Анализ ультрафиолетовых спектров звезд типа Т тельца

• Автор: Кравцова, Александра Сергеевна
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2004
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 87 с. : ил.

СОДЕРЖАНИЕ
ВВЕДЕНИЕ

ГЛАВА 1. РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ЭНЕРГИИ В УФ КОНТИНУУМЕ CTTS И ОЦЕНКА

*>, ВЕЛИЧИНЫ МЕЖЗВЕЗДНОГО ПОГЛОЩЕНИЯ

1.1. Методика обработки спектров

Наблюдательный материал

Определение уровня непрерывного спектра. Спектральные линии

Влияние спектрального разрешения на точность проведения континуума

1.2. Оценка межзвездного поглощения

1.3. Составной характер распределения энергии в УФ-континууме

Выводы Главы

ГЛАВА 2. ХАРАКТЕР АККРЕЦИИ НА CTTS
^ 2.1. Оценка вклада потока в линиях дублета С IV 1550 в общую светимость эмиссионного
континуума
2.2. Возможные причины малости наблюдаемых потоков в линиях С IV
Модели геометрии течения вещества в CTTS
2.3. Двухкомпонентный характер УФ континуума. Физическая интерпретация
Выводы Главы
ГЛАВА 3. КИНЕМАТИКА ВЕЩЕСТВА В ОКРЕСТНОСТЯХ DR TAU И TW HYA
3.1. DR Tau
Аккреция
Аккреционный диск
д Истечение вещества
3.2. TWHya
Аккреция
Истечение вещества
Молекулярный водород
Выводы Главы
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

...Ия открываю небесную дверь,
Желая полет свой начать,
И космос, как черный невидимый зверь, Глядит не в глаза, а в печаль
Введение
Звезды типа Т Тельца (Т Tauri stars, TTS) - это молодые звезды с массой < 2М©, и возрастом около 106 — 107 лет, находящиеся па стадии сжатия к главной последовательности. Они были выделены в отдельный класс астрофизических объектов еще А.Джоем по их характерным эмиссионным спектрам, напоминающим спектр солнечной хромосферы (Джой, 1945). На диаграмме Герцшпрунга-Рессела звезды типа Т Тельца располагаются справа над главной последовательностью, обычно в области поздних спектральных классов G-М. Различают классические звезды типа Т Тельца (Classical Т Tauri Stars, CTTS) и звезды типа Т Тельца со слабыми линиями (Weak Line Т Tauri Stars, WTTS). Данная работа полностью посвящена классическим звездам типа Т Тельца.
Сейчас уже не оспаривается никем, что CTTS - это звезды, па которые все еще продолжает падать вещество из образовавшегося вокруг звезды аккреционного диска. Если раньше об аккреционных дисках только догадывались, судя по косвенным признакам, таким, как избыток излучения в ИК диапазоне, то сегодня их можно напрямую увидеть. Впервые изображения околозвездных дисков были получены методом интерферометрии в миллиметровом диапазоне (Сарджент, Вельх, 1993). Также на сегодняшний день есть изображения дисков, полученных с Космического телескопа им.Хаббла (О’Делл и др., 1993). Именно диски и продолжающаяся аккреция ответственна за наблюдаемые отличия CTTS от звезд главной последовательности.
Для CTTS характерны магнитные ноля величиной порядка килогаусса. Косвенными признаками наличия сильного магнитного поля являются сильные УФ эмиссионные линии и рентгеновская светимость, превышающие по интенсивности на 2-3 порядка аналогичные солнечные величины (Моитмерле и др., 1983). В 90-х появилась возможность напрямую измерить величины магнитного поля, используя Зеемановское уширение
магнито-чувствительных линий (например, Джонс-Крулл и др., 1999). Магнитное поле играет немаловажную роль в жизни СТТБ, упорядочивая процесс аккреции на центральную звезду.
В наблюдательном проявлении СТТБ отличаются от звезд главной последовательности тем, что у них есть избыточная эмиссия, особенно заметная в ИК и УФ диапазонах, а также линейчатый эмиссионный спектр низкого возбуждения. За избыток излучения в ИК дипазоне ответственен аккреционный диск, нагретый центральной звездой. Причем но форме спектра в данной области можно заключить, что диск не является пассивным образованием, только лишь переизлучающим свет звезды, а активно взаимодействует с ней. Действительно, распределение энергии является плоским в диапазоне 1-10 мкм, а светимость в ИК диапазоне очень высока, частенько даже превосходит светимость центрального объекта системы. Это говорит о собственном излучении диска, обусловленном аккрецией вещества на центральную звезду.
В оптическом диапазоне в спектрах СТТБ можно видеть фотосферное излучение центральной звезды, но его абсорбционные линии менее глубоки, чем у звезд ГП тех же спектральных классов. Это связано с тем, что в спектрах СТТБ присутствует дополнительный континуум нефото-сферного происхождения, или, как еще его называют, вейлинг (вуалирование). Исследованию и оценке величины вейлинга в оптической части спектра посвящено множество работ (например, Басри, Баталья, 1990). У наиболее активных СТТБ величина вейлинга может в несколько раз превышать излучение фотосферы, при этом абсорбционные линии почти исчезают, как, например, в случае БЄ Таи (Хессман, Гюнтер, 1997). Интенсивность добавочного континуума возрастает в коротковолновую область, что указывает на излучение достаточно горячего газа. В УФ части спектра мы видим именно добавочный континуум, учитывая, что звезды поздних спектральных классов, к которым обычно принадлежат СТТБ, излучают пренебрежимо мало при А < 3000 А.
Из-за наличия вейлинга у СТТБ возникают трудности с определением их спектрального класса, и, что еще хуже, с определением величины межзвездного поглощения в направлении на СТТБ. Это происходит потому, что оценка Ак проводится путем сравнения спектра изучаемой звезды и Іетріаіс-спектра звезды того же спектрального класса. Результат таких неопределенностей налицо: для одной и той же звезды, при не-
Глава 2. Характер аккреции на CTTS
2.1. Оценка вклада потока в линиях дублета СIV1550 в общую светимость эмиссионного континуума
В настоящее время принято считать (см. Введение), что основным источником избыточного континуума молодых звезд является аккреционная ударная волна (Кальвет, Гуллбрииг, 1998). Аккрецируемое вещество падает на звезду вдоль силовых линий магнитного поля, разгоняется до скоростей ~ 300 км/с, и падает почти радиально на поверхность звезды, при этом тормозится в достаточно тонком по сравнению с размером звезды слое в ударной волне. Энергия, запасенная в падающем веществе, высвечивается в континууме и спектральных линиях. Качественная схе-ма структуры такой ударной волны приведена на Рис.
Ч • н 1 I"»
Pre —shock (Н II) zone
Shock front
Post-shock zone
-Shock photosphere-

/The star/
Рис. 8: Схематическое представление структуры ударной волны. Показаны области формирования эмиссионного континуума и линий дублета СIV.
Линии дублета СIV 1550, одни из самых интенсивных эмиссионных линий в УФ спектрах молодых звезд, формируются в АУВ, то есть в падающем на звезду веществе. В пользу этого свидетельствуют профили линий данного дублета в спектрах молодых звезд, имеющие протяженное красное крыло, простирающееся вплоть до скоростей 350-400 км/с. Пример профилей линий данного дублета, наблюдаемый в звезде TW Нуа, приведен на Рие.9.
Из расчетов Ламзина (1998) следует, что если весь избыточный континуум образуется в АУВ, то отношение £ светимостей в линиях данного дублета к светимости в эмиссионном континууме должно быть не менее