Интерпретация наблюдательных проявлений активности классических звезд типа Т Тельца в рамках модели магнитосферной аккреции Ламзин Сергей Анатольевич

Содержание к диссертации

Введение

Глава I. Расчет структуры аккреционной ударной волны 26

1.1 Выбор между хромосферной и корональной моделью активности CTTS 26

1.2 Постановка задачи о расчете структуры АУВ 36

1.3 Система уравнений радиационной газодинамики 40

1.4 Граничные условия и метод решения 46

1.4.1 Область перед фронтом ударной волны 46

1.4.2 Область за фронтом ударной волны 49

1.5 Обсуждение полученных результатов 50

1.6 Результаты Главы I 57

Глава П. Расчет спектра излучения аккреционной ударной волны 58

П.1 Рентгеновское излучение АУВ 58

II.1.1 Теоретическая модель 59

П.1.2 Сравнение полученных результатов с наблюдениями 62

П.1.3 Быстрые и вековые вариации рентгеновского излучения АУВ 67

П.1.4 Результаты раздела П.1 68

II.2 Излучение АУВ в запрещенных корональных линиях FeX - FeXIV 69

11.2.1 Расчет интенсивности корональных линий ионов FeX - FeXIV 69

И.2.2 Сравнение расчетов с наблюдениями 72

П.2.3 Выводы из раздела II.2 75

П.З Интеркомбинационные УФ линии 76

И.3.1 Расчет относительной интенсивности интеркомбинационных линий 76

11.3.2 Диагностическая C-Si-О диаграмма 81

И.3.3 Анализ профилей интеркомбинационных линий 84

II.3.4 Выводы из раздела П.З 95

П.4 Относительная интенсивность и профили линий Li- и Na-подобных ионов 96

Н.4.1 Расчет профилей в случае плоской УВ 97

П.4.1.1 Постановка задачи 97

П.4.1.2 Область за фронтом АУВ 100

И.4.1.3 Область перед фронтом АУВ 104

II.4.1.4 Обсуждение полученных результатов 106

П.4.2 Профили линий дублета СIV 1550 при аксиально-симметричной радиальной аккреции 113

П.4.2.1 Круглое пятно 114

II.4.2.2 Сферический пояс 120

И.4.2.3 Причина отличия расчетных и наблюдаемых профилей 123

П.4.3 Выводы из раздела П.4 125

Глава III. Общие закономерности, найденные из анализа УФ спектров CTTS 127

111.1 Оценка межзвездного поглощения по УФ спектрам 131

111.2 Характер движения аккрецируемого газа у поверхности звезды 140

111.3 Возможные схемы аккреции на CTTS 144

111.4 LQ излучение CTTS и природа линий Нг 151

111.5 Основные результаты Главы III 157

Глава IV. Исследование индивидуальных особенностей некоторых CTTS 159

IV.1 ВР Tauri 159

IV.2RYTauri 168

IV.3 RW Aurigae 172

IV.4 DF Tauri 175

IV.5DR Tauri 187

IV.6 TW Hydrae 197

IV.7 GW Ononis 217

IV.8 Основные результаты Главы IV 222

IV.8 Заключение 223

Приложение А. Вспомогательные формулы для расчета профилей ИКЛ 228

Приложение В. Пределы интегрирования по /І И в в случае сферического пояса 231

Литература

• Постановка задачи о расчете структуры АУВ
• Быстрые и вековые вариации рентгеновского излучения АУВ
• Характер движения аккрецируемого газа у поверхности звезды
• RW Aurigae

Введение к работе

Звезда Т Тельца привлекла внимание астрономов после того, как J.Hind в 1852 г. обнаружил ее переменность [416]. Однако прототипом нового класса объектов Т Таи стала почти сто лет спустя, после того, как A.Joy изучил спектральные особенности 11 наиболее ярких переменных звезд спектральных классов F-G, располагавшихся вблизи темных и/или отражательных туманностей [183]. В отличие от своих предшественников, пытавшихся классифицировать аналогичные объекты по особенностям кривых блеска, Джой за основу принадлежности к новому классу выбрал чисто спектроскопические критерии: эмиссия в определенных линиях, главным образом, в линиях HQ и Fe I, а также класс светимости IV-V.

Подробно ранние этапы изучения молодых звезд описаны П.Н.Холоповым [416], а здесь мы ограничимся лишь кратким обзором этого периода. Широкоугольные снимки областей в окрестностях темных туманностей, полученные с объективной призмой, позволили к началу 50-х годов обнаружить свыше ста звезд поздних спектральных классов с яркой эмиссией в линии На. Проанализировав щелевые спектры этих объектов, Дж.Хербиг [159] предложил относить к типу Т Тельца (TTS) не только звезды спектральных классов Fe-Ge, но и более поздних, включая М. В обзоре [161], который содержит первый каталог звезд типа Т Тельца, Хербиг сформулировал следующие критерии принадлежности к типу, которые, в известном смысле, сохранились и по сей день:

• наличие поблизости темной или отражательной туманности

• спектральный класс F5-M, класс светимости IV-V

• эмиссия в линиях Н, Неї, а также нейтральных и/или однократно ионизованных металлов

• сильная линия поглощения Li I 6707

Второй каталог этих звезд [163] содержал примерно вдвое больше звезд, а третий [165] - около 650. На данный момент к типу Т Тельца относят уже примерно 2000 звезд.

Прогресс в понимании эволюционного статуса TTS наметился очень быстро. Уже в конце 40-х годов В.А.Амбарцумян, исходя из соображений звездной динамики, предположил, что процесс звездообразования в Галактике продолжается до сих пор,

а звезды типа Т Тельца, как раз, и представляют собой недавно родившиеся (t 3-Ю6 лет) звезды [8]. В пользу этой гипотезы свидетельствовала не только концентрация TTS вокруг темных газо-пылевых облаков, но и большое обилие лития в их атмосферах [49], который должен быстро "выгорать" в звездах после начала термоядерных реакций [304]. х Последние сомнения относительно молодости TTS рассеялись после того, как Хаяши с сотрудниками рассчитал эволюцию звезд на стадии сжатия к главной последовательности (ГП): TTS оказались в области диаграммы Герцшпрунга-Рессела, через которую проходили конвективные треки звезд с массой менее 2 М0 - см. [157] и приведенные там ссылки.

В настоящее время термин "звезды типа Т Тельца" часто используют для обозначения всех звезд с массой менее 2-3 М0 еще не достигших главной последовательности - см., например, книгу [155], - однако мы будем придерживаться более узкого толкования, соответствующего "наблюдательным" критериям. С этой точки зрения, TTS - это молодые (возраст менее 10 млн. лет) звезды поздних (позднее F5) спектральных классов с эмиссионными линиями. У некоторых TTS также наблюдается избыточное - по сравнению со звездами ГП тех же спектральных классов - излучение в континууме. Проще всего эмиссию в континууме обнаружить в ультафиолето-вом (УФ) и/или инфракрасном (ИК) диапазонах, но у некоторых звезд она может быть достаточно велика и в видимой области спектра. 2 Для звезд типа Т Тельца характерна сильная переменность во всех спектральных диапазонах: на временных интервалах от десятка минут до десятков лет меняется интенсивность эмиссионного континуума, а также абсолютная и относительная интенсивность эмиссионных линий и их профилей - см. обзоры [161, 384, 13, 41, 28, 265, 406] и приведенные там ссылки. Давно известно, что в окрестностях этих звезд имеет место крупномасштабное движении вещества: у самой Т Таи, например, признаки ветра были найдены еще в 1947 г. [291], а в 1963 г. Уокер обнаружил, что на звезду YY Ori происходит падение вещества [326].

В дальнейшем, употребляя словосочетание "активность звезд типа Т Тельца", мы будем подразумевать всю совокупность вышеперечисленных особенностей, характерных для этих звезд.

Уже в пионерской работе Джоя [183] было отмечено, что эмиссионные спектры TTS напоминают спектр солнечной хромосферы, наблюдаемой во время затмений. Это сходство производило настолько сильное впечатление, что на протяжении 30 лет интерпретация эмиссионного спектра TTS происходила только в рамках представлений об аномально высокой хромосфериой активности молодых звезд малой массы.3 Для этого имелись вполне резонные теоретичекие предпосылки. Действительно, светимость, глубина конвективных зон и угловая скорость осевого вращения молодых звезд малой массы гораздо больше чем у Солнца, поэтому процесс генера ции магнитных полей и нагрев надфотосферных слоев у этих объектов должен быть гораздо более мощным по сравнению с солнечным - см. [41, 112] и приведенные там ссылки. Истечение вещества с темпом потери массы Mw Ю-7 М0/год (по оценке [215]), обнаруженное у TTS с наиболее интенсивными эмиссионными линиями, вполне вписывалось в эту картину в рамках аналогии с солнечным ветром. Даже явления аккреционного типа, наблюдавшиеся у некоторых TTS, 4 вначале не вызывали особых сомнений в справедливости хромосферно-корональной интерпретации активности, поскольку считалось, что такие явления происходят сравнительно редко: одни полагали, что у этих звезд действительно наблюдается эпизодическое падение остатков протозвездного облака, а другие указывали, что падение вещества со скоростями 100 км/с наблюдается и на Солнце, например, во время т.н. коронального дождя [352, 369].

По определению Хербига, приведенному выше, к классу TTS могли принадлежать лишь звезды поздних спектральных классов. Вначале в число критериев принадлежности к классу TTS включалось требование наличия в спектре звезды сильных (флуоресцентных) линий Fel 4063 и 4132. (Позднее это требование было исключено - подробнее см. [414, 316]). Поскольку у звезд спектрального класса более раннего, чем примерно F5, все железо в фотосфере ионизовано, то именно этот спектральный класс стали считать "верхней температурной границей" TTS. Между тем, резонно было ожидать существования молодых звезд и более ранних спектральных классов. Первый список кандидатов на эту роль был опубликован Хербигом в 1960 г. [160]: он содержал около 30 звезд спектральных классов А и В, которые располагались неподалеку от темных туманностей и имели в спектре широкую и яркую эмиссионную линию HQ. Позднее этот список постоянно пополнялся и пересматривался, и на сегодняшний день известно около 300 молодых звезд раннего спектрального класса, которые теперь принято называть Ае/Ве звездами Хербига.

В некоторых отношениях Ае/Ве звезды Хербига напоминают звезды типа Т Тельца - для них, например, также характерна сильная переменность и истечение вещества, - однако имеются и значительные отличия, в частности, до сих пор ни у одной из Ае/Ве звезд не было обнаружено магнитного поля [354]. По-видимому, это связано с тем, что, как раз, у звезд спектрального класса более раннего, чем F5 отсутствуют поверхностные конвективные зоны. Это обстоятельство было осознано еще Хербигом [161], поэтому с самого начала предполагалось, что модель хромосферной активности не применима для Ае/Ве звезд.

Однако и для TTS попытки количественного объяснения эмиссионного спектра в рамках хромосферной модели столкнулись с серьезными трудностями. Еще в 1970 г. Хербиг предположил, что из-за большей мощности источников нагрева инверсия температуры в атмосферах TTS начинается в более плотных слоях по сравнению с Солнцем [162]. Ввиду отсутствия информации о том, как меняется мощность источников нагрева вдоль хромосферы, в работах [81, 64, 32] выбирали различные законы изменения температуры с высотой в плоском гидростатически равновесном слое, и для этих распределений рассчитывали спектр излучения хромосферы. Модели поз воляли воспроизвести наблюдаемую интенсивность в линиях и континууме, но расчетные профили наиболее интенсивных линий при этом качественно отличались от тех, которые наблюдались у звезд с мощной эмиссией: в отличие от наблюдаемых они имели глубокий центральный провал, обусловленный самопоглощением. Позднее стало ясно, что для наиболее активных звезд наблюдаемые профили не удается воспроизвести даже предположив, что уже в нижней хромосфере начинается формирование звездного ветра [65].

