Анализ ультрафиолетовых спектров звезд типа Т Тельца

Введение (3)
Глава 1. Распределение энергии в УФ континууме и оценка величины межзвездного поглощения
1.1. Методика обработки спектров (13)
Наблюдательный материал (13)
Определение уровня непрерывного спектра. Спектральные линии (16)
Влияние спектрального разрешения на точность проведения континуума (22)
1.2. Оценка межзвездного поглощения (25)
1.3. Составной характер распределения энергии в УФ-континууме (32)
Выводы Главы 1 (34)
Глава 2. Характер аккреции на CTTS
2.1. Оценка вклада потока в линиях дублета С IV 1550 в общую светимость
ЭМИССИОННОГО КОНТИНуума (35)
2.2. Возможные причины малости наблюдаемых потоков в линиях С IV (46)
Модели геометрии тенения вещества в CTTS (48)
2.3. Двухкомпонентный характер УФ континуума. Физическая интерпретация (52)
Выводы Главы 2 (56)
Глава 3. Кинематика вещества в окрестностях DR Таи и TW Нуа
3.1. DR Таи (57)
Аккреция (58)
Аккреционный диск (59)
Истечение вещества (64)
3.2. TW Нуа (69)
Аккреция (69)
Истечение вещества (72)
Молекулярный водород (74)
Выводы Главы 3 (76)
Заключение (77)
Список литературы (80)
Купить

Звезды типа Т Тельца (Т Tauri stars, TTS) - это молодые звезды с мае- сой < 2Мо к возрастом около 106 - 107 лет, находящиеся на 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 нс оспаривается никем, что CTTS - это звезды, на 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 интерферо- мстрии в миллиметровом диапазоне (Сарджент, Белых, 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 поля 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 (Монтмерле и др., 1983). В 90-х появилась возможность напрямую изморить величины магнитного поля, используя Зеемановское уширение магнито-чувствительных линий (например, Джонс-Крулл и др., 1999). Магнитное поле играет немаловажную роль в жизни CTTS, упорядочи­вая процесс аккреции на центральную звезду.
В наблюдательном проявлении CTTS отличаются от звезд главной по­следовательности тем, что у них есть избыточная эмиссия, особенно за- мотная в ИК и УФ диапазонах, а также линейчатый эмиссионный спектр низкого возбуждения. За избыток излучения в ИК дипазоно отвстствс- иен аккреционный диск, нагретый центральной звездой. Причем по фор- мо спектра в данной области можно заключить, что диск но является пассивным образованием, только лишь псроизлучающим 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 CTTS можно видеть фотосфорнос излучение центральной звезды, но его абсорбционные линии менее глу­боки, чем у звезд ГП тех же спектральных классов. Это связано с том, что в спектрах CTTS присутствует дополнительный континуум нефото- сферного происхождения, или, как еще его называют, вейлинг (вуалиро- ванне). Исследованию и оценке величины вейлинга в оптической части спектра посвящено множество работ (например, Басри, Баталья, 1990). У наиболее активных CTTS величина войлинга может в несколько раз превышать излучение фотосферы, при этом абсорбционные линии по­чти исчезают, как, например, в случае DG Таи (Хсссман, 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 CTTS, излучают пренебрежимо мало при А < 3000 А.
Из-за наличия войлинга у CTTS возникают трудности с опродслони- ем их спектрального класса, и, что еще хуже, с определением величи­ны межзвездного поглощения в направлении на CTTS. Это происходит потому, что оценка Ау проводится путем сравнения спектра изучаемой звезды и template-спектра звезды того же спектрального класса. Резуль­тат таких неопределенностей налицо: для одной н той же звезды, при нс- пользовании различных способов нахождения величины вейлинга, могут получиться величины межзвездного поглощения, отличающиеся друг от друга в несколько раз, как например в случае DR Тан: различные авто­ры дают для нес Ау от 0.5“ (Уайт, Гец, 2001) до 3.2“ (Хартиган и др., 1995). Конечно, ни о каких точных определениях параметров звезд при такой неопределенности в величине межзвездного поглощения не может быть и речи.
...
Купить