Содержание к диссертации
Введение
Глава I. Исследовлние млі нитної о поля в фотосфере и магнитосфере Г Гли
Нлблюдлтельный материал
Обработка наблюдений
Млі пит нос поле Tlau в фотосфере
Наблюдения 1996 г
Наблюдения 2002 г 1.3-3 І Ілблюдения 20031
Млі ни шое поле Т Таи в маї нитосфере
Оценка параметров маї нитного поля ТТаи
Влияние аккреции на точность оценки наблюдаемых величин В и В\\
Оценка пармсіров маї нитної о поля Т Таи в предположении о его дппольном характере
1.6 Обсуждение результатов
Глава И. Магнитное поле в магнитосфере ВР Таи
Наблюдліельньїп материал
Обработка и ре зульт аты П.З Обсуждение
Глава III. Поиск млі нитної о поля у фуора FU Оп Ш.1 Наблюдательный материал Ш.2 Обработ ка и ре зулы аты Ш.З Обсуждение-Заключение Список литературы
Введение к работе
Феномен звезд типа Т Таи
Звезды ішіа Т Тельца (Т Таип stars, TTS) эю молодые звезды с массой < 2МГ и возрастом около 106 - 107 лет, находящиеся на сіадии сжатия к главной последовательное і и Они были выделены в отдельный класс астрофизических объектов еще А Джоем по их характерным эмиссионным спектрам, напоминающим спектр солнечной хромоеферы (Joy, 1945) На диаграмме Герцшпрунга-Рессела звезды типа Т Тельца располагаются справа над главной последовательностью (ГП), обычно в облас їй поздних спектральных классов G-M Различают классические звезды типа Т Тельца (Classical Т Taun Stars, CTTS) и звезды типа Т Тельца со слабыми линиями (Weak Line Т Taun Stars, WTTS)
Сейчас уже никем не оспаривается, что CTTS - это звезды, на которые все еще продолжает падать вещество из образовавшеюся вокруг звезды аккреционною диска Если раньше об аккреционных дисках только догадывались, судя по кос венным признакам, таким, как избыток излучения в ИК диапазоне, ю сегодня их можно напрямую увидеть Впервые и юбражения околозвездных дисков были получены методом интерферометрии в миллиметровом диапазоне (Sargent & Welch, 1993) Также на сеіодпяіпний день есть изображения дисков, полученных с Кос мического телескопа им Хаббла (O'Dell et all, 1993) Именно диски и продолжаю-щажя аккреция ответственна за наблюдаемые елличия CTTS от звезд їлавной последоваїельиости избыточная эмиссия в коніинууме, особен-
но заметная в ИК и УФ диапазонах, а также линейчатый эмиссионный спекгр низкого возбуждения За избыток излучения в ИК дипазоне oi-ветственен аккреционный диск, нагреши ценіральной звездой Причем по форме (пекіра можно заключить, что диск не является пассивным образованием, юлько лишь переизлучающим свет звезды, а активно вза-имодействуег с ней
В оптическом диапазоне в спектрах CTTS можно видеть фотосферное излучение центральной звезды, но его абсорбционные линии менее глубоки, чем у звезд ГП іех же спектральных классов Это связано с тем, что в спектрах CTTS ирисуісівует дополнительный континуум нефото-сферного происхождения, или, как еще называют «вуалирующий континуум» Исследованию эгого явления в оптической части спектра посвящено множество работ (например, Basil, Bataha, 1990) У наиболее ак-іивньїх CTTS излучение вуалирующего континуума может в несколько раз превышать излучение фотосферы, при этом абсорбционные линии почіи исчезают, как, например, в случае DG Таи (Hessman, Guenther, 1997) Иніенсивнос іь добавочною континуума возрастает в коротковолновую область, что указывает на излучение дос іаючно юрячею і аза В УФ часіи спекіра мы видим именно добавочный континуум, учитывая, что звезды поздних спектральных классов, к которым обычно принадлежат CTTS, излучаю і пренебрежимо мало при Л < 3000 А
Эмиссионный спектр CTTS похож на сиекір солнечной хромосферы В он і икр самыми сильными линиями являются линии На и Н,К Call Также присуи івуюі мноючисленные линии Fel, Fell, линии Бальмеров-
(кой серии, Nal, Cal, Неї Харакіерной особешнк іью спектров CTTS являюіся линии Fel 4063, 4132, усиленные флуоресценцией (Joy, 1945, Неї big, 1945) CTTS обычно имеют в спектрах довольно сильные запрещенные линии [SII] и [01], которые образуются в областях малой плотнел їй довольно далеко от звезды УФ часіь спекгра еще более богата эмиссионными линиями
В ближней ИК обласіи наиболее сильны линии триплета Call 8498, 8542, 8602, а также линия Неї 10830 и водородные линии (ерий Пашена и Брекеїа В более далекое ИК излучение основной вклад вносит не (ама звезда, а іазопьілевой диск, окружающий ее (Gurtler et al , 1999)
Характерным свойсівом CTTS является переменность эмиссионною спекіра Обусловлена она обычно изменениями иніенсивности вуалирующею коніинуума, которая может сильно меняться за время порядка сушк и даже часов (Petrov et al, 2001) У некоюрых звезд удалось вы-делиіь период, например, у самой Т Таи (Herlxst et al , 1986), но для большинства CTTS единою периода не нашли. С течением времени меняются и профили линий, и потоки в >тих линиях, и величина вуалирующею коніинуума Здесьуместно вспомнить, что изначально TTS классифицировали как неправильные переменные (Hoffmeister, 1949) Можно выделить три основные физические механизма переменносіи.