Вопрос о природе ветра TTS также оказался весьма нетривиальным. Судя по протяженности абсорбционных компонент линий бальмеровской серии, максимальная скорость газа в ветре TTS 300 км/с. Если разгон вещества происходит за счет градиента газового давления, то температура в области формирования ветра должна превышать 106 К [405]. Чтобы объяснить, как при столь высоких температурах могут формироваться линии водорода, мы предположили, что в коронах TTS в результате тепловой неустойчивости образуются холодные (Т 104 К) облака [349]. Кстати, впоследствии было показано, что совокупность таких облаков позволяет объяснить наблюдаемые особенности профилей линий водорода [136]. Оказалось, что для возникновения тепловой неустойчивости необходима столь высокая плотность в основании корон молодых звезд, что рентгеновская светимость TTS должна превышать их светимость в оптическом диапазоне (L ю33-34 эрг/с).

Наблюдения со спутника НЕАО-В показали, что рентгеновская светимость TTS в диапазоне 0.5-4.5 кэВ, на самом деле, как минимум, на три порядка меньше величины, необходимой в модели [349]. Более того, у звезд с наиболее сильной эмиссией в линиях водорода ренгеновское излучение, вообще, не удалось зарегистрировать [120, 109]. Этот факт мог быть связан с тем, что рентгеновские кванты поглощаются веществом ветра [327], и чтобы проверить эту возможность мы предложили искать в оптических спектрах TTS т.н. корональные линии, т.е. запрещенные линии вы-сокоионизованных элементов, которые образуются в горячей плазме при переходах между уровнями термов основной конфигурации.

Поиск корональных линий [FeXIV] 5303 и [FeX] 6376 в спектрах нескольких активных TTS дал отрицательный результат [121, 122, 218], причем для звезды RU Lup было получено очень жесткое ограничение на верхний предел эквивалентной ширины (EW) указанных линий: до 20 тА. Между тем, наблюдения со спутника IUE показали, что светимость RU Lup в линии СIV 1550, которая считалась индикатором уровня хромосферной активности, почти на пять порядков выше, чем у Солнца [350]. Отсюда следовало, что наблюдаемую у наиболее активных TTS эмиссию в линиях и континнуме нельзя объяснить в рамках простой аналогии с активностью солнечного типа [382, 383]. Кстати, 15 лет спустя по спектрам, полученным на телескопе VLT, для RU Lup нам удалось еще на порядок понизить значение верхнего предела EW корональных линий, что полностью исключило гипотезу о наличии мощной короны у этой звезды - см. раздел И.2 диссертации.

Когда стало ясно, что мощных корон у TTS нет, появились публикации, в которых предполагалось, что ускорение ветра до скоростей 300 км/с обусловлено давлением магнитогидродинамических (МГД) волн, генерируемых конвективной зоной [85, 150]. Однако в [217] на примере звезды RU Lup было показано, что в моделях такого типа ветер должен быть холодным (Т 20.000 К), откуда следовало, что наличие мощного

МГД-ветра нельзя совместить с наличием мощной горячей хромосферы. 5

К середине 80-х годов постепенно сложилось понимание того, что объяснение активности TTS в рамках хромосферно-корональной активности сталкивается с трудностями только для наиболее активных звезд этого типа. Особую роль тут сыграла работа Коэна и Куй [76], в которой впервые на основе однородного наблюдательного материала были изучены свойства более ста TTS из области звездообразования Таи-Аиг в оптическом и ИК диапазоне. В частности, Коэн и Куй нашли, что максимум в распределении исследованных звезд по спектральным классам приходится на класс К7, а наиболее сильной эмиссионной линией в спектре TTS является линия На. Было показано, что имеется сильная корреляция между эквивалентной шириной линии HQ и интенсивностью вуалирующего континуума, а также величиной избыточной эмиссии в ближнем УФ и ИК диапазонах. Оказалось, что чем больше величина W#Q у звезды, тем разнообразнее набор эмиссионных линий, наблюдаемых в ее спектре и тем больше поток в каждой из этих линий. Таким образом, было показано, что величина W#a может служить количественным индикатором уровня активности TTS. В частности, у TTS с W#Q 5 — 10 А, как правило, единственной эмиссионной линией в диапазоне от 4000 до 7000 А была сама HQ, а избыточная эмиссия в континууме, практически, отсутствовала - по предложению C.Bertout [41], эту группу звезд стали называть Weak Line Т Tauri Stars (WTTS). По сути дела, спектры WTTS в оптическом и ближнем ИК диапазоне не отличаются от спектров звезд главной последовательности с активными хромосферами: у них линия HQ также часто о наблюдается в эмиссии и имеет эквивалентную ширину 10 А. У многих WTTS, наряду с хаотическими, были обнаружены периодические колебания блеска с характерным значением периода 3 суток [53, 54, 41,168, 357,358, 276]. Анализ изменений цвета и спектров показал, что периодичность объясняется наличием на поверхности WTTS холодных (Г Tef) пятен, которые могут занимать свыше 20 % поверхности звезды и при этом, в отличие от пятен на Солнце, располагаются в околонолярных областях [275, 283, 313, 314]. У WTTS неоднократно наблюдались кратковременные вспышки в оптическом диапазоне, а у некоторых из них - и всплески нетеплового радиоизлучения, как и у Солнца во время вспышек, но на несколько порядков большей мощности [110, 332, 112].

Совокупность вышеперечисленных фактов дала основание C.Bertout в 1989 г. предположить, что механизм активности у WTTS такой же, как и у звезд с активными хромосферами, т.е. обусловлен в конечном итоге, наличием у молодых звезд малой массы конвективных зон [41]. Наблюдения, выполненные в последующие годы, подтвердили эту точку зрения, хотя стало ясно, что во многих отношениях проявления активности у WTTS не только количественно, но и качественно отличаются от тех, что наблюдаются у звезд главной последовательности и/или звезд типа RS CVn - подробнее см. [112, 113, 115].

В том же обзоре C.Bertout впервые предложил называть TTS, у которых W#a 5 — 10 А, классическими звездами Т Тельца (CTTS). В отличие от звезд типа Т Тельца со слабыми линиями, у CTTS наблюдается развитый эмиссионный спектр в оптическом диапазоне, а также избыточная, т.е. дополнительная к фотосферной эмиссия в ближнем ИК диапазоне, причем вариации блеска в оптической и ближней ИК областях спектра происходят, как правило, квазисинхронно [177, 202, 130]. Это дало основание предположить, что ИК избытки обусловлены излучением пыли с температурой 1000 К, которая находится от звезды на расстояниях, сравнимых с ее радиусом. Судя по распределению энергии в континууме в интервале длин воли от 1 до 10 мкм, оптическая толща пылевых оболочек CTTS должна быть достаточно велика. Согласовать этот вывод со сравнительно малой величиной экстинкции в оптическом диапазоне - как правило, для CTTS Ay lm (см. раздел Ш.1 диссертации) - можно лишь в том случае, если пылевая оболочка имеет сильно уплощенную, дискообразную форму [152, 261]. Наличие у многих CTTS заметной поляризации также можно было объяснить рассеянием излучения звезды на тонком пылевом диске [262, 31]. Существенно, что степень линейной поляризации у CTTS сильно коррелирует с величиной ИК избытка [30]. Учитывая эти обстоятельства, C.Bertout предположил, что причиной активности CTTS является аккреция вещества окружающего их (протопланетного) диска.

Образование дисков вокруг молодых звезд является ожидаемым результатом коллапса вращающихся протозвездных облаков - это понимали еще Кант и Лаплас, обратившие внимание на то, что орбиты планет Солнечной системы лежат почти в одной плоскости (исторический аспект проблемы подробно описан в [408, 414, 316]). Расчеты показывают, что конечным результатом сжатия облака с массой 1 М© и с угловым моментом, меньшим некоторого критического значения Jcr 1052 гсм2/с должна быть молодая звезда,окруженная газопылевым (протопланетным) диском -см. [155, 47] и приведенные там ссылки. Если же угловой момент облака превышает критическое значение, то облако, по-видимому, распадается на отдельные фрагменты, порождая двойную или кратную систему.

Точное значение величины JCT определить очень трудно, поскольку для этого требуются трехмерные МГД-расчеты, в которых должны учитываться большое число химических реакций, от которых зависит функция охлаждения, и влияние излучения протозвезды на степень ионизации газа - от этого зависит степень вмороженности газа в магнитное поле. Дополнительная сложность состоит в том, что для расчетов нужна информация о турбулентности, а также величине и структуре магнитного поля протозвездных облаков, которую очень трудно получить из наблюдений - подробнее см. [155, 47, 238].

В отличие от WTTS, в оптических спектрах CTTS, как правило, наблюдаются запрещенные линии О I, S И, а у некоторых звезд и N И. В 1983 г. авторы [180] показали, что в большинстве случаев профили этих линий имеют двухпиковую структуру, причем один из пиков смещен в коротковолновую область спектра, а максимум второго имеет ту же лучевую скорость, что и фотосферные линии. В тот же год R.Mundt и J.Fried на снимках, полученных в узкополосных фильтрах, центрированных на линиях На и/или [SII] 6730, обнаружили у нескольких звезд джеты - узконаправленные, скорей всего, биполярные струи газа, которые разлетаются от звезды со скоростью 300 км/с [258]. Выражение "скорей всего" использовано здесь не случайно: достаточно часто наблюдается лишь одна из струй, а вторая экранируется остатками газо-пылевого протозвездного облака и/или диском - это объяснение асимметричности профилей запрещенных линий было предложено уже в работе [180] (см. также

[11, 99]). Кстати, в конце 90-х годов были найдены молодые звезды, у которых виден лишь удаляющийся от нас джет. Степень коллимации джетов CTTS очень велика: среднее значение "угла раствора" (jet s opening angle) 10° — 15°.

Исследуя область звездообразования Tau-Aur в радиолинии молекулы СО (Л = 2.G мм), J.Bally и C.Lada [24] в том же 1983 г. обнаружили у нескольких молодых звезд истечение холодного (Т 30 — 100 К) газа со скоростью 10 — 30 км/с, которое получило название СО-потоков. Разлет молекулярного газа также имеет биполярный характер, но степень коллимации холодного ветра гораздо меньше, чем у джетов. Скорей всего, СО-потоки - это результат взаимодействия джетов с остатками протозвездного облака [284]. Как и джеты, СО-потоки никогда не наблюдались у WTTS.

К началу 80-х годов биполярные сильно коллимированные джеты были обнаружены у различных типов астрономических объектов (SS 433, активные галактики и т.п.), относительно которых предполагалось, что их активность обусловлена дисковой аккрецией. Поэтому открытие биполярного истечения у молодых звезд стали считать весомым (хотя и косвенным!) наблюдательным аргументом в пользу существования протопланетных аккреционных дисков.

Между тем, еще в 1974 г. D.Lynden-Bell и J.Pringle опубликовали работу [245], в которой впервые активность звезд типа Т Тельца связывалась с аккрецией вещества протопланетного диска. В [245] предполагалось, что аккреционный диск доходит до поверхности звезды, скорость вращения которой на экваторе много меньше кепле-ровской. По этой причине на внутренней границе диска возникает тонкий (Дг С Я ) пограничный (турбулентный) слой, в котором происходит торможение газа и высвечивание его избыточной кинетической энергии. В этот период еще не было оснований сомневаться в справедливости хромосферной модели активности TTS, поэтому долгое время идея Линден-Белла и Прингла оставалась невостребованной. Были даже предложены две альтернативные аккреционные модели:

1) В 1976 г. R.UIrich предположил, что молодые звезды окружены протяженной (г ;§ І? ) вращающейся оболочкой, которая представляет собой остатки протозвездного облака. По мнению автора, эмиссия в линиях и континууме у TTS формируется в ударной волне, которая возникает в экваториальной плоскости системы (но не на звезде!), где сталкиваются потоки газа, падающего из областей над и под экваториальной плоскостью [319].

