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 течения 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 массой <2М. и 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 не 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 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.
измерить 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 по-следовательности 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 по 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, обусловлен¬ном аккрецией вещества на центральную звезду.
В оптическом диапазоне в спектрах CTTS можно видеть фотосферное излучение центральной звезды, но его абсорбционные линии менее глубоки, чем у звезд ГИ тех же спектральных классов. Это связано с тем, что в спектрах CTTS присутствует дополнительный континуум нефотосферного происхождения, или, как еще его называют, вейлинг (вуалиро¬вание). Исследованию и оценке величины вейлинга в оптической части спектра посвящено множество работ (например, Басри, Баталья, 1990). У наиболее активных CTTS величина вейлинга может в несколько раз превышать излучение фотосферы, при этом абсорбционные линии по¬чти исчезают, как, например, в случае DG 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 CTTS, излучают пренебрежимо мало при А < 3000 А. таких неопределенностей налицо: для одной и той же звезды, при использовании различных способов нахождения величины вейлинга, могут получиться величины межзвездного поглощения, отличающиеся друг от друга в несколько раз, как например в случае DR Таи: различные авто¬ры дают для нее Ау от 0.5”1 (Уайт, Гец, 2001) до 3.2”1 (Хартиган и др., 1995). Конечно, ни о каких точных определениях параметров звезд при такой неопределенности в величине межзвездного поглощения не может быть и речи.
Эмиссионный спектр CTTS похож на спектр солнечной хромосферы. В оптике самыми сильными линиями являются линии На и Н,К Call. Также присутствуют многочисленные линии FeI, Fell, линии Бальмеровской серии, Na I, Са I, Не I. Характерной особенностью спектров CTTS являются линии Fel 4063, 4132, усиленные флуоресценцией (Джой, 1945; Хербиг, 1945). CTTS обычно имеют в спектрах довольно сильные запрещенные линии [SI] и [01], которые образуются в областях малой плотности довольно далеко от звезды. УФ часть спектра еще более богата эмиссионными линиями. Там есть резонансный дублет Mg II 2800, линия Lo. в которой, кстати, высвечивается до 10% всей энергии звезды. Наблюдаются многочисленные линии Fe II, линии высокоионизованных элементов НеII, СIV, SiIV, NV, ОVI. Но наряду с ними можно обнаружить линии нейтральных элементов, как например OI, SI, Mgl. Это говорит о том, что в УФ излучение звезд типа Т Тельца дают вклад области с сильно отличающимися физическими параметрами. В основном, УФ излучение CTTS исследовалось по IUE-спектрам. Наиболее важные результаты представлены, например, в обзоре (Имхоф, Аппенцеллер, 1987).
В ближней ИК области наиболее сильны линии триплета Call 8498, 8542, 8662, а также линия Не1 10830 и водородные линии серий Пашена и Брекета. В более далекое ИК излучение основной вклад вносит не сама звезда, а газопылевой диск, окружающий ее (Гюртлер и др., 1999).
Характерным свойством TTS является переменность эмиссионного спектра. Обусловлена она обычно изменениями интенсивности вуалирующего континуума, которая может сильно меняться за время порядка суток и даже часов (Петров и др. 2001). У некоторых звезд удалось выделить период, например, у самой Т Таи (Хербст и др., 1986), но для большинства CTTS единого периода не нашли. С течением времени меняются и профили линий, и потоки в этих линиях, и величина вейлинга.
Здесь уместно вспомнить, что изначально TTS классифицировали как неправильные переменные (Хоффмайстер, 1949). Можно выделить три основные физические механизма переменности:
1. Вращательная модуляция звезды с холодными или горячими пятнами на поверхности.
2. Переменный темп аккреции на звезду.
3. Переменная величина поглощения в направлении на звезду, связанная, вероятно, с нерегулярными затмениями звезды пылевыми облаками.