Вращательная модуляция звезды с холодными или горячими ияїнами на поверхнос ти
Переменный темп аккреции на звезду
Пері \н иная величина поглощения в направлении на звезду, связанная,
вероятно, с нсреіулярньши заімениями звезды пылевыми облаками
За прошедшие полвека для обьяснения вышеперечисленных наблюдаемых особенностей звезд типа Т Тельца было предложено нес колько моделей, сменявших друг друїа по мере усовершенсівования іеории, с о (поп с юроиы, н получения более качественного наблюдательною материала, с друюй сюроны По современным воззрениям, акіивность CTTS обусловлена управляемой магнитным нолем аккрецией проюпланетною диска на центральную звезду Изучение зтого феномена тесно связано с мсследованием молодых звезд малой массы, но в то же время іеории маїнитосферной аккреции широко применяются при изучении пульсаров (к примеру Ghosh, Lamb, 1979), аккреции на черные дыры в активных ядрах галактик (к примеру Koide et al, 1999) и тп
Для объяснения активности CTTS в рамках модели магнитосферпой аккреции необходимо наличие крупномасштабного магнитного поля с напряженностью ~ 10J Гс И действительно, в недавних исследованиях (Johiis-Krull et al 1999а, 2001, Guenther et al 1999) по зеемановскому уширению фотосферных линий у некоторых CTTS были найдены по-верхносіньїе матнитные поля с напряженностью 1-3 кГс (подробнее о методах измерений магнитных полей CTTS см далее во Введении) Не вызывает сомнения, что подобные сильные магнитные поля играют ключевую роль в поведении аккрецируемого вещества вблизи центральной звезды
Основываясь на моделях изначально разработанных для изучения компакіньїх обьекгов в рентгеновский пульсарах (Ghosh, Lamb 1979)
и предполаїая, чю CTTS имеюі магнитные поля дипольной конфиіу-рации, Camenzind (1990) и Konigl (1991) показали, чю магнитосфера ос іанавливает диск на рассюянии ~ 3 - 5 Л* от иоверхносіи звезды Здесь вещество диска вмораживается в магнитное поле, и далее падаеі на звезду вдоль силовых линий магнитного ноля При этом, характерный темп аккреции составляет от Ю-9 до 10_7Мо в год (Basri & Bertout 1989, Hartigan et al 1995, Gullbnng et al 1998) При падении аккрецирующее вещее іво разгоняеіся до скорое їй ~ 300 км/с, а затем тормозится в ударной волне, при этом нагревается и высвечивает энергию Таким образом, счиїаегея, что наблюдаемая у CTTS эмиссия в линиях и кошинууме обусловлена излучением аккреционной ударной волны (см. например рабо і у Najita et al , 2000) В пользу этой теории говорят протяженные (до 400 км/с) красные крылья линий высокотемпературных ионов, например, СIV
Если эмиссия CTTS в оптическом диапазоне так или иначе связана с процессом аккреции, то ситуация с рентгеновским излучением этих обьекюв не іак однозначна Уже первые наблюдения молодых звезд со спутника НЕАО-В обнаружили, что их спекір в диапазоне 0 5-45 кэВ напоминает излучение плазмы с температурой ~ 107 K(Gahm, 1980, Feigelson et al., 1981). Зіа величина существенно превышает темпера-!}Р>! Л котрой может наїреться газ за фронтом аккреционной ударной волны CTTS, и поэтому ренпеновское излучение молодых звезд с самого начала связывали с проявлениями активности солнечного типа Солнечная хромосферно-корональная активность предполаїает наличие
маїниіньїх полей весьма сложной геометрической структуры Множе-CIBO маїнитньїх «петель» и «арок» просі ирающихся от фоюсферы до короны звезды, удерживают нагретую плазму, а перезамыкание (иловых линий магнитного поля нагревает ее до іемпературьі порядка 108 К Эю позволяет объясниіь происхождение ренпеновского излучения CTTS в диапазоне > 1 кэВ