2) В 1980 г. В.П.Гринин предположил, что в случае DF Таи ЭМИССИЯ в ЛИНИЯХ образуется в протяженной оболочке звезды, а "голубой" вуалирующий континуум - результат аккреции вещества околозвездной оболочки [360]. При этом Гринин напрямую не связывал процесс аккреции с протопланетным диском, однако высказал гипотезу, что отчасти переменность блеска DF Таи может быть обусловлена затмением звезды газо-пылевыми сгустками.

Впервые модель Линден-Белла и Прингла применили для объяснения ИК спектров TTS L.Hartman и S.Kenyon в 1987 г. [152]. Они предположили, что спектр TTS в диапазоне А 1 мкм обусловлен излучением диска, нагрев вещества которого происходит как за счет выделения аккреционной энергии, так и в результате поглощения излучения звезды+ пограничного слоя. Оказалось, что такая модель позволяет воспроизвести наблюдаемые спектры TTS с большой величиной ИК избытка, если

предположить, что поверхность диска более изогнута (и перехватывает больше излучения от центрального источника), чем в модели тонкого диска Шакуры-Сюняева [297] - подробнее см. стр.32 диссертации.

В 1988 и 1989 гг. были опубликованы две работы [40, 26], в которых был рассчитан спектр излучения аккреционного диска F\(\) с учетом вклада пограничного слоя, что позволило авторам сравнивать расчеты с наблюдениями нескольких CTTS в диапазоне длин волн от 0.1 до 100 мкм. Наблюдаемые значения F\ в разных спектральных диапазонах, использованные в [40, 26], были получены не одновременно, поэтому небольшие отличия расчетного спектра от наблюдаемого можно было объяснить переменностью. Это позволило авторам сделать вывод, что модель аккреционного диска с пограничным слоем позволяет объяснить наблюдаемое распределение энергии в непрерывном спектре CTTS. Характерный темп акреции Мас для исследованных звезд оказался 10 7 М0/год.

Однако авторы [40] (C.Bertout, G.Basri и J.Bouvier) не ограничились этим заключением и отметили, что данная модель нуждается в усовершенствовании, поскольку предполагает аксиальную симметрию излучающей области, что не позволяет объяснить ряд явлений, наблюдаемых у CTTS. Отметим лишь два из них.

1) У нескольких CTTS были обнаружены периодические вариации блеска, которые проще всего было объяснить наличием на поверхности этих звезд горячих (Т Tef) пятен, ориентация которых относительно наблюдателя меняется при вращении звезды. (В отличие от WTTS, у которых наблюдаются лишь холодные пятна!) Этот факт не удавалось объяснить, если эмиссия в континууме у этих звезд формируется в пограничном слое.

2) Профили многих эмиссионных линий в спектрах CTTS имеют асимметричную форму. При этом особое внимание авторы [40] обращали на звезды типа YY Огі, у которых наблюдалось падение вещества со скоростью, близкой к второй космической

В [40] высказали предположение, что причиной асимметрии аккреции является магнитное поле звезды, при условии, что магнитная ось наклонена к оси вращения. Обсуждая спектр звезды DF Таи, авторы предположили, что магнитное поле дипольного типа с напряженностью 1 кГс не позволит диску подойти к звезде на расстояние 3 — 5 Л . На внутренней границе вещество диска вмораживается в силовые линии магнитного поля и соскальзывает вдоль них к звезде. Под действием сил тяготения газ ускоряется до скорости Voo и высвечивает набранную кинетическую энергию при столкновении с поверхностью звезды, порождая горячее пятно. Последние два предложения [40] звучат, поистине, пророчески: "Eventually the effects of magnetic fields must be faced, particularly since disk material descending on stars known to be quite active magnetically. It is clear that disk accretion on T Tauri stars is an idea whose time has come."

Пару лет спустя M.Camenzind [69] более детально рассмотрел процесс взаимодействия дипольного магнитного поля молодой звезды с аккреционным диском, в ситуации, когда ось диполя совпадает с осью вращения. Было показано, что в этом случае падающий на звезду газ (магнитосферное течение) имеет форму воронки с тонкими стенками (аккреционная воронка), откуда следовало, что горячее пятно на поверхности звезды должно иметь форму узкого сферического пояса, локализован ного в области промежуточных широт (см. также нашу работу [129]). Был также сделан важный вывод о том, что аккреция должна сопровождаться истечением вещества из областей диска, непосредственно прилегающих к его внутренней границе.

Следует упомянуть еще одну трудность модели аккреционного диска с пограничным слоем: при Мас Ю-7 М0/год аккреция успевает раскрутить молодую звезду с М MQ до скорости, близкой к предельной за время, много меньшее, чем типичный возраст CTTS (tcrrs Ю6 лет) [95], тогда как наблюдаемые скорости вращения этих звезд на порядок меньше. Основываясь на модели, которую в 1979 г. предложили P.Ghosh и F.Lamb [126, 127], A.Konigl [206] на уровне оценок показал следующее: если у CTTS имеется дипольное поле с напряженностью 1 — 3 кГс, то сравнительно быстро (t tcrrs) устанавливается состояние, при котором передаваемый звезде угловой момент будет равен нулю. Согласно [126, 127], это возможно за счет того, что часть силовых линий магнитного поля звезды будет сцеплена с диском за радиусом коротации, что приведет к тормозящему эффекту, компенсирующему раскрутку звезды.

Заметим, что Konigl не доказал, а лишь предположил, что соответствующая топология поля может быть достигнута. Более того, недавно появившиеся трехмерные МГД-расчеты аккреции на наклонный диполь при условиях, ожидаемых в случае CTTS, не подтверждают эту идею: согласно [286, 287], аккреция должна раскручивать CTTS. Таким образом, вопрос об эволюции углового момента молодых звезд малой массы остается пока нерешенным. Между тем, было найдено, что в области звездообразования Tau-Aur [56] CTTS в среднем вращаются вокруг оси вдвое медленней, чем WTTS, а в других областях различие в скоростях вращения CTTS и WTTS, практически, не заметно - см. [156] и приведенные там ссылки.

В той же работе [206] Кенигл высказал идею о том, что при магнитосферной аккреции торможение газа происходит в ударной волне и попытался оценить параметры газа, падающего на CTTS. На основании оценок он пришел к выводу, что область перед фронтом ударной волны (УВ) имеет большую оптическую толщу в континууме. Это означало, что источником эмиссионного континуума CTTS является фотосфера УВ, которая располагается перед фронтом. Позднее мной было показано, что это заключение ошибочно [224], однако это не меняло основного вывода [206] о том, что излучение аккреционной ударной волны (АУВ), в принципе, позволяет объяснить наблюдаемые свойства эмиссионного спектра CTTS.

Нельзя сказать, что модель магнитосферной аккреции сразу же стала популярной среди исследователей молодых звезд, однако в 90-х годах накапливалось все больше и больше наблюдений, ее подтверждающих. В результате, к концу XX в. идея о том, что, в отличие от WTTS, активность CTTS обусловлена дисковой аккрецией на звезды, обладающие сильным магнитным полем, стала общепринятой. (Если не ошибаюсь, последняя работа, в которой эмиссионный спектр CTTS интерпретировался в рамках модели усиленной хромосферной активности, была опубликована в 2000 г. [79].)

Значительную роль в этом сыграли наблюдения в диапазоне длин волн от 1 до 3000 мкм, которые, в конечном итоге, позволили непосредственно "увидеть" диски вокруг молодых звезд, т.е. получить их изображения - см. обзор [251] и приведенные там ссылки. Широко известны изображения дисков вокруг молодых звезд в туман ности Ориона, полученные с Космического телескопа: диски здесь выглядят, как темные силуэты на светлом фоне туманности [269, 270]. Типичные размеры дисков 100 а.е., а массы - от 3 • 10_3 до 0.1 М0 [272, 251]. Интерферометрические наблюдения в линиях молекулы СО позволили показать, что на масштабах десятка а.е. диски вращаются по кеплеровскому закону [96, 140, 97, 139, 98].

Пылевые диски довольно часто наблюдаются и у WTTS [272], однако, в отличие от CTTS, внутренняя граница этих дисков расположена сравнительно далеко от звезды (на это указывает отсутствие ИК избытков в области от 1 до 3 мкм), а, во-вторых, судя по отсутствию излучения в молекулах СО, в них содержится мало газа. Это значит, что газ из дисков WTTS либо уже диссипировал, либо успел аккумулироваться в (прото)планеты, и диски WTTS из аккреционных превратились в пассивные. Пока до конца не ясно, почему при одинаковом возрасте и массе одни молодые звезды имеют аккреционные диски, а другие - нет.

Частота встречаемости двойных и кратных систем среди TTS примерно такая же, как и у звезд главной последовательности аналогичных масс. Аккреционные диски обнаружены и у компонент двойных систем, расстояние между которыми превышает 0.5 а.е. [248]. Обнаружено также несколько достаточно тесных (в том смысле, что расстояние между компонентами 3 а.е.) двойных систем, которые окружены общим (circumbinary) диском. За последние десять лет были выполнены многочисленные расчеты, описывающие процесс динамического (приливного) взаимодействия компонент системы с аккреционными дисками и формирование планет в дисках одиночных и двойных систем - см. обзор [244] и приведенные там ссылки.

В конце 90-х годов удалось измерить величину магнитного поля у нескольких CTTS и WTTS: у всех исследованных звезд средняя величина поля оказалась 2 кГс [27, 138, 192, 193, 194], причем последние исследования показывают, что структура поля CTTS на уровне фотосферы, скорей всего, заметно отличается от дипольной [194, 305, 411, 235]. Для звезды ВР Таи были получены данные, показывающие, что эмиссия в линии Не I 5876 образуется в газе, который падает на звезду вдоль силовых линий магнитного поля [188].

За последние 15 лет были получены сотни спектров CTTS в видимой области, что позволило обнаружить признаки аккреции и истечения практически у всех исследованных звезд - см. [146, 100, 186, 281, 219, 259, 4, 265] и приведенные там ссылки. Особый интерес представляет долговременный спектральный мониторинг отдельных звезд, однако подобного рода исследований пока очень мало [130, 186, 277, 57]. Оказалось, что для CTTS характерны не строго периодические изменения потоков и профилей эмиссионных линий, а квазициклические вариации, и пока не понятно, какова причина этого явления. У этих звезд отсутствуют также и строго периодические вариации блеска, которых естественно ожидать в модели наклонного ротатора: в различные сезоны могут наблюдаться различные значения периодов, а иногда периодичность пропадает вовсе, как, например, у самой Т Таи [359]. Отметим в этой связи, что у некоторых CTTS, которые мы видим почти с экватора, наблюдались вариации блеска, обусловленные затмением звезды пылевыми облаками - см., например, [423, 276, 57].

В работах [259, 260] была рассчитана интенсивность излучения падающего на звезду газа в некоторых эмиссионных линиях оптического диапазона в предполо жении о том, что падающий на звезду газ нагревается, главным образом, за счет сжатия, а не рентгеновским и УФ излучением АУВ. На мой взгляд, основной результат этих работ - демонстрация возможности воспроизвести наблюдаемую интенсивность эмиссионных линий, в частности, линий бальмеровской серии водорода, в рамках магнитосферной модели. Однако рассматривать эти расчеты, как настоящую количественную модель нельзя, ввиду большого числа упрощающих задачу предположений, многие из которых весьма спорны - см. раздел III.4 диссертации. В этой связи следует упомянуть о публикациях [33, 35], в которых утверждается, что у ряда линий оптического диапазона профили состоят из двух компонент: узкой и широкой, которые по разному меняются с течением времени. По мнению авторов, это значит, что эмиссия в линиях формируется в двух различных областях, однако пока нет возможности однозначно решить, насколько справедлив этот вывод и что это за области. Есть также основание полагать, что и эмиссионный континуум в диапазоне длин волн короче 1800 А, также образуется не в той области, где формируется более длинноволновая эмиссия в непрерывном спектре [164, 377] - этот вопрос рассмотрен в третьей главе диссертации.

Можно назвать три основных причины, по которым при изучении аккреции и истечении вещества в случае CTTS особый интерес представляет область длин волн от 912 до 3000 А.