За прошедшие полвека для объяснения вышеперечисленных наблюдаемых особенностей звезд типа Т Тельца было предложено несколько моделей, сменявших друг друга по мере усовершенствования теории, с одной стороны, и получения более качественного наблюдательного мате-риала, с другой стороны. По современным воззрениям, активность CTTS обусловлена аккрецией вещества протопланетного диска на центральную звезду, обладающую крупномасштабным магнитным полем с напряженностью ~ 103 Гс, которое останавливает диск на расстоянии ~ 3 — 5 Я* от поверхности звезды. Здесь вещество диска вмораживается в магнитное поле, и далее падает на звезду вдоль силовых линий магнитного поля. При падении аккрецирующее вещество разгоняется до скорости ~ 300 км/с, а затем тормозится в ударной волне, при этом нагревается и высвечивает энергию.
Таким образом, считается, что наблюдаемая у классических звезд типа Т Тельца эмиссия в линиях и континууме обусловлена излучением аккреционной ударной волны (АУВ) (например, Наджита и др. 2000). В пользу этой теории говорят протяженные (до 400 км/с) красные крылья линий высокотемпературных ионов, например, СIV.
Кроме аккреции в молодых звездах наблюдается и истечение вещества в окружающее пространство, или, как принято сейчас говорить, звездный ветер. Это истечение вещества хорошо видно по профилям таких линий, как На, Mg II и некоторых других: в синем крыле этих линий присутствует абсорбция, простирающаяся на сотни км/с. Например, в случае DR Таи она тянется вплоть до 400 км/с. На сегодняшний день не совсем ясно, откуда именно стартует этот звездный ветер, и какой механизм приводит к ускорению вещества ветра до таких скоростей. Усложняет ситуацию то, что ветер также является переменным во времени, и для изучения этой переменности, обычно нерегулярной, необходимы длительные ряды наблюдений. Наиболее детальное исследование в этом направлении проведено для SU Аиг (Джонс, Басри, 1995; Петров и др., 1996) и для RW Аиг (Петров и др., 2001; Гринин и др., 1985)
Принято считать, что у звезд типа Т Тельца истечение вещества про-исходит с поверхности аккреционного диска в результате совместного действия магнитных и центробежных сил. Сейчас рассматриваются два типа моделей, описывающих этот процесс, различие между которыми, грубо говоря, сводится к роли магнитного поля звезды в формировании ветра (Шу и др., 2000; Кенигл и Пудритц, 2000). Однако все модели предсказывают, что вещество истекает из диска под сравнительно малым углом к его поверхности, а затем, на каком-то расстоянии от исходной точки, происходит коллимация ветра в квазицилиндрический джет, ось которого перпендикулярна плоскости диска. Отсутствие достоверной информации о вязкости и проводимости приводит к тому, что моде¬ли дискового ветра являются феноменологическими, т.е. содержат набор свободных параметров, от которых зависит форма линий тока, а также распределение температуры и плотности в ветре. Остается открытым вопрос о размере области диска, из которой '’дует” ветер, и о расстоянии, на котором происходит коллимация ветра в джет.
Джеты, или биполярные узконаправленные струи газа, наблюдают¬ся в запрещенных оптических линиях [SII], [OI], [NII] - эти эмиссионные линии обычно имеют один компонент на лучевой скорости звезды и один, сдвинутый в синюю область на 70-300 км/с - именно он формируется в джете. Иногда наблюдается и компонент, сдвинутый в красную область - резонно предположить, что она обусловлена второй струей джета (counterjet). Протяженность джетов, а точнее излучающей области, составляет 100-500 а.е. Темп истечения вещества в джетах невелик, ~ 10-9 — 10_10А/. Тод. (Мундт, 1988; Айслеффель и др., 2000), но до сих пор неясно, какая доля звездного ветра коллимируется в джет. Также неясно, каков механизм ускорения джетов и их коллимации. Кроме то¬го, у молодых звезд в молекулярных линиях наблюдаются биполярные менее коллимированные потоки, которые, вероятно, возникают в результате взаимодействия джетов с остатками протозвездного облака (Ричер и др., 2000).
На сегодняшний день есть немало нерешенных проблем, связанных с кинематикой и физическими условиями вещества в окрестностях CTTS.
Настоящая диссертация направлена на решение некоторых из этих вопросов на основе анализа ультрафиолетовых спектров, которые изучены гораздо меньше, чем оптические. Между тем, некоторые особенности CTTS можно понять только из анализа спектров в УФ диапазоне.