В ірадиционньїх теориях магнитосферной аккреции предполаїается, чю уиювая скорое іь вращения центральной звезды равна кеплеровской скорости вращения диска в том месте, где диск «обрезается» силовыми линиями магнитного поля В случае CTTS исследователям представля-еіся хорошая возможность провериіь эти теории на практике, ибо многие параметры теории (такие как масса звезды, радиус, скорость вращения, величина магнитного поля и темп аккреции) являются, в принципе, наблюдаемыми (см к примеру Johns-Krull к Gafford, 2002) Komgl (1991), Cameion к Campbell (1993) и Shu et al (1994) аналиіически исследовали взаимодействие дипольною магнитного поля (ось которого совпадает с осью вращения звезды) с аккреционным диском Каждая из )тих іеорий позволят получиіь выражение для напряженности маїниіного поля звезды, как функцию массы, іемпа аккреции, радиуса, периода вращения и набора свободных параметров (подробнее в работе Johns-Knill et al 1999а) Хорошим тестом состоятельности этих теорий является непосредственное измерение магнитных полей CTTS
Уверенность в том, что магнитное поле играеі ключевую роль в эволюции CTTS настолько велика, что выражения «классические звезды Т
Тельца» и «молодые магнитные звезды с аккреционными дисками» все чаще и чаще упоіреблякжя как синонимы Поэтому любая достоверная информация о величине и струкіурс магниіного поля TTS имееі весьма важное значение
Фуиры эю подкласс CTTS, у коюрых наблюдалось увеличение блеска на 4.'"-6'" за время менее десяти лег (Herbig, 1966) Прототипом подкласса являекя FU Оп, вспышка которой произошла в 1936 г По современным воззрениям причиной вспышки является сильное увеличение гемиа аккреции и з дис ка, окружающеі о звезду типа Т Тельца В резуль-гаїе аккреционная светимость становиїся в сотни раз больше светимос ги центральной звезды, поэтому счиїается, что наблюдаемый абсорбционный спекір обьекюв іипа FU Оп (фуоров) - это спектр излучения аккреционною дис ка Магнитное поле CTTS не можег удерживаїь диск со с голь большим темпом аккреции, и после вспышки его внуїренняя граница должна доходить до поверхности звезды - с м Hartmann, Kenyon (1996) и приведенные іам ссылки
Давно извесіно, что линии Бальмеровской серии, а также линии NalD и Call К в спектре FU Оп имеют глубокие и широкие профили іипа Р Cyg, чю свидетельствует о мощном истечение вещества из окрес інос гей звезды Hartmann, Calvet (1995) привели убедиіельньїе доводы в пользу 10Ю, что истечение происходит с иоверхносіи кеплеров-ского диска Наблюдаемый в оптических линиях ветер «дует» из внутренних (Я < 3 х 1012 см) областей аккреционного диска, причем исіека-ющий газ имеет скорое гь Vw ~ 300 км/с, довольно низкую іемперачуру
(Ttl < 6000 К) и высокую плоіность N ~ 1012 - 1013 cm~j (Calvet et al, 1993) Темп поіери массы при этом весьма велик ~ Ю-5 М0/год
Ч гобы обьясни і ь наличие у линий HQ) Na ID, Ca IIК и Mg II h,k -шис-c ионных компонент, D'Angelo et al (2000) предположили, что в основании веіра имеюкя области с инверсией температуры (хромосфера) Анализируя характер изменения формы профилей линий H,v, Nal D и Mgll h,k в спек і ре FU Он Еггко et al (2003) пришли к выводу, то изменение профилей связано с осевым вращением внуїренних обласіей аккреционною диска и дисковою ветра, у которых распределение температуры и ориентация линий тока вещества ветра не имеют осевой симметрии Причиной ас иммеїрии может бьиь взаимодействие около-шездної о вещесіва с млішпным полем звезды, при условии, чю маїниіная ось замсмно наклонена к оси вращения
Таким образом, в случае FU Он магниіное поле може г играть двоякую роль во-первых, силовые линии поля могут играть роль направляющих вдочь которых движется вещество дисковою ветра, а, во-вюрых, магнитное поле звезды может бьиь причиной возникновения асимметрии структуры диска и веіра Поэюму вопрос об обнаружении магнитною поля FU Оп и исследовании его параметров представляется весьма ак-
ГУНМЬНЫМ