1) Большинство CTTS имеют спектральный класс К или М, поэтому вкладом их фотосфер в наблюдаемый спектр при Л 3000 А можно, как правило, пренебречь. Таким образом, в этом диапазоне можно исследовать излучение, обусловленное процессом аккреции, практически в чистом виде.

2) В этом диапазоне имеется множество резонансных линий ионов наиболее обильных элементов с зарядом до Z = +6, что позволяет исследовать высокотемпературные области аккрецируемого и/или истекающего вещества. Для сравнения отметим, что в оптическом спектре CTTS к числу "высокотемпературных" можно отнести только линии Неї и Hell 4686, которые, однако, являются субординатными.

3) В область длин волн от 912 до 3000 А попадает много резонансных линий нейтральных атомов наиболее обильных элементов, а также линии молекул Нг, что позволяет исследовать газ с температурой всего несколько тысяч градусов.

Результаты наблюдений CTTS в УФ диапазоне будут подробно описаны в третьей и четвертой главе диссертации. Поэтому здесь мы лишь отметим, что чем больше эквивалентная ширина линии HQ превышает пороговое значение 5-10 А, тем больший вклад в УФ излучение звезды вносит излучение аккрецируемого газа по сравнению с газом хромосферы, а при W#Q 20 — 30 А вкладом хромосферной составляющей, по-видимому, можно пренебречь [190].

Если эмиссия CTTS в видимом, ПК и УФ диапазоне так или иначе связана с процессом аккреции, то ситуация с рентгеновским излученим не столь однозначна. Уже первые наблюдения молодых звезд со спутника НЕАО-В обнаружили, что их спектр в диапазоне 0.5-4.5 кэВ напоминает излучение плазмы с температурой 107 К [120, 109]. Эта величина существенно превышает температуру, до которой может нагреться газ за фронтом аккреционной ударной волны CTTS, поэтому рентгеновское излучение молодых звезд с самого начала связывали с проявлениями активности солнечного типа. Анализ данных, полученных со спутников ROSAT и ASCA, в целом,

подтвердил этот вывод [72, 197, 312], однако нельзя исключить, что излучение АУВ вносит заметный вклад в диапазоне энергий 0.5 — 0.7 кэВ - см. раздел ИЛ диссертации. Рентгеновские наблюдения позволили обнаружить множество молодых звезд, глубоко погруженных в темные облака и из-за этого очень слабых - большинство из них принадлежит к типу WTTS.

После запуска спутников CHANDRA и XMM-NEWTON объем информации о характере рентгеновского излучения звезд типа Т Тельца резко вырос. К сожалению, из-за сравнительно низкой светимости в рентгеновском диапазоне, все TTS, за исключением TW Нуа, наблюдались лишь в режиме низкого разрешения. По этой причине полученная информация пока используется лишь для статистических выводов. В частности, из наблюдений 1075 TTS туманости Ориона в [113] нашли, что рентгеновская светимость TTS в диапазоне 0.5 — 8 кэВ Lx сильно коррелирует с их болометрической светимостью Lboi, причем среднее отношение \g(Lx/Lbol) — —3.8 для звезд с массами от 0.7 до 2 М0 примерно на порядок меньше т.н. уровня насыщения для аналогичных звезд главной последовательности. Среднее значение Lx 2 • 1030 эрг/с. У звезд с массой свыше 2 М0 интенсивность рентгеновского излучения резко падает с ростом массы. Оказалось, что интенсивность рентгеновского излучения, по-видимому, не зависит от наличия у звезды аккреционного диска, а точнее от того, имеется ли у звезды избыточное излучения в ИК диапазоне.

Наиболее интересным мне представляется то обстоятельство, что у исследованных звезд величина Lx слабо растет (!) с ростом периода осевого вращения PTOt от 0.4 до 20 суток, тогда как у звезд главной последовательности ситуация диаметрально противоположная, а у TTS в области звездообразования Tau-Aur между величинами Lx и Prot имеется слабая, но положительная корреляция [312].

Мониторинг 43 TTS на временном интервале около суток показал, что у звезд Орионовой туманности с массой порядка солнечной и возрастом менее 1 млн. лет вспышки происходят примерно в 300 раз чаще, а их средняя энергия в 30 раз больше, чем у наиболее мощных солнечных вспышек [114]. Светимость наблюдавшихся вспышек в момент максимума варьировалась в интервале 29.0 \gLx 31.5, а общая продолжительность - от 0.5 до 12 часов. На основании этих данных в [114] сделан вывод, что наблюдаемые проявления активности CTTS в оптическом и УФ диапазоне нельзя объяснить суперпозицией многочисленных хромосферно-корональных вспышек.

На основании указанных фактов был сделан вывод, что основная доля рентгеновского излучения звезд Т Тельца обусловлена хромосферно-корональной активностью, однако механизм генерации магнитного поля у молодых звезд, по-видимому, качественно иной, чем у звезд главной последовательности. (Об этом же свидетельствует и наличие у WTTS огромных холодных пятен, которые располагаются в полярных областях - см. выше.) Каков именно этот механизм, пока не ясно, поэтому любая достоверная информация о величине и структуре магнитного поля TTS имеет весьма важное значение.

Моделирование аккреции требует трехмерных МГД расчетов, поскольку магнитная ось у CTTS, по-видимому, сильно наклонена к оси вращения звезды. Результаты первых расчетов такого типа [286, 287] показывают, что если магнитное поле звезды - диполыюе, то даже при малых углах между осями аккреционная воронка теряет

осевую симметрию и превращается, как минимум, на две плотные струи, которые падают на звезду вблизи магнитных полюсов. Ситуация может оказаться качественно иной, если магнитное поле звезды существенно отличается от дипольного, а это, как было отмечено выше, представляется вполне возможным.

Первые расчеты структуры, а затем и спектра излучения АУВ [227, 67] были выполнены семь лет спустя после того, как Konigl [206] высказал идею о том, что эмиссионный спектр CTTS в оптическом и УФ диапазонах обусловлен излучением АУВ. Авторы [67] сосредоточились на расчете спектра эмиссионного континуума, а в моей работе основное внимание уделялось излучению АУВ в линиях "высокотемпературных" ионов, т.е. ионов с зарядом Z +1. Последующее сравнение расчетов с наблюдениями показало, что континуум и "высокотемпературные" линии, в частности линия СIV 1550, по-видимому, образуются в различных областях - этот вопрос подробно рассматривается в третьей главе диссертации.

Когда стало ясно, что источником активности CTTS служит дисковая аккреция пришлось пересмотреть вопрос о том, откуда происходит истечение вещества у этих звезд. До того предполагалось, что ветер "дует" с поверхности звезды, и определяли его параметры, считая, что вся эмиссия в линиях, которые использовались для диагностики (HI, Call, Nal и т.п.), образуется в ветре. Поскольку выяснилось, что существенная, если не основная, доля эмиссии в этих линиях может формироваться в магнитосфере, стало ясно, что прежние оценки темпа потери массы у CTTS сильно завышены. Кроме того, наблюдения показали, что имеет место корреляция между диагностиками ветра (светимостью в запрещенных линиях, например) и аккреции (например, величиной ИК избытка) [76, 63]. Обнаружение джетов окончательно утвердило теоретиков во мнении, что истечение вещества у CTTS происходит с поверхности аккреционного диска.

Анализ спектров CTTS, полученных с длинной щелью, позволил установить, что компоненты профилей запрещенных линий и линии На, смещенные в синюю, а у некоторых звезд и в красную область спектра, образуются в джете, который направлен в нашу или соответственно в противоположную сторону, а область формирования центрального (VT — 0) пика имеет угловой размер 1", что соответствует линейному размеру 10 а.е. [171, 172, 173, 103]. Джет, как непрерывная структура, обычно, имеет протяженность lj 1017 см. и ширину 1015 см. - эту часть джета часто называют микроджетом. Внутри микроджета имеются отдельные уплотнения, которые выглядят, как компактные эмиссионные туманности - некоторые из них обнаружили G.Herbigo и G.Haro еще в начале 50-х годов [158, 147], поэтому эти образования называют объектами Хербига-Аро. Однако большинство объектов Хербига-Аро наблюдается за пределами микроджета: они образуют вытянутую вдоль направления микроджета цепочку отдельных образований, на первый взгляд, не связанных друг с другом.

Большинство объектов Хербига-Аро имеет неправильную форму, однако самые удаленные от центральной звезды объекты, как правило, имеют форму дуги, которая представляет собой ударную волну, возникающую при столкновении джета с остатками протозвездного облака. По-видимому, и "внутренние" уплотнения в джете порождаются ударными волнами, которые образуются в результате взаимодействия джета с окружающей средой, однако пока нет единого мнения, каков конкретный механизм, приводящий к возникновению этих ударных волн - см. обзор [103] и приведенные там ссылки. Нет сомнений, что объекты Хербига-Аро - нестационарные образования: с течением времени они удаляются от звезды, перемещаясь вдоль оси джета со скоростью 100 км/с, и за время порядка нескольких лет меняют свою форму. Наблюдалось полное исчезновение отдельных объектов и появление новых [103]. Эти факты, скорей всего, свидетельствуют о сильной нестационарности ветра CTTS на временных интервалах 10-100 лет. Изображения, полученные с помощью HST, показывают, что джеты ориентированы перпендекулярно плоскости диска CTTS.

Весьма нетривиальным оказался вопрос о физических условиях в джете. В середине 90-х годов было найдено, что электронная концентрация в джете выше, чем можно было бы ожидать при наблюдаемом значении температуры, т.е. газ джета избыточно ионизован. По мере удаления от звезды Ne меняется по закону Ne ос 1/г и приближается к равновесному значению. Это свидетельствует о том, что газ в основании джета был по какой-то причине сильно ионизован, затем быстро остыл до температуры ниже 10.000 К, и его дальнейшее движение происходит в режиме свободной рекомбинации, которая идет медленней, чем остывание [22, 23]. Длина микроджетов, по-видимому, и определяется рекомбинационной длиной Vj/aHNe, где Vj 300 км/с - скорость газа в джете, ая — 2 • 10 13 см3/с [271] - коэффициент рекомбинации водорода, a JVe 300 см-3 - значение электронной концентрации, ниже которой интенсивность излучения газа становится настолько малой, что джет становится практически невидимым. Поэтому при г lj наблюдаются только объекты Хербига-Аро, которые представляют собой газ, сжатый в ударной волне. Причина нарушения ионизационного равновесия газа в основании джета не известна, равно как и расстояние от звезды, с которого начинается режим свободной рекомбинации: угловое разрешение современных телескопов позволяет лишь заключить, что это расстояние меньше 10 а.е. [103].

Из сказанного, в частности, следует, что начиная с какого-то расстояния от звезды газ в джете должен быть почти нейтральным. Между тем, применяемые к дже-там методы диагностики позволяют уверенно находить лишь величину Ne, а полная плотность газа определяется весьма неуверенно. Это значит, что оценка темпа потери массы в джете - от 3 • 10 10 до Ю-8 М0/год [103] - столь же неопределенна. Отсюда возникает две тесно связанные проблемы. Во-первых, не ясно, хватает ли заключенного в джетах импульса MjVj для объяснения наблюдаемой интенсивности холодного СО-ветра CTTS. (Кстати сказать, темп потери массы в виде молекулярного ветра также определяется не слишком уверенно, поскольку оценка этой величины зависит от относительного обилия молекул СО в истекающем газе, которое плохо известно [284]). Во-вторых, остается открытым вопрос о том, весь ли дисковый ветер CTTS коллимируется в джет. Я полагаю, что в пользу отрицательного ответа на этот вопрос нет достаточно убедительных аргументов. Во всяком случае, таким аргументом не может быть сравнение темпов истечения Mw, полученных по линиям водорода и Nal D, с величиной Mj : как отмечалось выше, имеющиеся в литературе оценки Мш, скорей всего, завышены, а оценки Mj, наоборот, могут оказаться сильно заниженными, если степень ионизации газа в джете меньше обычно предполагаемого значения 0.1 - см. раздел IV.6 диссертации.

