Исследование магнитных полей молодых звезд малой массы

• Автор: Смирнов, Даниил Анатольевич
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2006
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 83 с. : ил.

Глава I. Исследование маї нит ною поля в фотосфере и магнитосфере Г Гаи

1.1 Наблюдательный материал

1.2 Обработка наблюдений

1.3 Mai нит ное поле Т lau в фотосфере

1.3.1 Наблюдения 1996 г

1.3.2 Наблюдения 2002 г

1.3.3 Наблюдения 2003 г

1.4 МашишоснолеТТаивмаїнитосфере

1.5 Оценка параметров маїнитного поля ТТаи

1.5.1 Влияние аккреции на точность оценки

наблюдаемых величин В и й

1.5.2 Оценка пармсіров магнитною поля ТТаи в предположении
о его дипольном характере
1.6 Обсуждение результатов
Глава II. Магнитное поле в магнитосфере BP Таи
II. 1 Наблюдя іельньш материал
11.2 Обработка и результаты
11.3 Обсуждение
Глава III. Поиск млі питної о поля у фуора FU Оп
111.1 Наблюдательный материал
111.2 Обработка и резулыаты
Ш.З Обсуждение
Заключение Список литературы

Феномен звезд типа Т Таи
Звсчды iHiia Т Тельца (Т Таип stars, TTS) эго молодые звезды с массой < 2Мг и возрастом около 106 - 107 лет, находящиеся на падин сжатия к главной последовательное!и Они были выделены в отдельный класс астрофизических объектов еще А Джоем по их характерным эмиссионным спектрам, напоминающим спектр солнечной хромосферы (Joy, 1945) На диаграмме Герцшпрунга-Рессела звезды типа Т Тельца располагаются справа над главной последовательностью (ГП), обычно в облас in поздних с центральных классов G-М Различают классические звезды типа Т Тельца (Classical Т Taun Stars, CTTS) и звезды типа Т Тельца со слабыми линиями (Weak Line Т Taun Stais, WTTS)
Сейчас уже никем не оспариваегся, что CTTS - это звезды, на которые все еще продолжает падать вещество из образовавшеюся вокруг звезды аккреционною диска Если раньше об аккреционных дисках только до-1адывались, судя по косвенным признакам, таким, как избыток излучения в ИК диапазоне, го сегодня их можно напрямую увидеть Впервые и юбражения околозвездных дисков были получены методом интерферометрии в миллиметровом диапазоне (Sargent & Welch, 1993) Также на сеюдняшний день есть изображения дисков, полученных с Кос мического телескопа им Хаббла (0‘Dell et all, 1993) Именно диски и продолжающаяся аккреция ответственна за наблюдаемые огличия CTTS от звезд 1лаг.ной последовательности избыточная эмиссия в континууме, особен-

по 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 по форме спектра можно заключить, что диск не является пассивным образованием, юлько лишь переизлучающим свет звезды, а активно вза-имодействуегс ней
В от ическом диапазоне в спектрах CTTS можно видеть фотос ферное излучение центральной звезды, но его абсорбционные линии менее глубоки, чем у звезд ГП тех же спектральных классов Это связано с тем, что в спектрах CTTS присутствует дополнительный континуум нефото-сферного проис хождения, или, как еще называют «вуалирующий континуум» Исследованию эгого явления в оптической части спектра посвящено множество работ (например, Ваьп, Batalia, 1990) У наиболее активных CTTS излучение вуалирующего континуума может в несколько раз превышать излучение фотосферы, при этом абсорбционные линии почти исчезают, как, например, в случае DG Таи (Неьыпап, Guenther, 1997) Интенсивное ть добавочною континуума возрастает в коротковолновую область, что указывает на излучение дос таточно і оря чет о таза В УФ части спектра мы видим именно добавочный континуум, учитывая, что звезды поздних спектральных классов, к которым обычно принадлежат CTTS, излучают пренебрежимо мало при Л < 3ÜU0 Ä
Эмиссионный спектр CTTS похож на спектр солнечной хромосферы В оптике самыми сильными линиями являются линии На и Н,К Call Также ирис уте твуют мнот очислснныс линии Fel, Fell, линии Бальмеров-

Глава II. Магнитное поле в магнитосфере ВР Тан
II. 1 Наблюдательный материал
Наблюдения проводились 11, 12, 14 и 16 еен!ября 2000 г, а также 26 и 27 иымбря 2001 I на б-ги метровом телескопе САО РАН со спектрографом ОЗСП (Панчук, 2001), оснащенном анализатором круговой поляризации (Чунтонов, 1997) Ширина щели спектрографа 0 5" обеспечивала спектральное разрешение Л ~ 15000 в диапазоне 5540-5900 А
И шерение ма1 нитного поля проводилось по сильной эмиссионной линии Не1 5876 (именно этим объясняется выбор спектрального интервала) К сожалению, ВР Таи является достаточно слабым обьектом, и измерение ее магнитного поля по абсорбционным линиям (при данной аппаратной конфигурации) требуем значительно больше наблюдательного времени
Для учета систематических инструментальных ошибок применялась техника поворота фазового компенсатора подробно опиеаная в Главе I
В Табл 6 приведены основные сведения о наших наблюдениях дата, количес тво наблюдавшихся спектров п, общее время наблюдений звезды ie в минутах, а также среднее отношение сигнал/шум (5/Аг) на пиксел