Содержание к диссертации
Введение
Глава 1. Наблюдательный материал и методы его обработки . 19
1.1. Спектры среднего разрешения 19
1.2. Спектры высокого разрешения 21
1.3. Особенности обработки спектров среднего разрешения 21
1.4. Методы обработки спектров высокого разрешения 24
1.5. Фотометрия RZ Psc 26
Глава 2. Спектр RZ Psc и его переменность 29
2.1. Введение 29
2.2. Линия лития LiI 6708 A 29
2.3. Спектральная переменность RZ Psc в линиях резонансного дублета NaI. Признаки околозвездного газа 35
2.4. Переменность RZ Psc в линии 44
2.5. Лучевая скорость RZ Psc 44
2.6. Выводы ко второй главе 49
Глава 3. Количественный анализ спектра RZ Psc 52
3.1. Введение 52
3.2. Методика определения параметров RZ Psc 53
3.3. Результаты расчетов 55
3.4. Сравнение с результатами других авторов и обсуждение 62
3.5. Выводы к третьей главе 68
Глава 4. Эволюционный статус RZ Psc и структура ее околозвезд ного диска 69
4.1. Введение 69
4.2. Кинематический возраст RZ Psc 70
4.3. Распределение энергии в спектре RZ Psc 79
4.4. Эволюционный статус RZ Psc и причины наблюдаемых у нее затмений 84
4.5. Выводы к четвертой главе 88
Заключение 90
Литература 94
- Особенности обработки спектров среднего разрешения
- Спектральная переменность RZ Psc в линиях резонансного дублета NaI. Признаки околозвездного газа
- Сравнение с результатами других авторов и обсуждение
- Эволюционный статус RZ Psc и причины наблюдаемых у нее затмений
Введение к работе
Звезда RZ Psc (а = 01 09 42 .05 д = +27 57 01 .95) принадлежит к семейству переменных звезд типа UX Ori. Звезды этого типа были впервые обособлены в отдельную группу в середине ХХ века в работах Гоффмейстера [1], Паренаго [], Венцеля [] и Холопова []. Особенностью, послужившей для выделения этих звезд в отдельное семейство стали наблюдаемые у них глубокие (V ~ 2 — 3т) непериодические ослабления блеска продолжительностью от нескольких дней, до нескольких недель. В настоящее время общепринятой для объяснения феномена звезд типа UX Ori является модель переменной околозвездной экстинкции, сформулированная в ее современном виде Грининым в 1988 году []. Модель предполагает, что фотометрическая активность звезд типа UX Ori обусловлена переменной экстинкцией на луче зрения, вызванной неравномерным распределением вещества в протопланетных дисках, наклоненных под небольшим углом к лучу зрения. Выделение звезд типа UX Ori в отдельный подкласс является, таким образом, следствием эффекта наблюдательной селекции: алголе-подобные минимумы наблюдаются только у звезд, околозвездные диски которых наблюдаются почти с ребра.
У RZ Psc наблюдаются важные признаки звезд типа UX Ori:
глубокие алголе-подобные минимумы,
эффект поголубения,
увеличение поляризации в минимумах.
Последние два свойства говорят о том, что в ближайших окрестностях звезды существует достаточно много пыли, а ее распределение в околозвездном пространстве сильно отклоняется от сферической симметрии (т.е., скорее всего, имеет дискообразную форму). С другой стороны, по целому ряду наблюдательных свойств RZ Psc сильно отличается от среднестатистической звезды типа UX Ori:
Это самая холодная звезда этого семейства: по данным Хербига [] ее спектральный класс K0 IV,
Алголеподобные минимумы RZ Psc необычайно коротки: продолжаются всего 1-2 дня [, ]. Подобные кратковременные минимумы иногда наблюдаются и у других звезд этого типа (см. например [, ]), но y RZ Psc наблюдаются только такие минимумы. Это свидетельствует о том, что околозвездные пылевые облака, экранирующие звезду от наблюдателя, имеют компактные размеры и довольно резкие границы,
RZ Psc находится на галактической широте Ъ ~ —35 вдали от областей интенсивного звездообразования, и в отличие от остальных звезд типа UX Ori, не имеет классических признаков молодости: у нее нет ни инфракрасного (ИК) избытка в полосах JHK [11], ни признаков эмиссии в линии На [, ].