Сегодня считается общепринятым, что у CTTS истечение происходит с поверх ности 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 поля звезды в формировании ветра - см. обзоры [299, 207]. В зависимости от этого, в этих моделях существенным образом отличается размер области диска Ri, из которой происходит истечение: например, в модели магнитосферного Х-ветра [299] Ri 10 — 20 і?», а в моделях "протяженного ветра" Ri может быть на полтора-два порядка больше [207, 123]. Однако все модели предсказывают, что вещество истекает из диска под 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 все модели дискового ветра - феноменологические, т.е. содержат набор свободных параметров, от которых зависит форма линий тока, а также распределение температуры и плотности в ветре. Поэтому вопросы о размере области диска, из которой "дует" ветер, и о расстоянии, на котором происходит коллимация ветра в джет остаются пока открытыми из-за дефицита наблюдательных данных - эти проблемы рассматриваются в разделе IV.6 диссертации.

Современное состояние проблемы активности CTTS можно, на мой взгляд, охарактеризовать следующим образом. Высказанная в конце 80-х годов гипотеза о том, что активность этих объектов обусловлена дисковой аккрецией на замагниченные молодые звезды на качественном уровне подтверждена многочисленными наблюдениями. Уверенность в справедливости этой гипотезы настолько велика, что выражения "классические звезды типа Т Тельца" и "молодые (замагниченные) звезды с аккреционными дисками" все чаще и чаще употребляются, как синонимы. Однако первые попытки количественно объяснить эмиссионный спектр CTTS в рамках модели магнитосферной аккреции, предпринятые в последние 5-6 лет, показали, что, на самом деле, мы очень мало знаем о том, как именно у этих звезд происходит аккреция и истечение вещества.

Ситуация с Ае/Ве-звездами Хербига еще более неопределенна: хотя у этих звезд были обнаружены диски, до сих пор нет уверенности, что эти диски являются аккреционными - см. [407] и приведенные там ссылки. В любом случае, ввиду отсутствия у них магнитного поля, магнитосферная модель к этим звездам, заведомо, не применима, поэтому в диссертации мы о Ае/Ве-звездах Хербига говорить не будем.

Цель работы, ее актуальность, научная новизна, выносимые на защиту результаты и список публикаций

Цель работы - количественная интерпретация спектров CTTS в рамках модели маг-нитосферной аккреции на основе расчетов спектра излучения аккреционной ударной волны, а также оценка физических и кинематических параметров дискового ветра этих звезд.

Актуальность работы.

Сейчас почти никто не сомневается, что феномен CTTS обусловлен магнитосфер-ной аккрецией вещества газо-пылевого диска, окружающего молодые звезды малой массы. Однако до сих пор нет единого мнения о том, где именно у CTTS возникает эмиссия в континууме и линиях различных атомов и ионов, непонятно, где формируется рентгеновское излучение этих звезд. Практически не изучен вопрос о кинематике и физических условиях газа в магнитосфере CTTS, равно как и о геометрии магнитного поля молодых звезд. Непонятно, почему, несмотря на приток углового момента, обусловленного аккрецией, CTTS, в среднем, вращаются медленней, чем WTTS - молодые звезды того же возраста и массы, у которых аккреция отсутствует. Для решения этих проблем необходимо количественное сопоставление наблюдений с теоретическими моделями, которые описывают кинематику и спектр излучения аккрецируемого газа. В диссертации приведены результаты количественного сопоставления с наблюдениями результатов расчета спектра излучения АУВ в линиях ионов с зарядом Z +1.

Хорошо известно, что из окрестностей CTTS происходит истечение вещества, которое на расстояниях свыше 10 а.е. от звезды наблюдается в виде биполярных дже-тов. Почти нет сомнений в том, что истечение вещества происходит с поверхности аккреционного диска, однако не известен ни размер области диска, из которой "дует" ветер, ни расстояние от звезды, на котором происходит коллимация ветра в джет. До сих пор не ясно, все ли вещество дискового ветра коллимируется в джет, спорным является вопрос о темпе потери массы и величине углового момента, уносимого ветром. Некоторые из этих вопросов также рассматриваются в диссертации, и, я надеюсь, что полученные результаты позволят приблизиться к решению указанных проблем и наложить нетривиальные ограничения на класс моделей и/или их свободные параметры.

Научная новизна.

Впервые рассчитана структура ударной волны для физической ситуации, соответствующей аккреции вещества протопланетного диска на молодые звезды малой массы, т.е. для CTTS. Впервые рассчитан спектр излучения этой волны в рентгеновском диапазоне, в наиболее интенсивных резонансных линиях УФ (АЛ 1000-3000 А), а также оптического (корональные линии железа) диапазона. Впервые проведено сопоставление результатов этих расчетов спектра АУВ с наблюдениями, главным образом, с наблюдениями, которые были выполнены со спутников ШЕ, ROSAT и Космического телескопа. При этом мной и моими соавторами были проанализированы почти все УФ спектры CTTS, появившиеся в открытом доступе архива Космического телескопа к середине 2002 г., которых насчитывалось около 70 штук. Из журнальных статей, в которых к началу 2004 г. опубликованы результаты анализа HST-спектров CTTS, десять написаны мной и моими соавторами.

Из анализа впервые была получена качественно новая информация о кинематике газа в магнитосфере и дисковом ветре CTTS, на основе которой, в частности, сделан принципиально новый вывод о том, что, по крайней мере, у исследованных звезд основная масса аккрецируемого вещества падает на звезду под малым углом к поверхности. Впервые предложены две альтернативных схемы, при которых возможен такой характер аккреции. Впервые также получена информация о возможных аномалиях кривой межзвездной экстинкции вблизи 2200 А в направлении на область звездообразования Tau-Aur.

Научная и практическая значимость полученных результатов определяется возможностью их применения для количественной интерпретации наблюдений индивидуальных CTTS. Особый интерес в этой связи представляет использование результатов расчета спектра АУВ в комбинации с недавно появившимися численными ЗБ-моделями аккреции на замагниченную звезду [204, 287]. Количественные оценки параметров истекающего газа, полученные нами из наблюдений звезды TW Нуа, позволят наложить существенные ограничения на феноменологические модели дискового ветра молодых звезд. Изучение характера межзвездной экстинкции в направлении на область звездообразования Tau-Aur позволит не только восстановить истинное распределение энергии в УФ континууме CTTS, но и глубже понять физические процессы, происходящие в окрестностях молодых звезд.

В соответствии со сказанным, результаты изложенных в диссертации исследований могут быть использованы во всех научных учреждениях, где изучают проблемы физики межзвездной среды, звездообразования, а также теорию магнитосферной аккреции и дискового ветра.

На защиту выносятся следующие основные положения:

1. Вывод о том, что линии дублетов СIV 1550, NV 1240, О VI 1035 и Si IV 1400, наблюдаемые в спектрах CTTS, образуются в аккреционной ударной волне (АУВ). Интенсивность и профили этих линий зависят как от параметров газа перед фронтом АУВ, так и от геометрии зоны аккреции и ее ориентации относительно наблюдателя. В частности, светимость АУВ в линиях дублета СIV 1550 должна быть порядка несколько процентов от болометрической светимости АУВ. Основой для этих утверждений служат впервые выполненные автором расчеты структуры АУВ CTTS, и рассчитанные на их основе профили и интенсивности вышеуказанных линий.

2. Вывод о том, что наблюдаемое у CTTS отношение светимости в линиях дублета СIV 1550 к аккреционной светимости намного меньше, чем это следует из расчетов автора. Этот факт интерпретируется как указание на то, что основная доля эмиссионного континуума и всей аккреционной светимости CTTS формируется в области, где газ падает на звезду почти по касательной к ее поверхности. Превращение кинетической энергии падающего газа в тепловую и последующее ее высвечивание происходит при этом в турбулентном слое у поверхности звезды.

3. Два альтернативных сценария, позволяющие объяснить наблюдаемый характер аккреции на CTTS: преимущественная аккреция на звезду через диск, который касается поверхности звезды, и чисто магнитосферная аккреция, при которой основная доля вещества падает на звезду почти по касательной к ее поверхности. Обе модели предполагают, что магнитное поле звезды вблизи ее поверхности существенно отличается от дипольного.

4. Вывод о том, что АУВ может быть ответственна лишь за мягкую (Е 1 КэВ) компоненту рентгеновского излучения CTTS. Вывод основан на результатах расчета интенсивности излучения АУВ в рентгеновском диапазоне и в коро-нальных линиях ионов FeX-FeXIV.

5. Вывод о том, что значительная часть наблюдаемого у CTTS излучения в резонансных интеркомбинационных линиях ионов с зарядом +1 формируется вне АУВ, поэтому данные линии нельзя использовать для определения параметров АУВ. Вывод основан на сравнении расчетов автора с наблюдениями, которые были выполнены на Космическом телескопе.

6. Вывод о высокой ( 10% Lboi) светимости CTTS в линии LQ, и необходимости учитывать это обстоятельство при расчете теплового и ионизационного баланса околозвездного газа. Возбуждаемые Ьа-излучением линии Нг у разных CTTS формируются в различных областях: например, у RU Lup - в ударной волне, возникающей при взаимодействии джета с окружающей средой, а у TW Нуа -в атмосфере аккреционного диска.

7. Вывод о характере истечения газа из аккреционных дисков CTTS: а) истечение происходит постоянно, хотя параметры ветра могут заметно меняться с течением времени; б) истекающий газ вначале движется почти вдоль диска, а коллимация ветра в джет начинается лишь после того, как скорость ветра достигает величины, близкой к конечной.

8. Вывод о том, что наблюдаемые особенности кривых блеска двойных CTTS DF Таи и GW Ori - результат динамического взаимодействия спутника с аккреционным диском. В случае DF Таи - это диск вокруг главной компоненты, а в случае GW Ori - внешний диск, внутри которого находится система.

Аппробация результатов. Результаты исследований, изложенные в диссертации, докладывались и обсуждались на научных семинарах в ГАИШ МГУ, ИКИ РАН, ИНАСАН, ФИАН, ГАО РАН, САО РАН, в Обсерватории Каподимонте (Неаполь, Италия) и Обсерватории Арчетри (Флоренция, Италия), а также на математическом факультете университета Комплутенсе (Мадрид, Испания) и в институте Астрофизики им. Макса Планка (Гейдельберг, Германия).