Например, в УФ диапазоне находятся резонансные, а, значит, наиболее сильные линии самых обильных элементов (Н, С, О, S, Si, Mg), в отличии от оптического диапазона, где линии преимущественно субординатные. Поэтому в абсорбционных УФ линиях можно исследовать вещество с не очень высокими температурами. В диапазоне с А < 1700 А в спектрах CTTS видно множество эмиссионных линий Н2, которые формируются в области с температурой Т< 3000 К.
В УФ диапазоне мы видим именно излучение источника активности CTTS: континуум при А < 3000 А - это эмиссионный континуум, который практически не искажен фотосферным излучением центральной звезды, так как звезды Т Тельца относятся преимущественно к спек¬тральным классам К-М. Поэтому при анализе не возникает сложной задачи отделения излучения различной природы друг от друга. Естественно, результаты, полученные из анализа такого почти неискаженного вуалирующего излучения, гораздо надежнее. Однако, остается проблема, связанная с тем, что профили большинства спектральных линий УФ диапазона, как, впрочем, и оптического, формируются в нескольких пространственно разделенных областях с весьма различными физическими и кинематическими характеристиками.
Еще одной особенностью УФ диапазона является возможность оценки величины межзвездного поглощения в направлении на CTTS. Как было отмечено выше, для звезд типа Т Тельца очень сложно определить величину Ау, без которой невозможно найти параметры изучаемых звезд. Анализ спектров CTTS в области 1200-3000 А позволяет независимо определить, по крайней мере, верхний предел величины Ау (см. подробнее Гл. 1).
Важной причиной, побудившей нас исследовать УФ спектры, явилось наличие хорошего наблюдательного материала. Вообще, возможность анализа УФ излучения CTTS появилась еще в 70-е годы, когда запусти¬ли Astronomical Netherlands Satellite (ANS, 1974 год), но с его помощью получали только УФ фотометрию. Следующим был International Ultravi¬olet Explorer (ШЕ, 1979 год). На этом спутнике впервые были получены УФ спектры CTTS, но с довольно низким спектральным разрешением (ДА ~ 6А). При таком разрешении мало того, что возникают трудности, например, с определением потоков в отдельных спектральных линиях, еще и становится невозможно правильно определить уровень континуума, так как бленды множества эмиссионных линий могут создать некий псевдоконтинуум.
С запуском Космического телескопа им.Хаббла появились новые УФ спектры. Сначала их получали на спектрографе GHRS (Goddhard High Resolution Spectrograph). Это были спектры достаточно высокого разрешения, но на маленьких (~ 30 А) участках вблизи сильных спектральных линий. На смену GHRS пришел спектрограф STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph), получающий УФ спектры высокого разрешения (ДА ~ 0.01А), которые покрывают весь диапазон от 1200 до 3100 А, причем все полученные данные через год после наблюдений выкладываются в открытый доступ. Спектры CTTS на этом спектрографе получают с 2000 года по настоящее время. К сожалению, на сегодняшний день имеется крайне мало публикаций, посвященных анализу STIS-спектров звезд типа Т Тельца: если не считать работ, сделанных нашей группой, всего одна публикация посвященная звезде TW Нуа (Херцег и др. 2002) и одна, посвященная Т Таи (Вальтер и др. 2003).
Цель работы
Цель диссертации - анализ спектров высокого разрешения звезд типа Т Тельца в диапазоне 1200-3100 А, полученных с Космического Телескопа, с последующим решением задач:
- оценки величины межзвездного поглощения в направлении на изучаемые звезды
- определения основных параметров CTTS
- изучения кинематики и физических параметров газа в окрестностях CTTS
- проверки существующих представлений о природе активности CTTS
Результаты, выносимые на защиту
Автор выносит на защиту следующие результаты:
1. Наличие систематического превышения величин межзвездного поглощения Ау в направлении на звезды типа Т Тельца, определенных по оптическим спектрам, над найденными нами из анализа УФ спектров верхними пределами величин Ау. Скорее всего, этот результат свидетельствует о том, что закон межзвездного поглощения в направлении на области звездообразования Tau-Aur и Ориона в УФ диапазоне сильно отличается от стандартного, что обусловлено дефицитом мелких пылинок в окрестностях молодых звезд.