Если фотометрическое поведение RZ Psc было изучено довольно полно [, , -], то исследованию ее спектра было посвящено всего две работы. В 1960 году Хербиг [] определил спектральный класс звезды: K0 IV. Спустя сорок лет Каминский и др. [ исследовали спектр RZ Psc и определили параметры атмосферы звезды, на основе которых был сделан вывод о сходстве звезды с умеренно проэволюционировавшими гигантами II типа населения.
Из сказанного выше следует, что хотя RZ Psc обладает многими признаками звезд типа UX Ori, ряд наблюдательных свойств ставит ее в обособленное положение и оставляет открытым вопрос о ее эволюционном статусе. Исследование спектра звезды, параметров ее атмосферы и свойств околозвездного окружения стало основной задачей данной работы.
Цели и задачи диссертационной работы
Основной целью Диссертации является исследование околозвездного окружения RZ Psc, а также определение ее возраста и эволюционного статуса. Учитывая дефицит спектральных наблюдений RZ Psc, главной наблюдательной задачей Диссертации является получение достаточно качественного спектрального материала для количественного анализа спектра звезды и поиска возможной переменности спектральных линий.
Для оценки возраста RZ Psc использован, так называемый, кинематический метод, основанный на данных о собственном движении звезды из каталога
Tycho-2 и ее лучевой скорости. Одним из индикаторов возраста звезд является
линия лития LiI 6708 A. В цитированных выше статьях Хербига и Каминского
и др., посвященных изучению спектра RZ Psc, не встречается упоминания об
этой линии. Поэтому обнаружение линии LiI 6708 A в спектре RZ Psc и определение ее эквивалентной ширины является одной из наблюдательных задач Диссертации.
На основе данных каталогов WISE, AKARI и IRAS, мы исследуем распределение энергии в спектре RZ Psc в области длин волн > 5 , где согласно работе [] ожидается существование инфракрасного избытка. В результате решения поставленных задач впервые появляется возможность определить эволюционный статус этой необычной звезды, понять в основных чертах устройство ее околозвездного диска и прояснить положение RZ Psc в общем контексте эволюции молодых звезд с околозвездными дисками.
Научная новизна
-
В ходе работы накоплен оригинальный спектральный материал по RZ Psc, превышающий весь имевшийся до этого объем данных для этой звезды.
-
Впервые разными методами, дополняющими друг друга, оценен возраст звезды и определен ее эволюционный статус. Возраст звезды заметно пре-5
вышает характерное время жизни протопланетных дисков звезд типа Т Тельца.
-
Впервые обнаружен околозвездный газ в окрестности RZ Psc. Переменные профили линий дублета натрия свидетельствуют о том, что этот газ удаляется от звезды со скоростями до 120 км/c. С учетом полученной оценки возраста звезды это означает, что заключительные фазы диссипации про-топланентных дисков могут продолжаться значительно дольше, чем это считается сейчас.
-
По данным архивов инфракрасных наблюдений WISE, AKARI и IRAS у звезды впервые обнаружен ИК избыток, предсказанный в работе Шаховского и др. []. Он находится в области > 5 и хорошо аппроксимируется функцией Планка при температуре 500 К.
-
Установлено, что в случае RZ Psc реализуется иная модель затмений по сравнению с той, что принимается для большинства звезд типа UX Ori. Звезда является первым обнаруженным примером post- UXORa.
Научная и практическая ценность работы
В настоящее время эволюция звезд с околозвездными дисками с наблюдательной точки зрения может изучаться только с помощью построения последовательности объектов с по возможности надежно определенными возрастами. В результате решения задач Диссертации, на основе оригинального наблюдательного материала, определен эволюционный статус RZ Psc. Звезда признана самым старым, из известных на настоящий момент, представителем звезд типа UX Ori и одним из немногочисленных представителей звезд с дисками переходными от протопланетных к остаточным (debris). В первом приближении выяснено устройство ее околозвездного окружения. Оно отвечает за нехарактерную для большинства звезд типа UX Ori модель затмений. Таким образом, добавлено
важное звено, дополняющее последовательность молодых звезд с околозвездными дисками. Этот результат может стать отправной точкой для дальнейших перспективных поисков и исследования объектов такого типа, что, в свою очередь, важно для уточнения общей картины ранней эволюции звезд солнечного типа. Обрисованы в общих чертах основные наблюдательные свойства подобных объектов. Накопленный спектральный материал и результаты его анализа могут быть использованы в других работах.