Излагаемые в диссертации результаты были опубликованы в 1989-2004 гг. в 30 статьях рецензируемых журналов (из них 10 без соавторов):

1. Ламзин С.А., Линия Hell 4686 как индикатор природы эмиссионных областей звезд Т Тельца, АЖ 66, 1330-1334 (1989)

2. Гомес де Кастро А.И., Ламзин С.А., Шацкий Н.И.,Профили линий ионов с высоким потенциалом ионизации и природа эмиссионных областей звезд Т Тельца, АЖ 71, 609-617 (1994)

3. Курт В.Г., Ламзин С.А., О линии La в спектрах молодых звезд, АЖ 72, 364-366 (1995)

4. Lamzin S.A., On the structure of the accretion shock wave in the case of young stars, A&A 295, L20-L22 (1995)

5. Giovannelli F., Vittone A., Rossi C, Errico L., Bisnovatyi-Kogan G.S., Kurt V.G., Lamzin S.A., Larionov M., Sheffer E.K., Sidorenkov V.N., Multifrequency monitoring of RU Lupi: I. Observations, A&A Suppl. 114, 341-361 (1995)

6. Lamzin S.A., Bisnovatyi-Kogan G.S., Errico L., Giovannelli F., Katysheva N.A., Rossi C., Vittone A., Multifrequency monitoring of RU Lupi: II. The Model, A&A 306, 877-891 (1996)

7. Эррико Л., Ламзин С.А., Теодорани М., Виттоне А.А., Джиованнелли Ф., Росси К., Возможно ли наблюдать излучение пограничного слоя фуоров?, Письма в АЖ 23, 687-692 (1997)

8. Ламзин С.А., Структура ударной волны в случае аккреции на молодые звезды малой массы, АЖ 75, 367-382 (1998)

9. Ламзин С.А., Гомес де Кастро А.И., Относительная интенсивность интеркомбинационных линий в УФ спектрах звезд типа Т Тельца, Письма в АЖ 24, 862-867 (1998)

10. Шевченко B.C., Гранкин К.Н., Мельников С.Ю., Ламзин С.А., Квазиалголь GW Ori. Природа затмений и оценка масс компонентов, Письма в АЖ 25, 505-511 (1998)

11. Ламзин С.А., О рентгеновском излучении звезд типа Т Тельца, связанном с аккреционной ударной волной, Письма в АЖ 25, 505-512 (1999)

12. Gomez de Castro A.I., Lamzin S.A., Accretion shocks in T Tauri stars. Diagnosis via semiforbidden UV lines ratio., MNRAS 304, L41-L45 (1999)

13. Errico L., Lamzin S.A., Vittone A.A., UV spectra of T Tauri stars from Hubble Space Telescope: RWAur, A&A 357, 951-956 (2000)

14. Ламзин С.А., Профили интеркомбинационных линий в УФ спектрах звезд Т Тельца и анализ формы аккреционной зоны, АЖ 77, 373-383 (2000)

15. Ламзин С.А., Анализ УФ спектров звезд типа Т Тельца, полученных с космического телескопа: RU hup, Письма в АЖ 26, 273-281 (2000)

16. Ламзин С.А., Анализ УФ спектров звезд типа Т Тельца, полученных с космического телескопа: RY Таи и HD 115043, Письма в АЖ 26, 683-694 (2000)

17. Errico L., Lamzin S.A., Vittone A.A., UV spectra of T Tauri stars from the HST and IUE satellites: BP Таи, A&A 377, 557-565 (2001)

18. Lamzin S.A., Stempels H.C., Piskunov N.E., Formation of FeX-FeXIV coronal lines in the accretion shock of T Tauri stars, A&A 369, 965-970 (2001)

19. Lamzin S.A., Melnikov S.Yu., Grankin K.N., Ezhkova O.V., A possible dependence of DF Tau s photometric activity on the relative orbital positions of binary components, A&A 372, 922-924 (2001)

20. Ламзин С.А., Виттоне А.А., Эррико Л., Анализ УФ спектров звезд Т Тельца, полученных с космического телескопа и спутника IUE: DF Таи, Письма в АЖ

27, 363-375 (2001)

21. Lamzin S.A., UV spectra of T Таи stars from Hubble Space Telescope, Astron. & Astrphys. Trans. 20, 215-219 (2001)

22. Кравцова А.С., Ламзин С.А., Анализ УФ спектров звезд типа Т Тельца, полученных с Космического Телескопа и спутника IUE: DR Таи, Письма в АЖ

28, 748-763 (2002)

23. 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 АЖ, 28, 928-935 (2002)

24. Кравцова А.С., Ламзин С.А., Особенности распределения энергии в УФ континууме звезд типа Т Тельца, Письма в АЖ 29, 692-700 (2003)

25. Smirnov D.A., Fabrika S.N., Lamzin S.A., Valyavin G.G., Possible detection of of a magnetic field in T Таи, A&A 401, 1057-1061 (2003)

26. Ламзин С.А., Расчет профилей резонансных линий ионов СIV, NV, О VI и Si IV, образующихся в аккреционной ударной волне звезд типа Т Тельца. Плоский слой, АЖ 80, 542-555 (2003)

27. Ламзин С.А., Расчет профилей линий дублета СIV 1550 в аккреционной ударной волне звезд типа Т Тельца: случай аксиально симметричной радиальной аккреции, АЖ 80, 589-600 (2003)

28. Смирнов Д.А., Ламзин С.А., Фабрика С.Н., Измерение продольной компоненты напряженности магнитного поля FU Ori, Письма в АЖ, 29, 300-304 (2003)

29. Смирнов Д.А., Ламзин С.А., Фабрика С.Н., Чунтонов Г.А., О возможной переменности магнитного поля Т Таи, Письма в АЖ 30, 506-510 (2004)

30. Ламзин С.А., Кравцова А.С, Романова М.М., Баталья Ч., Кинематика и параметры газа в окрестности TW Нуа, Письма в АЖ 30, 460-475 (2004)

В работах, написанных с соавторами, мой вклад был не меньшим, чем других соавторов.

Результаты исследований, представленных в диссертации, были также опубликованы в печатном или электронном виде в монографиях и материалах конференций, на которых они докладывались:

1. Ламзин С.А., Звезды типа Т Тельца, Переменные Звезды 22, 885-889 (1988)

2. Giovannelli F., Rossi С, Covino Е., Errico L., Vittone A.A., Bisnovatyi-Kogan G.S., Kurt V.G., Sheffer E.K., Lamzin S.A., RU Lupi: simultaneous multifrequency five years monitoring, In A Decade of UV Astronomy with IUE, ESA SP-281, v.2, p.101-103 (1988)

3. Giovannelli F., Rossi C., Errico L., Vittone A.A., Bisnovatyi-Kogan G.S., Kurt V.G., Lamzin S.A., Sheffer E.K., Multifrequency monitoring of RU Lupi: observational results and a model, In Catalano S., Stauffer J.R. (eds), In Angular momentum evolution of young stars, Kluwer Academic Publishers, NATO ASI Conf. Ser. v.340, p.97-99 (1991)

4. Lamzin S.A., Hell 4686 line profile and the nature of hot regions of T Tauri stars, In Structure and emission properties of accretion disks, Proc. of IAU Coll. 129, Eds Bertout C. et.al., Paris, France, p.461-462 (1991)

5. Сурдин В.Г., Ламзин С.А., Протозвезды: где, как и когда образуются звезды, ее. 1-191., М., Наука (1992)

6. Lamzin S.A., Giovannelli F., Rossi С, Errico L., Vittone A.A., Bisnovatyi-Kogan G.S., Kurt V.G., Sheffer E.K., Observational constrains on collimation mechanisms in RU Lupi, In Errico L., Vittone A. (eds), In Stellar jets and bipolar outflows, Kluwer Academic Publishers, Dordrecht, p.115-118 (1993)

7. Lamzin S.A., The nature of hot regions of young stars, In The Nature and Evolutionary Status of Herbig Ae/Be stars PASP Conf. Ser. v.62, eds. The P.S, Perez M.R., van den Heuvel P.J., p.231-232 (1994)

8. Lamzin S.A., Periodical light variations of T Tauri stars as a result of disk accretion, Astrophys. Sp. Sci. 224, 211-214 (1995)

9. Lamzin S.A., On the possible role of CTTS s La line emission in the acceleration and excitation of circumstellar matter, In Proc. of the Conference "Disks and outflows in young stars", Eds. Beckwith S., Staude J., Ouetz A. & Natta A., Springer-Verlag Hedelberg, Berlin, New-York, CD-ROM (1995)

10. Lamzin S.A., The structure of the shock wave in the case of an accretion onto low mass young stars, Astrophys. Sp. Sci. 261, 137-140 (1998)

11. Lamzin S.A., Teodorani M., Errico L. et al., Is it possible to observe radiation from FUORs boundary lasyer, Astrophys. Sp. Sci. 261, 145-147 (1998) 12. Lamzin S., Shevchenko V., Grankin K., Melnikov S., On the eclipses in GW Оті double system, Astrophys. Sp. Sci. 261, 167-169 (1998)

13. Surdin V.G., Lamzin S.A., Protosterne. Wo, wie und woraus entstehen Sterne?, pp. 1-198, Johan Ambrosius Barth Verlag, Heidelber-Leipzig, Germany (1998)

14. Lamzin S.A., CTTS s accretion shock: theory vs. HST/GHRS and VLT/UVES observations, in "The Origins of stars and planets: the VLT view", ESO Astrophysics Symposia v.XXVII, Eds. Alves J.F., McCaughrean M.J., Springer-Verlag, CD-ROM (2002)

15. Lamzin S.A., Kravtsova A.S., Two-stream accretion model for CTTS, in Proc. of the Conference "Open issues in local star formation", Ouro Preto, Brasil, Astrophys. & Space Sci. Library v.299 CD-ROM (2003)

16. Lamzin S.A., Smirnov D.A., Fabrika S.N., On the structure of magnetic field of T Таи, in Proc. of the Conference "Open issues in local star formation", Ouro Preto, Brasil, Astrophys. & Space Sci. Library v.299 CD-ROM (2003)

В соответствии с Оглавлением, структура содержательной части диссертации такова. Глава I посвящена расчету структуры плоско-параллельной ударной волны. В этой главе описаны постановка задачи, метод решения соответствующей системы уравнений радиационной газодинамики, а также приведены результаты численных расчетов и пояснен их физический смысл. Первый раздел этой главы посвящен изложению анализа наблюдательных данных, полученных при моем участии до середины 90-х годов, на основании которых я пришел к выводу о необходимости расчета структуры и спектра излучения АУВ CTTS.

Во второй главе диссертации приведены результаты расчета профилей и/или интенсивности некоторых линий ионов с зарядом Z +1 в спектре АУВ, которые были выполнены на основе данных, полученных в Главе I. В разделах II.I-II.IV соответственно рассмотрено излучение в рентгеновском диапазоне, в корональных линиях ионов FeX - FeXIV, в резонансных интеркомбинационных линиях, и в наиболее интенсивных линиях Li- и Na-подобных ионов.

Глава III посвящена анализу наблюдений CTTS в УФ диапазоне, которые позволили выявить особенности, общие для всех исследованных звезд. В первом разделе речь идет об оценке величины межзвездной экстинкции Ау в направлении на изученные объекты, которая оказалась систематически меньше величин полученных ранее для тех же звезд из оптических наблюдений. Во втором разделе проводится сравнение расчетных и наблюдаемых отношений светимости в линиях дублета СIV 1550 к полной аккреционной светимости. Показано, что наблюдаемое отношение гораздо меньше расчетного, что интерпретируется, как указание на то, что основная доля аккрецируемого вещества падает на звезду почти по касательной к поверхности. В третьем разделе обсуждаются два сценария, которые могли бы объяснить такой характер аккреции. Наконец, четвертый раздел посвящен роли, которую играет излучение CTTS в линии LQ. В этом же разделе обсуждается вопрос о том, где у CTTS формируется излучение в линиях Н2, которые возбуждаются La-квантами.

Глава IV посвящена анализу наблюдательных данных, которые позволили выявить индивидуальные особенности процесса аккреции и истечения вещества у шести CTTS: ВР Таи, RY Таи, RW Аиг, DF Таи, DR Таи и TW Нуа. В Заключении подводятся итоги исследования и приводятся основные выводы диссертации. Кроме того, в диссертации имеется два приложения, в которые вынесены некоторые математические расчеты, и список цитированной литературы. 

Постановка задачи о расчете структуры АУВ

На сегодняшний день мне известно, как выглядит профиль линии Hell 4686 в спектрах почти двух десятков CTTS - кроме вышеуказанных ссылок см. также [35, 146]. Оказалось, что у всех этих звезд профиль имеет примерно ту же форму, что и в случае DR Таи, хотя профили других линий (бальмеровских, Не I и/или линий УФ диапазона), вообще говоря, сильно отличаются. Поскольку протяженность красного крыла линии Hell 4686 не превышает 100 км/с, можно предположить, что эта линия у CTTS образуется за фронтом АУВ [226]. В частности, в спектре DR Таи протяженность красного крыла ЛИНИИ Не II 4686 примерно в 4 раза меньше, чем у линии СIV 1548 (сравните Рис.И.31 и Рис.1.1), что соответствует отношению скоростей газа до и после фронта УВ. (Не следует, впрочем, забывать, что профили этих двух линий наблюдались в разное время.)