2. Обнаружение аномально малого наблюдаемого отношения потока в линиях дублета СIV 1550 к потоку в избыточном континууме в случае звезд DR Таи, Т Таи, RY Таи, DS Таи, DG Таи, TW Нуа. ВИДИМО, ЭТО означает, что основная масса аккрецируемого вещества падает на звезду почти по касательной к ее поверхности без образования АУВ.
3. Вывод о том, что основная часть эмиссионного континуума в случае шести CTTS образуется в турбулентном или пограничном слое вблизи поверхности звезды, где происходит торможение вещества.
4. Две альтернативных гипотезы о характере дисковой аккреции на CTTS: двухкомпонентная аккреция (через пограничный слой и магнитосферу) и магнитосферная аккреция в виде струй, основная масса вещества которых падает на звезду почти по касательной к ее поверхности.
5. Уточненные параметры звезд DR Таи, Т Таи, RY Таи: массы, радиусы, светимости, темпы аккреции.
6. Результаты анализа профилей эмиссионных и абсорбционных линий звезд DR Таи и TW Нуа, и, в частности, вывод о том, что коротко¬волновые абсорбционные компоненты линий обеих звезд формируются в ветре, линии тока которого направлены почти перпендикулярно плоскости диска, т.е. в джете.
Все перечисленные пункты определяют также научную новизну результатов. Апробация результатов была проведена на конференции молодых ученых ” Ломоносов-2003”, на конференции по Астрофизике высоких энергий в Москве ”НЕА-2002”, на конференции в Бразилии ’’Open Issues in Local Star Formation” в апреле 2003г., а также на семинаре по звездной астрономии в ГАИШ и научном семинаре в ФИАНе.
Основные результаты работы опубликованы в 5 статьях в журнале "Письма в АЖ”, 1 из которых написана без соавторов. В список положений, вынесенных на защиту, включены лишь те результаты и выводы, в которых мой вклад был основным, или, по крайней мере, равным вкладу других соавторов.
Список печатных работ, содержащих основные результаты диссертации:
1. Кравцова А.С., ’’Оценка межзвездного поглощения и вклада аккреционной ударной волны в формирование эмиссионного континуума в случае DS Таи и DG Таи” , Письма в Астрой. Журн. 29, 526, 2003.
2. Кравцова А.С., Ламзин С.А., ’’Анализ УФ спектров звезд типа Т Тельца, полученных с Космического Телескопа: DR Таи”, Письма в Астрой. Журн. 28, 748, 2002.
3. Кравцова А.С., Ламзин С.А., ’’Анализ УФ спектров звезд типа Т Тельца, полученных с Космического Телескопа: оценка межзвездного поглощения и вклада аккреционной ударной волны в формирование эмиссионного континуума”, Письма в Астрой. Журн. 28, 928, 2002.
4. Кравцова А.С., Ламзин С.А., "Особенности распределения энергии в УФ континууме звезд типа Т Тельца”, Письма в Астрой. Журн. 29, 643, 2003.
5. Ламзин С.А., Кравцова А.С., Романова М.М.. Баталья Ч., Кинематика и параметры газа в окрестности TW Нуа”, Письма в Астрой. Журн. 30 (в печати), 2004.
6. Ламзин С.А., Кравцова А.С. (Lamzin S.A., Kravtsova A.S.) ’’Two- stream accretion model for CTTS”, AphSSLib, Vol. 299, Proc, of Conf. ’’Open Issues in Local Star Formation”(Brazil, 5-10 April), CD, 2003.
7. Кравцова А.С. ’’Результаты анализа УФ спектров звезд типа Т Тельца”, сборник тезисов докладов конференции "Ломоносов-2003”, Физический ф-т МГУ, стр. 10, 2003.
8. Кравцова А.С., Ламзин С.А., Смирнов Д.А., Фабрика С.Н. "Дисковая аккреция на замагниченные молодые звезды”, сборник тезисов до¬кладов Всероссийской конференции ” Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра (НЕА-2002)”, ИКИ РАН, стр. 14, 2002.

Купить