Положения, выносимые на защиту
1. В ходе наблюдений впервые в спектре RZ Psc обнаружена линия лития
LiI 6708 A и определена ее эквивалентная ширина (EW). Сравнение с данными о литии в рассеяных скоплениях разного возраста позволило грубо оценить возраст звезды: 10-70 Myr. Привлечение данных о собственном движении звезды позволило определить кинематический возраст 25 ± 5 Myr, и, тем самым, уточнить оценку литиевого возраста. Полученный результат позволяет считать RZ Psc самой старой звездой типа UX Ori (post-UXOR). Она является промежуточным звеном между звездами с прото-планетными и остаточными (debris) дисками.
-
Обнаружена спектральная переменность звезды в линиях резонанского дублета NaI, наблюдавшаяся в форме нестационарного истечения вещества. Высказано предположение, что это истечение является результатом взаимодействия остатков околозвездного газа с магнитосферой звезды. Обнаруженная у звезды переменность в ядре линии интерпретируется как результат присутствия на поверхности RZ Psc горячих пятен, образующихся вследствие вялотекущей остаточной аккреции.
-
На основе спектров высокого разрешения заново определены параметры атмосферы RZ Psc, ее химический состав, лучевая скорость и проекционная скорость вращения sin. Параметры атмосферы звезды оказались
близки к параметрам атмосфер молодых звезд типа WTTS (weak lined T Tauri stars) и PTTS (post T Tauri stars).
4. По данным архивов инфракрасных наблюдений WISE, AKARI и IRAS обнаружен ИК избыток в области длин волн > 5 , хорошо аппроксимирующийся функцией Планка при температуре 500 К. Избыток оказался довольно большим (8% от болометрической светимости звезды) для звезд на стадии эволюции post TTS. Делается вывод о том, что из-за отсутствия зоны испарения пыли в окрестностях RZ Psc модель затмений этой звезды отличается от разработанной для звезд типа UX Ori, в которой важную роль играет утолщение диска вблизи зоны испарения пыли.
Апробация работы
Основные результаты работы докладывались на следующих конференциях:
-
III Пулковская молодежная конференция, Санкт-Петербург, 25-30 сентября, 2010;
-
Международная конференция JENAM-2011, Санкт-Петербург, 4-8 июля, 2011;
-
IV Пулковская молодежная конференция, Санкт-Петербург, 18-22 сентября, 2012;
-
Всероссийская конференция «Многоликая Вселенная» (ВАК-2013), 23-27 сентября, 2013;
-
Конкурс молодых астрономов ГАО РАН на соискание премии им. В.Я. Струве, 6 декабря, 2013;
Публикации по теме диссертации
Основные результаты работы изложены в следующих публикациях в рецензируемых журналах:
-
V.P. Grinin, I.S. Potravnov, F.A. Musaev «The evolutionary status of the UX Orionis star RZ Psc», A&A, 524, A8, 2010
-
W.J. de Wit, V.P. Grinin, I.S. Potravnov, D.N. Shakhovskoi, A Muller, M Moerchen «Active asteroid belt causes the UXOR phenomenon in RZ Piscium», A&A, 553, L1, 2013
-
И.С. Потравнов, В.П. Гринин «О кинематическом возрасте звезды RZ Psc», Письма в Астрон. Ж. 39, 861, 2013
-
И.С. Потравнов, В.П. Гринин, И.В. Ильин «Обнаружение околозвездного газа в ближайших окрестностях RZ Psc», Астрофизика, 56, N 4, 2013
-
I.S. Potravnov, V.P. Grinin, I.V. Ilyin, D.N. Shakhovskoi «An in-depth analysis of the RZ Piscium atmosphere», A&A, 563, A139, 2014
Личный вклад автора
Автор Диссертации участвовал в спектральных наблюдениях RZ Psc в сентябре 2012 года на обсерватории Терскол, в октябре 2012 года на 6 м. телескопе БТА. Обработка спектров с Терскола и заключительные фазы обработки материала с БТА и Nordic Optical Telescope, их измерения в статьях 4 и 5 выполнены автором. В статьях 1 и 3 расчеты кинематического возраста выполнены автором, как и приводимая в статье 2 его уточненная оценка. Автором выполнено моделирование спектра с целью определения параметров атмосферы звезды в статье 5. Диссертант на равных правах с соавторами статей участвовал в постановке задач и интерпретации результатов.