До сих пор вопрос о происхождении магнитных полей молодых звезд ос іается 01 крытым Во многих работах анализ акіивньїх процессов ос-новываекя на теории динамо-механизма генерации магнитного поля в конвекіивньїх оболочках (см , например, обзор Bertont, 1990 и приведен-
ные іам ссылки) Также рассматриваекя гипотеза реликт ової о маши і -ною поля (см , например, работу Me&tel, 1967) В ^той гипотезе звездное маїнитное поле рассматривается как остаток (реликт) магниіного поля межзвездной среды Первой предпосылкой теории остаточною магнетизма с мла рабоы Cowling (1945), который показал, что время затухания дипольной моды магнитного поля в звездах с массой М > 1 5 - 2М0 превосходиі характерное время их ядерной эвлюции На этом основании был сделан вывод, чю магнитное поле в звездах можеі быть остатком си -шохи звездообразования
Spitzer (1958) и Mestel (1967) в своих рабспах сформулировали основные положения іеории остаточного магнитного поля При этом, по их оценкам получалось, что для звезды с массой М ~ 2А/0 среднее иоле В ~ 10 Гс, чю на много порядков превьішаеі наблюдаемые значения
С друг ой с юроны, нос ле первых оценок электропроводное т и и эерфек-тивности омической диссипации в межзвездных облаках (Spitzer, 1968, Дудоров, 1977) сложилась прямо противоположная каргина. оказалось, что в процессе звездообразования могут существовать сіадии, на ко-юрых остаточное поле может диссипировать практически полностью Дальнейшее уточнение іипотезьі позволило обойіи и эти ірудности, и в своем современном виде теория остаточного магнитного поля предсказывает магниіньїе поля сравнимые с наблюдаемыми, ге порядка 1 кГс (Дудоров, 1995)
Методики измерения магнитных полей молодых звезд
Практически все методики измерения магнитных полей звезд основаны на -эффекте Зссмана На пракіике широко используются два наблюдаемых проявления ЭЮ10 :)ффекіа
так называемое «зеемановское» уширенис спекіральньїх линий,
круювая поляризация ^-компонентов спектральной линии
В прос тейшей модели спектра магнитной звезды профиль линии можно описсіїь выражением F(X) = Fb(A)*/ + Fq(A)*(1-/), где Fb - спектр формирующийся в областях с магнитным полем, Fq - спектр формирующийся в областях без магнитного поля, / - фактор заполнения, отражающий долю площади занимаемую маїниіньїми областями Необходимо отмеїиіь, чю «магнитный» спектр, Fb, отличается от «немагнитного» не іолько вследс івие зеемановского уширения линий, но также и потому, чю маїниіное поле влияет на параметры звездной атмосферы
В этом случае, можно измерить магниіное поле по его влиянию на эквивалентные ширины спекіральньїх линий В сильных линиях о-компоненіьі, смещаясь к крыльям, усиливают непрозрачность в линии, увеличивая іем самым ее зквиваленіную ширину (Basil et al 1992) Сравнивая наблюдаемый спектр звезды с іеореіическим, можно оценить величину поверхностного магнитного поля Это! меюд іребуег очень
точно знагь ашосферные параметры исследуемой звезды Подчеркнем, чю лої меюддасч нам величину модуля маїниіного поля умноженного на фактор заполнения / (Ваш et al 1992, Guenthei et al 1999)
Измерение величины круговой поляризации спектральных линий по смещению ст-компонент огноеиіельно центральной длины волны являемся, пожалуй, самым «прямым» методом измерения магниіньїх полей звезд, но и эы меюдика имеет некоторые оіраничения Главная особен-носіь состоит в том, чю cr-компоненгы линии поляризованы в противоположных направлениях и направление круговой поляризации каждой из компонеш зависит 01 ориеніации поля Таким образом, на видимой поверхности звезды обласіи с противоположной полярностью мслут «компенсировать» друг друга и измеренная таким образом напряженное іь поля будеї близка к нулю (хороший пример - Солнце, наблюдения ел дельных пя ієн даюі величины поля до трех кГс, в ю время как наблюдения всей поверхносіи целиком даюі величины порядка нескольких іаусс) Относ-иіельное смещение <т-компонент пропорционально усредненной по наблюдаемой поверхности звезды продольной компоненте маг-ниіноіо поля До недавнего времени, Э1им методом магнитное поле у холодных звезд (как молодых, так и звезд главной последовательности) не удавалось обнаружиіь, точнее наблюдения давали лишь верхний предел величины поля (например работы Vogt 1980, Brown & Landstreet 1981, Bona et al 1984) Исключением стало обнаружение значимой круїовой поляризации у некоторых бьісіро вращающихся карликов и звезд типа RS CVn (с м например работу Donati et al , 1997)