К началу 90-х годов единственным источником информации о спектрах CTTS в области длин волн короче 3000 А были спектры, полученные со спутника IUE. Подавляющее большинство этих спектров было получено с разрешением 6 А, поскольку интенсивность излучения CTTS в этом диапазоне сравнительно мала. Несмотря на это, мы попробовали использовать попавшие в наше распоряжение ШЕ-спектры "высокого" (R 30.000) разрешения звезд DR Tau, Т Таи, RU Lup и TW Нуа, чтобы исследовать профили линий высокотемпературных ионов [355]. Спектры имели низкое отношение сигнал/шум, тем не менее, мы сочли возможным сделать вывод о смещении профилей линий дублетов СIV 1550 и Si IV 1400 в длинноволновую область спектра. На левой панели Рис.1.2, в качестве примера, приведен участок ШЕ-спектра TW Нуа в районе линии СIV 1548 (8 января 1983 г.), [355].

Этот профиль существенно отличается по форме от профиля той же линии в HST Еще в 1977 г. было найдено, что в оптическом спектре GQ Lup только у линии Hell 4686 центроид профиля смещен в красную область спектра [9], но тогда на этот факт не обратили внимания.

Профили линии СIV 1548 в спектре TW Нуа, наблюдавшиеся со спутника IUE (левая панель) и с HST (правая панель). Оба спектра сглажены по 4 точкам. По оси ординат отложен поток в единицах 10 14 эрг/с/см2/А. Подробности в тексте. спектрах всех наблюдавшихся CTTS, включая и TW Нуа - см. правую панель Рис.1.2, на которой приведен HST/STIS-спектр этой звезды, полученный 7 мая 2000 г. [170]. Это обстоятельство вызывает сомнение в достоверности информации, полученной нами из IUE-спектров, среди которых, кстати, спектр TW Нуа имел наибольшее отношение сигнал/шум. С другой стороны, формальных оснований для сомнений, вроде бы, нет, да и наблюдавшееся число профилей линии СIV 1548 в HST-спектрах CTTS едва превышает десяток.

Так или иначе, но в свое время вывод о смещении профилей линий высокотемпературных ионов в красную область спектра явился для нас существенным аргументом в пользу аккреционной модели. После этого мы попытались на полукачественном уровне интерпретировать в рамках магнитосферной модели результаты кооперативных наблюдений звезды RU Lup, которые проводились на протяжении 80-х годов в широком спектральном диапазоне (от радио до рентгена) [128, 221, 130]. Первые результаты наблюдений и их интерпретация в рамках короиальной модели представлены в моей кандидатской диссертации [383], в которой сделан вывод о том, что если корональная модель применима к RU Lup, то структура хромосферы этой звезды должна кардинально отличаться от солнечной.

Звезда RU Lup - одна из наиболее активных среди CTTS: эквивалентная ширина линии HQ в ее спектре временами превышает 200 А, а интенсивность вуалирующего континуума у нее столь велика, что на спектрах с дисперсией свыше 50 А/мм фото-сферные линии, вообще, не видны - см. [165, 130] и приведенные там ссылки. Наши наблюдения показали, что для RU Lup характерна сильная переменность во всех спектральных диапазонах, поэтому основное достоинство этих наблюдений в том, что в ряде случаев удалось наблюдать звезду в разных спектральных диапазонах практически одновременно - см. Табл.1 в [130] и Рис. 1.3.

В частности, 27 и 30 июня 1986 г. почти одновременно звезда наблюдалась со спутника ШЕ и в полосах фильтров U,B,V,R,I,J,H,K,L и М, т.е. в интервале длин волн от 0.1 до 5 мкм. 23 июля 1984 г. и 17 марта 1985 г. звезда наблюдалась со спутника ШЕ и в ренгеновском диапазоне (2-6 кэВ) со спутника АСТРОН [401], впрочем, для рентгеновского потока был получен лишь верхний предел: F Ю-11 эрг/с/см2. В июле 1985 г. параллельно со спектральными и фотометрическими наблюдениями в

Распределение энергии в спектре RU Lup, полученное из (квази) одновременных наблюдений в разных спектральных диапазонах.

оптическом и ИК диапазоне, RU Lup наблюдалась на радиотелескопе РАТАН-600, в результате чего был получен верхний предел потока от звезды 10 mJy на Л = 7.6 см. Насколько я знаю, до сих пор лишь для АА Таи удалось выполнить наблюдения, одновременно охватывающие сравнимый по ширине спектральный диапазон [57].

Сейчас, 10 лет спустя после публикации итогов наблюдений RU Lup [130], наиболее интересными для понимания природы активности звезды представляются следующие результаты.

Более половины энергии RU Lup излучает в ИК диапазоне (Л 1 мкм). При этом Глава I. Расчет структуры аккреционной ударной волны 30 интенсивность излучения звезды в интервале от 0.1 до 5 мкм меняется практически синхронно, что свидетельствует о едином источнике излучения в этом диапазоне. В частности, отсюда следует, что ИК избыток RU Lup не связан с наличием у звезды близкого холодного спутника, как это имеет место в случае некоторых CTTS [248].

При повышении яркости звезда становится голубее (см. также [177]). Эквивалентная ширина линий оптического и УФ диапазона меняется с изменением яркости, следовательно, переменность обусловлена изменением физических условий в излучающей области, а не затмениями звезды пылевыми фрагментами, как полагали [119].

Усредненный по времени поток с единицы поверхности RU Lup в линиях высокозарядных ионов, например, СIV 1550, примерно в 3 104 раз превышает солнечный, и примерно в 30 раз - от наиболее активных звезд с ярко выраженной хромосферной активностью, к числу которых относится и WTTS АВ Dor с возрастом 30 млн. лет [135]. Судя по Рис.1.4, в диапазоне от 1230 до 3000 Л интегральные потоки в эмиссионных линиях и континууме коррелируют, однако при повышении яркости звезды относительный вклад линий в УФ часть спектра становится меньше

Быстрые и вековые вариации рентгеновского излучения АУВ

Что касается рентгеновского излучения с Е 1 кэВ, то в этом диапазоне у молодых звезд наблюдаются как явления, связанные со вспышечной активностью, так и постоянная составляющая. В частности, у звезды DoAr 21 в течение всех 10 часов наблюдений присутствовало излучение с температурой Тх 2 107 К, интенсивность которого практически не менялась [209]. Поскольку у CTTS гравитационный потенциал меньше чем у Солнца, длительное существование областей с Т 107 К свидетельствует о том, что высокотемпературная плазма у этих объектов удерживается от разлета петлеобразными силовыми линиями магнитного поля. Пока не ясно, идет ли речь о совокупности многих мелкомасштабных образований, подобно тому как это имеет место на Солнце, или горячая плазма сосредоточена в области вблизи магнитного экватора, будучи ограничена замкнутыми силовыми линиями крупномасштабного поля звезды. Отсутствие у CTTS явно выраженной корреляции между светимостью в рентгеновском диапазоне и скоростью осевого вращения [111, 267] заставляет нас предпочесть вторую возможность - см. также [198].

Наличие областей с корональной температурой, не связанных с ударной волной, ставит вопрос о возможности вклада этих активных образований в эмиссионный спектр оптического и УФ диапазонов. Известно, однако, что светимость молодых звезд в рентгеновском диапазоне в сотни раз меньше чем можно было бы предположить исходя из аналогии с верхней атмосферой Солнца и наблюдаемой светимостью в линиях УФ диапазона, например, С IV 1550 А [120, 328]. Поэтому либо в активных областях зависимость меры эмиссии от температуры кардинально отличается от солнечной, либо вкладом этих образований в УФ излучение можно пренебречь.

Далее в диссертации будет показано, что судя по профилям, УФ линии "высокотемпературных ионов", в основном, формируются в областях, где скорость движения газа существенно превышает скорость звука, т.е. заведомо не в гидростатически равновесной хромосфере. Что же касается линий оптического диапазона, то чтобы заведомо исключить вклад звездного ветра, имеет смысл анализировать лишь линии гелия. Имеется один пример, показывающий, что интенсивность линий Неї не коррелирует с рентгеновской светимостью: эквивалентная ширина линии Неї 5876 в спектре ВР Таи в шесть раз меньше, чем в спектре DD Таи, которая имеет примерно тот же спектральный класс [76], но рентгеновская светимость ВР Таи на порядок выше, чем у DD Таи [315]. Дефицит наблюдательных данных не позволяет сказать, насколько этот пример типичен и не связан ли он с переменностью. Вместе с тем, было бы странно, если бы вклад хромосферы был бы велик именно в оптических линиях гелия, но мал в УФ линииях других ионов, которые имеют сходный потенциал ионизации - см. ниже.

Хотя бы из-за того, что относительное обилие ионов в АУВ не является однозначной функцией температуры - см. стр.53 Расчет спектра излучения аккреционной ударной волны 67 На основании сказанного я полагаю, что доминируя в рентгеновском диапазоне при Е 1 кэВ, активные образования вносят пренебрежимо малый вклад в линейчатую эмиссию оптического и УФ диапазонов.

Быстрые и вековые вариации рентгеновского излучения АУВ

В работе [141] пришли к выводу, что и эмиссионный континуум оптического диапазона не связан с активными областями: проведенные ими синхронные наблюдения ВР Таи в оптическом и рентгеновском диапазонах показали, что наблюдавшаяся в обоих диапазонах переменность не коррелирована. По мнению [141] отсутствие корреляции обусловлено малым вкладом АУВ в излучение с энергией свыше 0.5 кэВ, которое только и наблюдалось у ВР Таи. Отсюда, вроде бы, следует, что у других звезд возможно обнаружить корреляцию между переменностью в оптическом и мягком рентгеновском диапазонах. Но так ли это?

В разделе Ш.2 будет показано, что, скорей всего, основная доля вуалирующего континуума CTTS формируется вне АУВ. Но оказывается, даже если бы эмиссия в континууме возникала в АУВ, корреляции между оптическим и рентгеновским излучением быть не должно, что вытекает из следующих соображений.

Эффективная температура оптического континуума АУВ определяется скоростью падения газа и его плотностью, а светимость еще и площадью поверхности аккреционной зоны 5ас - см. формулы (1.5) и (И.7). Наиболее вероятной причиной изменения темпа аккреции представляется изменение NQ, а не V0 или Sac, однако, оказывается, что от Л ни спектр ни интенсивность рентгеновского излучения почти не зависят! Начнем с того, что спектр излучения зоны охлаждения, характеризуемый набором величин 5Е, практически не зависит от iV0. Поэтому согласно (И.З) зависимость наблюдаемого потока в данном спектральном диапазоне от плотности газа определяется произведением N0 E{ O)- Однако, согласно (II.9), Е( О) ОС 1/iVo, так что, в конечном итоге, J от плотности зависеть почти не должно. И действительно, из Табл.3 видно, что при изменении NQ более чем в 30 раз, наблюдаемая светимость АУВ в рентгеновском диапазоне меняется всего на 10 %. Таким образом, если мягкая часть рентгеновских спектров молодых звезд действительно обусловлена АУВ, то интенсивность излучения в этом диапазоне должна оставаться практически постоянной даже при больших вариациях в оптическом и УФ диапазонах.

Если по той или иной причине плотность падающего газа начнет медленно уменьшаться с течением времени, то вклад излучения АУВ в наблюдаемый спектр звезды как целого также будет падать. Быстрей всего при этом будет уменьшаться интенсивность вуалирующего континуума и линий УФ диапазона, тогда как эмиссионные компоненты линий Ha, Call Н,К и Mgll h,k будут видны еще довольно долго, из-за большого контраста с абсорбционными линиями фотосферы. Интенсивность рентгеновского излучения зоны охлаждения LPx будет также падать, а наблюдаемый поток вначале будет оставаться постоянным, но когда оптическая толща зоны перед фронтом станет достаточно малой для квантов с Е 0.5 кэВ, также начнет уменьшаться.