Объем и структура диссертации
Особенности обработки спектров среднего разрешения
Основываясь на результатах наблюдений 13 минимумов, 8 из которых наблюдались непрерывно, Зайцева [33] оценивает их максимальную продолжительность не более двух суток. Максимальная амплитуда изменения блеска по этим наблюдениям составила 2т.З. Кроме того, был детально исследован «эффект поголубения», характерный для звезд типа UX Ori (заметим, что впервые этот эффект у RZ Psc наблюдал Пугач [8]). Окончательно принадлежность RZ Psc к звездам типа UX Ori была установлена с помощью поляриметрических наблюдений во время глубоких ослаблений блеска Киселевым [34] и Шаховским и др. [35]. В обеих работах, разделенных интервалом в 13 лет, наблюдалось хорошее совпадение наблюдаемой и теоретической зависимости поляризации от блеска.
Таким образом, у RZ Psc наблюдаются важные признаки подкласса звезд типа UX Ori: глубокие алголе-подобные минимумы, эффект поголубения, увеличение степени линейной поляризации в минимумах.
Последние два свойства говорят о том, что в ближайших окрестностях звезды существует достаточно много пыли, а ее распределение в околозвездном пространстве сильно отклоняется от сферической симметрии (т.е., скорее всего, имеет дискообразную форму). С другой стороны, по целому ряду наблюдательных свойств RZ Psc сильно отличается от среднестатистической звезды типа UX Ori: Это самая холодная звезда этого семейства: по данным Хербига [36] ее спектральный класс K0 IV. Алголеподобные минимумы RZ Psc необычайно коротки: продолжаются всего 1-2 дня [32, 33]. Подобные кратковременные минимумы иногда наблюдаются и у других звезд этого типа (см. например [37, 38]), но y RZ Psc наблюдаются только такие минимумы. Это свидетельствует о том, что околозвездные пылевые облака, экранирующие звезду от наблюдателя, имеют компактные размеры и довольно резкие границы. RZ Psc находится на галактической широте Ъ —35 вдали от областей интенсивного звездообразования, и, в отличие от остальных звезд типа UX Ori, не имеет классических признаков молодости: у нее нет ни инфракрасного (ИК) избытка в полосах JHK [39], ни признаков эмиссии в линии На [36, 40].
Если фотометрическое поведение RZ Psc было изучено довольно полно, то исследованию ее спектра было посвящено всего две работы. В 1960 году Хербиг [36] определил спектральный класс звезды: K0 IV. Спустя сорок лет Каминский и др. [40] исследовали спектр RZ Psc и определили параметры атмосферы звезды, на основе которых был сделан вывод о сходстве звезды с умеренно проэво-люционировавшими гигантами II типа населения.
Из сказанного выше следует, что хотя RZ Psc обладает многими признаками звезд типа UX Ori, ряд наблюдательных свойств ставит ее в обособленное положение и оставляет открытым вопрос о ее эволюционном статусе.
