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

• Автор: Ламзин, Сергей Анатольевич
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 2004
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 260 с. : ил.

Литературный обзор

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

Глава I. Расчет структуры аккреционной ударной волны

1.1 Выбор между хромосфернои и корональной моделью активности СТТЭ

1.2 Постановка задачи о расчете структуры АУВ

1.3 Система уравнений радиационной газодинамики

1.4 Граничные условия и метод решения

1.4.1 Область перед фронтом ударной волны

1.4.2 Область за фронтом ударной волны

1.5 Обсуждение полученных результатов

1.6 Результаты Главы I

Глава II. Расчет спектра излучения аккреционной ударной волны
II. 1 Рентгеновское излучение АУВ
11.1.1 Теоретическая модель
(4^ II.1.2 Сравнение полученных результатов с наблюдениями
11.1.3 Быстрые и вековые вариации рентгеновского излучения АУВ
11.1.4 Результаты раздела II
11.2 Излучение АУВ в запрещенных корональных линиях РеХ - Ре XIV
11.2.1 Расчет интенсивности корональных линий ионов РеХ - РеХ1У
И.2.2 Сравнение расчетов с наблюдениями
11.2.3 Выводы из раздела Н
11.3 Интеркомбинационные УФ линии
И.3.1 Расчет относительной интенсивности интеркомбинационных линий
Н.3.2 Диагностическая С-ЭЮ диаграмма
Н.З.З Анализ профилей интеркомбинационных линий
И.3.4 Выводы из раздела П.З
. 11.4 Относительная интенсивность и профили линий 1л- и Ца-подобных ионов
'•Ч* 11.4.1 Расчет профилей в случае плоской УВ
11.4.1.1 Постановка задачи
11.4.1.2 Область за фронтом АУВ
11.4.1.3 Область перед фронтом АУВ
11.4.1.4 Обсуждение полученных результатов
Н.4.2 Профили линий дублета СIV 1550 при аксиально-симметричной
радиальной аккреции
11.4.2.1 Круглое пятно
11.4.2.2 Сферический пояс
11.4.2.3 Причина отличия расчетных и наблюдаемых профилей
11.4.3 Выводы из раздела 11

Глава III. Общие закономерности, найденные из анализа УФ спектров СТТБ
111.1 Оценка межзвездного поглощения по УФ спектрам
111.2 Характер движения аккрецируемого газа у поверхности звезды
Ш.З Возможные схемы аккреции на СТТБ
Ш.4 Ь„ излучение СТТБ и природа линий Нг
III.5 Основные результаты Главы III
|Д Глава IV. Исследование индивидуальных особенностей некоторых СТТЭ
IV.1 ВР Таип
IV.2 БУ Таип
IV. 3 БУ Auгigae
1У.4 ВБ Таип
IV.5 ВБ Таип
1У.6 ТУ Нус1гае
IV.7 0¥ Опошв
IV.8 Основные результаты Главы IV
IV. 8 Заключение
Приложение А. Вспомогательные формулы для расчета про-цф филей ИКЛ
Приложение В. Пределы интегрирования по /г и в в случае сферического пояса
Литература
Литературный обзор
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 На и Fel, а также класс светимости IV-V.
Подробно ранние этапы изучения молодых звезд описаны П.Н.Холодовым [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, Hel, 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,
Глава І. Расчет структуры аккреционной ударной волны

донне вещества, до газа на высотах /і > Ііх не дойдет часть наиболее энергичных квантов, родившихся за фронтом волны в точке пересечения соответствующей силовой линии с поверхностью звезды. Однако этот дефицит в той или иной степени будет компенсироваться поглощением жесткого излучения, выходящего за пределы аккреционной колонки над другими точками поверхности звезды. Поскольку на сегодняшний день геометрия поля СТТБ неизвестна, мы будем считать, что в результате этой компенсации приближение плоско-параллельного слоя справедливо и па высотах Л > Ііх- Точнее говоря, я предполагал, что при 3> 1 Н, Не, N. О и № находятся в атомарном виде, а С, Бі, Б и Ре - однократно ионизованы линиями лайманов-ской серии Н I. Естественно, что после решения задачи следует убедиться в том, что протяженность зоны ионизации перед фронтом не превышает радиуса внутренней границы диска К.
При таком подходе задача о тепловом и ионизационном балансе области перед фронтом ударной волны является краевой (часть граничных условий задается на фронте волны, а часть - на бесконечности), и я решал ее следующим образом. При достаточно большом значении тх = я задавал пробные значения т/"“, (I < N — 1), и интегрировал уравнения вплоть до тх = 0. Если при этом какие-то из величин Ті оказывались отличными от нуля более чем на 0.01, то я повторял интегрирование, соответствующим образом видоизменяя значения т,тм.
Для решения задачи необходимо иметь совокупность значений <5| для I < IV, которую можно найти только после решения задача о структуре области за фронтом ударной волны. Но для этого нужно знать температуру и ионный состав газа непосредственно перед фронтом, так что самосогласованное решение задачи о структуре ударной волны находилось в результате итеративной процедуры: вначале для пробного значения набора 5| я определял параметры газа перед фронтом и получал возможность найти в первом приближении величины 51, используя которые заново просчитывал область перед фронтом, и т.д. до тех пор, пока вновь получаемые значения &і практически не отличались от предыдущих.
1.4.2 Область за фронтом ударной волны
Рассмотрим теперь упрощения, использованные при решении полной системы уравнений за фронтом ударной волны. Прежде всего, я предполагал, что газ в области рекомбинации при Т > 104 К прозрачен в континууме и собственном "охлаждающем" излучении и потому не учитывали в этой зоне процессов фотоионизации. Дополнительно предполагалось, что в переходной области между зоной остывания и фотосферой звезды, где происходит поглощение квантов "охлаждающего" излучения, плотность настолько высока (1Уе > 1015 см-3), что из-за процессов термализации высвечивание энергии происходит главным образом в континууме при Л > 912 А, для которого все вышележащие слои прозрачны. Эта гипотеза позволяет на данном этапе вообще не рассматривать структуру переходной области, поскольку, как уже отмечалось, нас интересует лишь линейчатое излучение "высокотемпературных" ионов.
Вопрос о структуре и излучении переходной зоны существенен при анализе природы вуалирующего континуума звезд типа Т Тельца и, возможно, эмиссионного спектра водорода и Не! [224, 67]. Заметим кстати, что скорость газа в переходной