Характер движения аккрецируемого газа у поверхности звезды

Чтобы продемонстрировать, как будут меняться оценки L и Lac в зависимости от принятого закона экстинкции, мы выполнили аналогичные расчеты для случая Ay = 1.0т и Ry = 5 - полученные результаты также приведены в таблице. Согласно [76], молодые звезды спектрального класса КО имеют Те/ = 5240 К. Это позволило вычислить радиус звезды Д», а также ее массу М (с помощью эволюционных треков Д Антона и Мацителли [83]) и темп аккреции (из соотношения Lac = MacGM /R ). Для всех рассмотренных вариантов эти величины приведены в Табл.14: как и светимость, R и М выражены в солнечных единицах, а Мас - в единицах Ю-7 М0/год.

В [375] мы аналогичным образом оценили параметры звезды RY Таи (спектральный класс К1) при Ay = 0.4т и Ry = 3.1 - эти данные также приведены в Табл.14. Минимальное значение Ау, полученное из оптических наблюдений, отличается от нашей оценки Ауах всего на 0.2т, поэтому мы не исследовали для RY Таи зависимости параметров от величины и характера экстинкции. обнаружили периодические вариации блеска Т Таи с периодом 2.8d, и предположили, что они обусловлены вращательной модуляцией горячего пятна на

Общие закономерности, найденные из анализа УФ спектров CTTS 137 поверхности звезды. Уширение фотосферных линий Т Таи N, связанное с ее осевым вращением г» sin г 20 км/с [153]. Используя эти данные и полученные нами значения радиуса звезды, мы вычислили угол і между осью вращения звезды и лучом зрения, а точнее - нижний предел этой величины, приведенный в последней колонке Табл.14 (в градусах). Видно, что если величина Ау определена нами правильно, то угол і заметно больше, чем полагали до сих пор: і 10 [166]. Интерферометриче-ские наблюдения в ИК диапазоне, выполненные на 5 м. телескопе, по крайней мере, не отвергают такую возможность: согласно [3], наклон оси диска Т Таи N к лучу зрения составляет 29 ±Ц1. Окончательное решение вопроса следует ожидать после наблюдений звезды на интерферометре VLTI.

Таким образом, в случае Т Таи неопределенность 15 % в оценке уровня вуалирования в районе 6000 А приводит к завышению величины Ау примерно на 1т, из-за чего оценка величин L , Lac, R и г меняется в 1.5-2 раза - см. Табл.14. Но если Ау для Т Таи N, действительно, не превышает 0.6т, то приняв Ay = 1.7т, в [145] сильно завысили крутизну спектра вуалирующего континуума в оптическом диапазоне, и, тем самым, его эффективную температуру Тс, которая получилась у них около 11.500 К, что намного превышает величину, полученную [145] для других CTTS. В случае звезд DR Таи и DG Таи, для которых в [145] было получено второе после Т Таи по величине значение Тс ( 8640 К), авторы также принимали значение Ау, превышающее наш верхний предел на 0.3т и 0.8т соответственно. Иными словами, среди CTTS, рассмотренных в [145], наибольшее значение Тс оказалось у звезд, для которых принятое значение Ау заметно превышало полученные нами верхние пределы. Это обстоятельство заставляет заподозрить, что отличие оценок Ау по УФ и оптическим спектрам может быть связано с систематическим завышением величины экстинкции по оптическим спектрам.

Напомним, однако, что наши оценки величины Ayai основаны на наличии "горба" у кривой межзвездной экстинкции в районе 2200 А. Между тем известно, что хотя максимум горба всегда центрирован на А 2175 А, его ширина и амплитуда могут заметно меняться в различных направлениях. Например, по данным [117], в пределах выборки из 45 звезд ширина горба менялась на 25 %, а амплитуда - в три раза, причем наименьшая амплитуда была обнаружена в направлении на звезды, находящиеся в областях недавнего звездообразования. Более того, известно, что в направлении на звезду в Огі горб практически отсутствует [249]. Недавно появились указания на малую амплитуду горба или почти полное его отсутствие и в направлении на звезды в созвездии Тельца [334].

Принято считать, что горб на кривой Ал(Л) обусловлен наличием в межзвездной среде мелких углеродных пылинок, природа которых до сих пор не выяснена. Поэтому пониженную амплитуду горба в направлениях на области звездообразования следует рассматривать, как указание на дефицит мелких пылинок в этих направлениях. Поглощение света в направлении на CTTS, которое мы выше называли "межзвездным", происходит как в межзвездном пространстве (между Землей и областью звездообразования, где находится исследуемая звезда), так и внутри области звез 1 Например, в [254] утверждается, что необходимыми свойствами могут обладать углеводородные (hydrogenated carbons) частицы нанометровых размеров в результате воздействия на них космических лучей и УФ излучения звезд, а также химических реакций с окружающим газом.

RW Aurigae

Возможно, конечная ширина полосы на Рис.IV. 13а, в несколько раз превышающая ошибки наблюдений, обусловлена совместным действием этих двух факторов. Отметим для полноты картины и работу [74]: в ней сообщается о наблюдении в 1995 г. двух шестидневных циклов вариаций блеска, амплитуда которых была одинакова в полосе фильтров В, V и 1с. Авторы предполагают, что это явление было вызвано оптически толстым сгустком крупной пыли, который, частично загораживая звезду, падал на нее по спирали.

В разделе П.4 было показано, что отношение интенсивности компонент дублета С IV 1550, должно лежать в пределах от 1 до 2. Тот факт, что наблюдаемое отношение интенсивностей на 10 % превосходит 2, требует специального обьяснения. Резонно предположить, что это связано либо с поглощением излучения в линии Л 1550.78,

Исследование индивидуальных особенностей некоторых CTTS 182 либо с наложением на линию Л 1548.20 посторонней эмиссионной линии. Однако по внешнему виду профили линий СIV Л 1550 А похожи на профиль субординатной линии Неї А 5876 в спектре звезды [100, 33], поэтому искажения профилей линий СIV должны быть сравнительно малыми. К сожалению, имеющихся данных недостаточно, чтобы выяснить причину различия профилей линий дублета в районе их максимума, которое, собственно, и вносит основной вклад в аномальное отношение их интенсивностей.

Поскольку скорость падающего на DF Таи вещества заведомо меньше 400 км/с, в ударной волне практически не должно быть ионов железа с зарядом более +16. Однако у CTTS наблюдается достаточно интенсивное рентгеновское излучение с энергией 2 КэВ, что свидетельствует о наличии у молодых звезд областей с температурой 107 К, явно не связанных с аккреционной ударной волной. Поэтому интересно получить информацию о мере эмиссии ЕМ = N%U области с температурой 107 К в случае DF Таи, используя для этой цели корональные линии [FeXIX] 1328.90 и [FeXXI] 1354.10.

Предположим, что интересующая нас область однородна, и в ней имеет место корональное (ионизационное) равновесие, причем водород и гелий ионизованы практически полностью. Тогда выражение для светимости в (оптически тонкой) коро-нальной линии можно записать в стандартном виде: - обилие железа; щ - относительная населенность верхнего уровня перехода j -» г; щоп - относительное обилие рассматриваемого иона при т.н. температуре максимального обилия Тт. Для Fe XIX щоп 0.023 при lgTm = 6.9, а для Fe XXI щоп 0.025 при lgTm = 7.0 [17]. Относительная населенность уровней щ была рассчитана в рамках модели пятиуровенного атома при температуре Тт для различных значений электронной концентрации Ne. Необходимые атомные параметры для ионов Fe взяты из [236].

Рассмотрим линию иона [FeXXI] 1354.10. Из расчетов следует, что при lg iVe 13 населенность верхнего уровня этой линии с хорошей точностью аппроксимируется выражением: щ = 1.8 10 14iVe. Поэтому для светимости в рассматриваемой линии получается соотношение: L1354 = 1-5 10 27ЕМ. Исправляя наблюдаемый поток за межзвездное покраснение с Ay = 0.5т и полагая d = 140 пк, получим: ЕМ 4 1069F1354 см"3.

Если (оптически тонкая) линия образуется в гидростатически равновесной области с температурой 107 К, то она должна иметь полную ширину по уровню половин-ной интенсивности FWHM 0.2 А, обусловленную тепловым движением ионов. Поскольку линия [FeXXI] 1354.10 уверенно не выделяется над уровнем шумов, то естественно принять, что F1354 FWHM Зсгс, где тс 5-Ю-15 эрг/с/см2/А- среднеквадратичное отклонение шумовых флуктуации в окрестности линии (см. выше). Тогда получается, что ГШ4 3 Ю-15 эрг/с/см2, и, следовательно, ЕМ(Т = 107 К) 1055 см-3. Аналогичная оценка по линии [FeXIX] 1328.90 приводит к гораздо более высокому верхнему пределу величины ЕМ при почти таком же значении Тт, и потому не представляет интереса.

Согласно [125, 333], амплитуда переменности и интенсивность эмиссиии в линиях у главной компоненты в системе DF Таи гораздо больше, чем у спутника. Поскольку активность CTTS обусловлена аккрецией вещества, это значит, что аккреционный диск у главной компоненты гораздо более мощный, а процесс аккреции - более интенсивный. Естественно ожидать, что при перемещении спутника по сильно вытянутой орбите будет меняться структура аккреционного диска вокруг главной компоненты, что должно как-то влиять на темп аккреции, и сказываться на характере фотометрической переменности DF Таи. В этой связи мы сопоставили вариации блеска DF Таи с относительным положением спутника на орбите [232], основываясь на единственной имеющейся к тому моменту оценке параметров орбиты системы [318].

На верхней панели Рис.ГУ.15 приведена кривая блеска звезды, охватывающая период с 1900 г. по 2000 г. До начала 70-х годов оценки блеска получены по фотопластинкам и взяты из работ [415, 345, 417, 418]. Фотоэлектрические наблюдения в полосе фильтра В в период с конца 50-х до начала 80-х годов взяты из работ [253, 364, 365, 366, 213, 403, 420]. Отчасти фотографические и фотоэлектрические наблюдения перекрываются и показывают хорошее согласие. От начала 80-х годов вплоть до 1997 г. фотоэлектрические оценки блеска взяты из базы данных [169]. Более поздние данные представляют собой результаты неопубликованных наблюдений моих соавторов (К.Гранкина, О.Ежковой и С.Мельникова), выполненных на горе Майданак по программе ROTOR [421].

Кривая блеска DF Таи, построенная по результатам фотографической и фотоэлектрической (в полосе фильтра В) фотометрии (верхняя панель); изменение расстояния между компонентами системы, нормированное на величину большой полуоси (нижняя панель). Подробности в тексте.

Первое, что бросается в глаза - это сильные колебания блеска на протяжении каж Глава IV. Исследование индивидуальных особенностей некоторых CTTS 184

дого из наблюдательных сезонов, что свидетельствует о нестационарном характере аккреции. Имеют место как явления вспышечного характера, так и квазипериодические вариации с характерным временем около 7 суток - см. [74] и приведенные там ссылки. Из рисунка также видно, что на протяжении нескольких лет в районе 1917 г. и 1960 г. амплитуда переменности и средний уровень блеска звезды были заметно выше. Впервые этот факт отметили [417], которые высказали гипотезу о периодическом характере активности DF Таи с периодом 44 года - см. также [413]. Эта величина почти ровно вдвое меньше орбитального периода системы, полученного в [318]: Р = 82 ±12 лет.

Используя параметры [318], мы рассчитали, как должно меняться с течением времени расстояние между компонентами системы - соответствующая кривая, нормированная на величину большой полуоси системы а, приведена на нижней панели Рис.ІУ.Іб. По этим данным, минимальное расстояние между компонентами было в 1900 и 1983 гг. (±11 лет). Сказать что-либо определенное о поведении звезды в начале XX в., вряд ли, возможно, а вот в середине 80-х годов средний уровень и амплитуда колебаний блеска явно имели минимальное значение за всю историю наблюдений. Чтобы более наглядно продемонстрировать характер изменения блеска DF Таи в 80-е годы, на Рис.ІУ.Іб приведены кривые блеска в полосах пропускания фильтров В и V, усредненные по каждому наблюдательному сезону. Видно, что каждая из кривых неплохо аппроксимируется параболой, минимум которой в обоих случаях приходится на июль 1997 г.