Актуальность темы исследования. Исследование звезд на стадии эволюции до Главной Последовательности (PMS) в настоящее время является одной из наиболее бурно развивающихся областей современной астрофизики. Как стало ясно в последние десятилетия, околозвездные диски, сохраняющие основную часть углового момента протозвездного облака, присутствуют у многих молодых звезд. В течении первых нескольких миллионов лет существования в них протекают процессы аккреции вещества на звезду, диссипации за счет фотоиспарения и конденсации в диске крупной пыли, которая в последствии становится строительным материалом для формирования планетозималей и планет. Изучение околозвездных дисков у разных звезд на разных стадиях PMS эволюции, позволяет в деталях изучить процессы приводящие к образованию планетных систем- аналогов нашей Солнечной системы. Звезды типа UX Ori предоставляют для этого уникальную возможность в силу ориентации своих околозвездных дисков. Излучение звезды по пути к наблюдателю сканирует газопылевую атмосферу диска, позволяя изучать распределение материи на луче зрения и исследовать динамику вещества в околозвездном окружении. Как было показано во Введении, RZ Psc является одним из самых необычных представителей семейства переменных звезд типа UX Ori. Сложилась довольно противоречивая картина: с одной стороны RZ Psc демонстрирует все фотометрические признаки молодых звезд типа UX Ori, с другой - имеет неясный эволюционный статус и обладает рядом особенностей, существенно выделяющих ее среди остальных представителей этого класса. Это касается непосредственно самой модели затмений. Как известно, в случае звезд типа UX Ori ответственной за наблюдаемые затмения считается «вспученная» внутренняя область диска вблизи зоны испарения пыли (pufed-up inner rim) [41].
Спектральная переменность RZ Psc в линиях резонансного дублета NaI. Признаки околозвездного газа
Анализ спектров RZ Psc показал, что линии резонансного дублета NaI D12 сильно переменны. Результаты исследования этой переменности представлены в нашей работе [56]. На Рис. 2.5 показаны профили этих линий в 9 спектрах среднего разрешения, полученных на Терсколе и в САО. Симметричные профили наблюдались только в четыре даты: 12 и 13.11.2010, 25.09.2012 и 23.10.2012. При этом меняются как ширина, так и глубина линий. В остальные даты в спектрах видна дополнительная абсорбция, смещенная в синюю сторону. На спектрах, полученных 09.11.2009 и 26.09.2012, эта абсорбция становится отчетливо отделимым компонентом. Это хорошо видно на Рис. 2.6, где эти спектры показаны в сравнении с довольно симметричным профилем, полученным на БТА 23.10.2012.
В спектре, полученном 26.09.2012, линии дублета натрия имеют наибольшую глубину по сравнению с наблюдаемыми в другие даты. Сильный дополнительный компонент линий, смещенный в синюю сторону, отсутствовал в предыдущую ночь и перестал быть отчетливо отделимым в последующие. Согласно Рис. 2.7 в эту ночь звезда находилась в относительно неглубоком (AV 0.5т) минимуме. Этот результат можно объяснить появлением на луче зрения облака, состоящего из пыли и газа. Излучение звезды, прошедшее сквозь это облако, испытало поглощение как в континууме, так и в частотах линий натрия. Поскольку дополнительное поглощение наблюдалось в основном на частотах, смещенных в синюю сторону, то из этого следует, что облако двигалось по направлению к наблюдателю со скоростью около 50 км/c. Максимальная скорость движения газа, измеренная по синему краю профиля линии натрия, равна примерно -120 км/с. -400
Кривая блеска RZ Psc в полосе V. Кружками показаны наблюдения выполненные Н.Х. Миникуловым на Санглоке, треугольниками, соединенными линией, обсуждаемый минимум по данным М.В. Андреева с Терскола. Следует отметить, что дополнительная абсорбция в синем крыле линий натрия видна также и на последующих трех спектрах, вплоть до 01.10.2012 хотя по данным фотометрических наблюдений звезда находилась в эти ночи вблизи яркого состояния.
Еще одна оценка блеска была сделана на Санглоке в ночь 23.10.2012, когда проводились наблюдения на БТА. Она показала, что звезда в ту ночь находилась в ярком состоянии ( = 11.67). Из Рис. 2.6 видно, что профили дублета натрия в ту ночь имели практически симметричную форму, без явных признаков дополнительной абсорбции. Претерпевает изменения и эквивалентная ширина линий. На примере линии NaI 5889 A можно отметить, что EW увеличивается до 30% в моменты появления дополнительных компонент.
Спектр, полученный на NOT 19.08.2013, демонстрирует дополнительную абсорбцию в линиях дублета натрия, но получен также во время яркого состояния RZ Psc: = 11.65 (по сообщению Д.Н. Шаховского).