Цель работы
Целі» ди( (еріации исследование магниіньїх полей молодых звезд малой массы ил основе спектрополяриметрических наблюдений, выполненных на 6 м іелеекопе CAO РАН В Гл I и II расмаїриваюкя CTTS Т Таи и DP Tan (ооівен івенно, а в Гл III - фуор FU Он
Результаты, выносимые на защиту
1. Р<чулылты измерений средней величины продольной компоненты маїниіною поля В\\ в фотосфере звезды Т Таи, величина которой менялась с іечепием времени в интервале оі ~ 150 ± 30 до 15 ± 30 Гс
Результаты измерений средней величины Бц в магнитенфереТ Таи (в облас ги формирования линии Неї 5876), коюрая менялась с течением времени в диапазоне от 350 до 1100 Гс
Оценки параметров магниіного поля Т Таи в предположении о ею диполыюй конфигурации (Вр ~ 4 кГс, угол между осью вращения звезды и магии і ной осью ~ 85), а также вывод о і ом, чю если утл между о( ыо вращения Т Таи и лучом зрения превышает 10, то поле в (фотосфере Т Таи существенно отличается от дипольного
Впервые полученные оценки величины магнитного поля в диске {В < 300 Гс), дисковом веіре (В < 300 Г() и в области формирования )мис ионной компоненты линии Яа (В < 100 Гс) для фуора FU Он
Все перечисленные пункты определяют также научную новизну ре-зулыаюв Апробация результатов была проведена на конференции молодых ученых «Ломоносов-2003», на конференции по Асірофизике высоких -энергий в Москве «НЕА-2002», на конференции в Бразилии «Open Issues m Local Star Formation» в апреле 2003г, на конференции «Маг-ниіньїе звезды» в CAO РАН в августе 2004 г, и научном семинаре в ФИАНе
Основные результаты работы опубликованы в 4 статьях в журнале «Письма в АЖ» и одной статье в журнале «Astronomy & Astrophysics» В список положений, вынесенных на защиту, включены лишь те резуль-іаіьі и выводы, в коюрых мой вклад был основным или, по крайней мере, равным вкладу других соавторов
Список печатных работ, содержащих основные резульїаіьі диссертации
Smnnov D A , Fabnka S N , Lamzin S A , Valyavin G G , 2003, «РоьыЬк detection of of a magnetic field гп T Таи», A&A 401, 1057-1061
Д А Смирнов С А Ламзин, С H Фабрика, Г А Чунюнов, «О возможной пере менної ran магнитного поля Т Tan», 2004, Письма в АЖ гЗОстр 50G
Смирнов Д А , Ламзин С А , Фабрика С Н , «Измерение продольной компоненты напряженности магнитного поля FU On», 2003, Письма в АЖ Т 29, С 300-304
1 Смирнов Д А , Романова М М , Ламзин С А , «Анализ результатов
измерения магнитного поля Т Таи», 2005, Письма в АЖ т 31 стр 335
Чунюнов ГА , Смирнов Д А , Ламзин С А , «Новые результаты измерений магнитного поля ВР Таи», 2007, Письма в АЖ т 33 стр 43
Ламзин С А Смирнов ДА, Фабрика СН «On the structure of rnaqnetu fidd of T Таи», AphSSLib, Vol 299, Proc of Conf «Open Issues in Local Star Formation» (Brazil, 5-10 April), CD, 2003
Смирнов Д А «Измерение магнитных полей молодых звезд», сборник і езисов докладов конференции «Ломоносов-2003», Физический ф-т МГУ, up 10, 2003
Кравцова А С , Ламзин С А , Смирнов Д А , Фабрика С Н. «Дисковая аккреция на замагниченные молодые звезды», сборник тезисов докладов Всероссийской конференции «Ас грофизика высоких энергий се-юдня и завтра (НЕА-2002)», ИКИ РАН, стр 14, 2002
Похожие диссертации на Исследование магнитных полей молодых звезд малой массы
