществе.
Истечение вещества
Кроме линий Mgll h и к профили типа Р Cyg имеют также резонансные линии Sill 1309.28 и дублета СИ uvl (Л 1335 А) - см. Рис.1. Протяженность абсорбционных компонент этих линий 300 км/с.
Наши данные не противоречат современными представлениям о том, что истечение вещества у молодых звезд происходит с поверхности аккреционного диска. Проекция скорости ветра на луч зрения достигает 400 км/с, и поскольку эта величина близка к параболической скорости звезды, то, вероятно, и сама скорость ветра V 400 км/с. Это значит, что некоторая часть линий тока ориентирована почти вдоль луча зрения. Учитывая, что мы видим звезду почти с полюса (i= 23), мы приходим к выводу, что вещество движется почти перпендикулярно плоскости диска. То есть, в абсорбционных компонентах линий мы видим ветер, уже сколлимировавшийся в джет.
Если вуалирующий континуум DR Таи образуется в переходном слое аккреционного диска, то наличие абсорбции в синем крыле линий говорит о том, что соответствующая область ветра проектируется на область формирования непрерывного спектра. Вместе с тем, ветер также проектируется и на АУВ. Действительно, из Рис.1 видно, что у одной из линий (Л = 1335.68 А) дублета СII uv 1 наблюдается эмиссионный компонент, смещенный в красную область спектра. Однако у второй линии этого дублета (Л = 1334.53 А) эмиссия отсутствует, по-видимому, из-за того, что блендируется синим абсорбционным крылом первой линии. Это согласуется с выводом о том, что коротковолновые абсорбционные компоненты линий формируются в джете.
Линии Fe II - самые многочисленные в спектре звезды: из Рис.1 видно, что они заполняют весь УФ диапазон, часто накладываясь друг на друга и на линии других элементов. Как правило, это линии, у которых потенциал возбуждения нижнего уровня Е; не превышает 1.7 эВ (термы a6D, a4F, a4D, а4Р). Исключение составляют довольно сильные линии муль-типлета uv 234 в районе 2790 А, для которых Е; 3.2 эВ. Видимо, этот уровень имеет аномально большую населенность в веществе ветра, причина которой не очевидна. Низкая населенность уровней Fell с Ej 1.5 J__i L
Профили линий Fell с Л 2585.88, 2783.69 и 3002.65А. эВ в случае DR Таи говорит о том, что температура газа в той области ветра, где они образуются, хотя и превышает 5000 К, но, по-видимому, 104 К (Эррико и др., 2000).
Профили линий Fe II имеют сложную структуру: в большинстве случаев они имеют абсорбционный провал как справа, так и слева от центральной длины волны До- На примере линий с Л 2585.88, 2783.69 и 3002.65 А - см. Рис.21 - видно, что с увеличением До глубина синего абсорбционного провала у линий Fell уменьшается, а красного - возрастает. При этом у линий появляется симметричный эмиссионный пик, центрированный на До- Эта тенденция согласуется с наблюдениями в оптическом диапазоне: Беристайн и др. (1998) отмечают, что в видимой области спектра линии Fell, как правило, имеют вид несмещенных симметричных эмиссионных пиков, и лишь у некоторых из них временами появляется красное абсорбционное крыло, тогда как абсорбция в синем крыле никогда не наблюдалась.
Систематическое отличие профилей линий Fell в оптике и УФ диапазоне легко объясняется, если учесть невысокую температуру звездного ветра. Тогда у ионов Fe+ в ветре мала населенность уровней с потенциалом возбуждения Ej 1.5 эВ. Из-за того, что у Fe+ все уровни с Е; 4.7 эВ имеют одинаковую четность, вероятности переходов между уровнями с Ej 4.7 эВ малы. Поэтому сильные линии поглощения могут возникать лишь для переходов с АЕ 4.7 — 1.5 = 3.2 эВ, т.е. у линий с Д 4000 А. Если еще к тому же учесть мультиилетность уровней, то оказывается, что имеет место еще более жесткое ограничение: Д 2900 А (Кравцова, Ламзин, 2002а), что мы и наблюдаем в спектре DR Таи.
Как уже отмечалось выше, одна из линий молекулярного водорода P(5) 1562.39 А имеет аномально малую интенсивность, видимо, потому что она попадает в абсорбционную деталь близкой линии Fell. То есть вещество ветра поглощает и излучение в линиях молекулярного водорода. Геометрия системы такова, что "теплый" ветер, где формируются абсорбционные компоненты линий Fell, проецируется на достаточно удаленную от звезды часть диска, при этом, скорее всего, размер области "теплого" ветра заметно меньше Кн2 Есть еще одна любопытная особенность ветра: мы видим в спектре абсорбцию в линии Mgl, и не видим абсорбции в линиях Fel. То есть в ветре есть атомы Mgl при отсутствии атомов Fel, у которых почти такой же потенциал ионизации (7.6 и 7.9 эВ соответственно). Такую особенность можно объяснить, если ионизация железа обусловлена не электронными ударами, а фотоионизацией квантами линии НI La, которые в большом количестве рождаются в области основного энерговыделения (Курт, Ламзин, 1995). Дело в том, что сечение фотоионизации Fel при Л 1216 А в 6 раз больше, чем Mgl (Вернер и др., 1996). При этом область звездного ветра, ответственная за формирование коротковолновых абсорбции, находится достаточно близко к звезде, вероятно, на расстоянии всего нескольких радиусов от нее. В пользу этого утверждения свидетельствует и большая величина скорости ветра, сравнимая с Voo : во всех известных нам астрофизических ситуациях предельная скорость ветра менее чем вдвое превышает вторую космическую скорость. В конечном итоге, истекающий газ остынет, и в нем появятся атомы железа, но, по-видимому, при этом газ улетит от звезды достаточно далеко и уже не будет проецироваться на область формирования эмиссионного континуума. Поэтому абсорбционные синие крылья уже не будут формироваться в линиях Fel (Кравцова, Ламзин, 2002а).
Профили линий дублета N11492.62,1494.68 и резонансной линии Mgl 2852.13 похожи на профили линий Fell: из Рис.22 видно, что, как и у линий железа, коротковолновой абсорбционный компонент тянется от 50 до почти 400 км/с, а красный - примерно до 300 км/с. У линии магния на нулевой скорости имеется симметричная деталь, обусловленная межзвездным поглощением. Отметим, что аналогичная деталь имеется и у резонансной линии Fell 2783.69 А.