Поэтому на основании сделанных наблюдений нельзя с твердой уверенностью говорить об наличии связи между спектральной и фотометрической переменностью звезды.
Спектры высокого разрешения, полученные на Nordic Optical Telescope, позволяют в деталях изучить структуру линий дублета. Как мы убедились выше, они имеют композитную природу и состоят как из линий, образующихся непосредственно в атмосфере звезды, так и из переменных компонент, имеющих околозвездную природу. Согласно работе ФитцДжеральда [57] межзвездное покраснение в области неба, где расположена RZ Psc, незначительно. Таким образом, не приходится ожидать наличия заметного межзвездного компонента NaI в ее спектре. На Рис. 2.8 показан спектр RZ Psc в окрестности дублета NaI. На этом же графике для сравнения продемонстрирован синтетический профиль, рассчитанный на основе параметров атмосферы звезды, определенных в Главе 3. Наблюдаемый спектр приведен в систему координат звезды. Обращает на себя внимание сложная структура компонентов дублета. Эмиссионный компо-
Линии дублета натрия в спектре RZ Psc по наблюдениям NOT 19.08.2013. Синтетичеcкий фотосферный профиль показан красной линией. нент с красной стороны линий натрия имеет теллурическую природу Лучевые скорости основных компонентов дублета NaI находятся в пределах от -1 до -1.4 км/с. Они совпадают с рассчитанным фотосферным профилем, хотя чуть более глубокие, чем теоретические. Несовпадение теоретического профиля с наблюдаемым в красном крыле линий обусловленно влияние атмосферной эмиссии. Кроме фотосферных компонент в спектре звезды присутствуют еще два, смещенных в синюю сторону, абсорбционных компонента на скоростях около -35 и -74 км/с. Очевидно эти компоненты образуются в околозвездном газе, движущемся по направлению к наблюдателю.
Следующий спектр, полученный на NOT 21.11.2013 демонстрирует заметные изменения дополнительных абсорбционных компонент в сравнении с предыдущим.
Сравнение с результатами других авторов и обсуждение
Индивидуальные содержания приведены на Рис. 3.3. Видно, что большинство металлов имеет пониженное по сравнению с солнечным содержание. Исключениями стали кальций, находящийся в пределах ошибок на солнечном уровне, и кремний. Каминский и др. сообщали о содержании кальция, близком к солнечному, однако аналогичный вывод из их работы по отношению к железу наш анализ не подтверждает. Содержания остальных элементов находятся в разной степени согласия. Так, например, мы получили близкие значения для титана и никеля, но существенно отличающиеся величины содержаний для натрия, кремния и железа.
Возникает вопрос: насколько вероятна пониженная металличность среди молодых звезд? Получить ответ на него помогают цитированные выше работы по исследованию молодых звездных ассоциации, в которых среди прочих параметров определялась металличность звезд. Средние значения металличности по ассоциациям отличаются от солнечной лишь небольшим дефицитом металлов 0.1 dex [101, 102], однако среди индивидуальных объектов встречаются звезды с металличностями порядка [/] - 0.2-0.3. Наиболее наглядно это 5178 5180 5182 5184 5186 5188
Синтетический спектр показан красной прерывистой линией. Профиль расчитаный с параметрами из работы [40] и свернутый с нашими значениями sin i и показан синим пунктиром. проиллюстрировано на диаграмме Рис. 6 в статье Виана Альмеида и др. [103]. Видно, что металличности отдельных звезд PTTS могут составлять до [/] - 0.3, величины, наблюдаемой у RZ Psc. Еще одним примером низкой металлич-ности, наблюдаемой у молодой звезды, является компонент двойной системы HD 98800 возрастом 10 Myr, исследованный в работе Ласкара и др. [105]. Они обнаружили пониженную металличность [/] = -0.2 ± 0.1 у этого объекта.
Из сказанного выше следует, что наблюдаемый у RZ Psc дефицит металлов, хоть не является типичным для большинства молодых звезд, но все же наблюдается в достаточном количестве случаев. Химический состав атмосферы RZ Psc, по видимому, отражает свойства протозвездного облака, в котором эта звезда сформировалась и является своеобразным «родимым пятном», которое может помочь при поисках ее «родственников». Примером такой генетической связи является звезда с экзопланетами Hor, которая была выброшена из Гиад 650 миллионов лет назад и находится на расстоянии 40 пк от скопления, но до сих пор сохраняет химический состав, близкий к остальным звездам Гиад [106].
Обсуждая химический состав атмосферы RZ Psc, необходимо коснуться вопроса о содержании лития в ее атмосфере. Оно попадает в интервал значений, определенных для выборки WTTS в работе Магазу и др. [107], и является характерным для молодых звезд солнечной массы. Тем не менее, необходимо отметить, что хотя присутствие лития в атмосфере звезды является достаточно надежным критерием ее молодости, но существуют некоторые исключения, о которых следует помнить. В атмосферах некоторых красных гигантов, находящихся на поздних стадиях эволюции, были обнаружены содержания лития близкие к наблюдаемым у молодых звезд Т Тельца [108, 109]. В настоящее время считается, что наблюдаемый у красных гигантов литий образуется за счет вторичной генерации на поздних этапах ядерной эволюции [109]. От молодых звезд эти объекты отличает целый ряд характерных признаков, главный из которых- низкие значения lg у таких звезд. Согласно [108, 109] оно в среднем находится на уровне lg 2.5, а максимальное значение, приводимое в работе [109]: lg = 3.1. Как было показано выше, ускорение силы тяжести на поверхности RZ Psc сильно отличается от значений характерных для звезд-гигантов. Таким образом, есть все основания считать литий в ее атмосфере первичным, что служит веским доказательством ее молодости. Этот факт служит хорошим напоминанием о том, что оценка возраста одиночной звезды должна выполняться комплексно с привлечением целого ряда независимых критериев (см. обсуждение в Главе 4).
Заметное различие между нашими результатами и данными Каминского и др. найдено так же в величине проекционной скорости вращения sin i. Полученное нами значение почти вдвое меньше величины, sin i= 23 ±1 км/с, приводимой в их работе. Вероятной причиной такого расхождения является более высокое спектральное разрешение нашего наблюдательного материала. Также цитированные выше авторы не разделяли в своем исследовании уширения линий, обусловленные осевым вращением и макротурбулентностью. В классической модели радиально-тангенциальная макротурбулентность уширяет профиль спектральной линии также как вращение, не изменяя его эквивалентную ширину, но проявляя себя в характерной «треугольной» форме профиля [91]. Использованная нами методика моделирования спектра позволила разделить эти два фактора и привести более точные величины как проекционной скорости осевого вращения звезды, так и макротурбулентной скорости в ее атмосфере. Найденная величина sin i типична для звезд типа Т Тельца и лежит вблизи максимума распределения скоростей осевого вращения на диаграмме в работе Бувье и других [110]. Достаточно высокое значение может объясняться активной конвекцией, еще не затухшей в звезде, приближающейся к Главной Последовательности.
Эволюционный статус RZ Psc и причины наблюдаемых у нее затмений
Распространение модели «само–затененного» (self–shadowed) диска с внутренней вспученной областью [41] от звезд Ae/Be Хербига на звезды типа Т Тельца связанно с серьезными трудностями. Они связанны в первую очередь с невозможностью подбора параметров таких, чтобы весь диск лежал в тени вспученной области, формируемой излучением сравнительно холодной звезды. Поэтому для интерпретации алголе-подобных минимумов, наблюдаемых у звезд типа Т Тельца AA Tau [139], Ry Lup [140, 141] и T Cha [142] привлекались альтернативные модели. В случае AA Tau Бувье и др. [139] предложили модель искривленной внутренней части диска на радиусе магнитосферы, вызванную наклоном магнитной оси звезды. Эта модель также используется для объяснения затмений, наблюдаемых у RY Lup [141]. В случае этих звезд выбор внутренней структуры диска как области вызывающей затмения обоснован тем, что звезды имеют заметные избытки в ближнем ИК диапазоне. В отличие от них, T Cha хоть и демонстрирует переменность, характерную для звезд типа UX Ori, но не обладает избытком в ближней ИК области [143]. Браун и др. [142] обнаружили, что распределение энергии в непрерывном спектре T Cha лучше всего описывается моделью диска, остановленного магнитосферой на расстоянии 0.08 а.е. от звезды и с полостью между 0.2 и 15 а.е. Шизано и др. [143] предполагают, что пыль ответственная за наблюдаемые у T Cha затмения, располагается на расстояниях нескольких десятых астрономической единицы от звезды. Тем не менее, существенное различие между RZ Psc и T Cha состоит в том, что последняя демонстрирует переменную эмиссию в ближнем ИК диапазоне. Это означает, что пыль периодически проникает во внутренние области диска. Измерения RZ Psc в полосах и с интервалом более 20 лет демонстрирует постоянство наблюдаемых потоков. Оцененный выше радиус орбиты затмевающих RZ Psc облаков совпадает с радиусом центральной полости в диске. По видимому, эти облака находятся в пылевом поясе, ответственном за наблюдаемый ИК избыток.
Как было показано выше, в диске RZ Psc отсутствует зона испарения пыли. Поэтому модель затмений звезд типа UX Ori, в которой важную роль играет область пылевого диска в зоне испарения пыли, в данном случае не работает. Ряд более экзотических вариантов, предложенных для описания причин ал-голеподобных минимумов у нескольких звезд типа Т Тельца, также вряд ли применим к RZ Psc. Выше определены параметры затмевающих облаков и их местоположение в диске звезды. Тем не менее, вопрос об их природе и механизмах образования в запыленном поясе остается открытым.
В данной главе приводятся результаты расчета кинематического возраста RZ Psc и исследования распределения энергии в ее непрерывном спектре. На основе данных о собственном движении звезды из каталога Tycho-2 и лучевой скорости, полученной на основе наших спектральных наблюдений, промоделировано движение звезды в гравитационном потенциале диска Галактики. Основываясь на предположении, что звезда родилась в Галактической плоскости, оценено время, требуемое для достижения ее текущего положения = 25 ± 5 Myr. С учетом неопределенностей в оценке расстояния до звезды и места ее рождения нижняя граница возраста RZ Psc может составлять 15 Myr. Это время превышает характерное время диссипации протопланетных дисков ( 10 Myr) и означает, что звезда окружена молодым debris диском, допускающим существование некоторого количества первичной пыли и первичного газа.
Используя данные каталогов WISE, AKARI и IRAS было исследовано распределение энергии в спектре RZ Psc в области длин волн 5 , где согласно работе [35] ожидалось существование инфракрасного избытка. В этой области, действительно, обнаружен значительный избыток ИК излучения, хорошо аппроксимирующийся функцией Планка при температуре = 500. Величина избытка составляет 8% от болометрической светимости звезды. За его существование ответственна теплая пыль, располагающаяся в структуре наподобие пояса с внутренней границей порядка 0.7 а.е. от звезды. Наблюдаемый у RZ Psc ИК избыток на порядок больше наблюдаемых в «регулярных» debris дисках такого возраста и может быть объяснен возникновением большого объема пыли в результате столкновения двух крупных тел: планетных эмбрионов или даже самих планет.
Температура наблюдаемой у RZ Psc теплой пыли значительно ниже температуры ее сублимации. Это означает, что для объяснения причин наблюдаемых у нее затмений классический модель с привлечением утолщения околозвездного диска в зоне испарения пыли не применима. Отсутствие ближнего ИК избытка так же отбрасывает возможность объяснения причин наблюдаемых у RZ Psc минимумов затмением звезды искаженнной внутренней областью диска, как в случае более молодых звезд типа Т Тельца AA Tau, RY Lup, T Cha. В случае RZ Psc мы имеем дело с совершенно особой ситуацией. Анализ темпа падения блеска звезды во время тщательно прописанного фотометрического минимума позволил дать оценку рамеров пылевых облаков, вызывающих затмения, и расстояния до них. Из этой оценки следует, что затмения вызываются довольно компактными (0.05 а.е.) облачками, находящимися в пылевом поясе на расстоянии 0.7 а.е. от звезды. Рассмотрение механизма образования таких компактных и одновременно оптически толстых структур в молодом debris диске, не лишенном полностью газа, является хорошей перспективой для моделирования.
