Помощь студентам в учебе
Анализ ультрафиолетовых спектров звезд типа Т Тельца (03.02.01)
|
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)
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)
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.
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 вели¬чины (Монтмерле и др., 1983). В 90-х появилась возможность напрямую
3
измерить величины магнитного поля, используя Зеемановское уширение магниточувствительных 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 заметная в ИК и УФ диапазонах, а также линейчатый эмиссионный спектр низкого возбуждения. За избыток излучения в ИК дипазоне ответстве¬нен 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, обусловленном 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 ГП тех же спектральных классов. Это связано с тем, что в спектрах CTTS присутствует дополнительный континуум нефотосферного 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 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.
Из-за наличия вейлинга у CTTS возникают трудности с определени¬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-cneKTpa звезды того же спектрального класса. Результат 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 Таш различные авторы дают для нее Ау от 0.5т (Уайт, Гец, 2001) до 3.2т (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 Fel, 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 La, в которой, кстати, высвечивается до 10% всей энергии звезды. Наблюдаются многочисленные линии Fe II, линии высокоионизованных элементов Не II, СIV, Si IV, NV, О VI. 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 вы¬делить 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.
5
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 материала, 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 R* 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
6
длительные ряды наблюдений. Наиболее детальное исследование в этом направлении проведено для SU Aur (Джонс, Басри, 1995; Петров и др.,
1996) и для RW Aur (Петров и др., 2001; Гринин и др., 1985)
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.
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 вели¬чины (Монтмерле и др., 1983). В 90-х появилась возможность напрямую
3
измерить величины магнитного поля, используя Зеемановское уширение магниточувствительных 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 заметная в ИК и УФ диапазонах, а также линейчатый эмиссионный спектр низкого возбуждения. За избыток излучения в ИК дипазоне ответстве¬нен 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, обусловленном 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 ГП тех же спектральных классов. Это связано с тем, что в спектрах CTTS присутствует дополнительный континуум нефотосферного 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 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.
Из-за наличия вейлинга у CTTS возникают трудности с определени¬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-cneKTpa звезды того же спектрального класса. Результат 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 Таш различные авторы дают для нее Ау от 0.5т (Уайт, Гец, 2001) до 3.2т (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 Fel, 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 La, в которой, кстати, высвечивается до 10% всей энергии звезды. Наблюдаются многочисленные линии Fe II, линии высокоионизованных элементов Не II, СIV, Si IV, NV, О VI. 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 вы¬делить 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.
5
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 материала, 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 R* 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
6
длительные ряды наблюдений. Наиболее детальное исследование в этом направлении проведено для SU Aur (Джонс, Басри, 1995; Петров и др.,
1996) и для RW Aur (Петров и др., 2001; Гринин и др., 1985)
В диссертации проведен анализ УФ спектров тринадцати звезд типа Т Тельца. Данные спектры были получены с Космического телескопа им.Хаббла с помощью спектрографа STIS. На основе анализа получены следующие основные результаты:
1. Отождествлены абсорбционные и эмиссионные линии в диапазоне длин волн 1200-3000 А, характерные для молодых звезд типа Т Тельца. Наряду с линиями высокотемпературных ионов, таких, как СIV и N V, обнаружены линии нейтральных атомов (N I, SI, 01) и линии молекулярного водорода.
2. Показано, что спектральное разрешение влияет на интерпретацию УФ спектров звезд типа Т Тельца. Определение уровня континуума по спектрам с разрешением R~ 24000 и даже R~ 2000 вполне надежно, но при анализе IUE-спектров с (<5А ~ 6А) ошибка в уровне континуума при
о
А < 1700 А может быть значительной.
3. Обнаружено систематическое превышение 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. Вероятно, это показывает, что закон межзвездного поглощения в направлении на области звездообразования Tau-Aur и Ориона в УФ диапазоне сильно отличается от стандартного, что обусловлено пониженным количеством мелких пылинок, ответственных за формирование "горба" в районе 2200 А.
4. На кривой, описывающей распределение энергии в УФ континууме BP Таи, Т Таи, RY Таи, GW Ori около 2000 А есть перегиб, что указывает на составной характер континуума в данной области. Видимо, коротковолновой континуум формируется в области с гораздо более высокой температурой по сравнению с областью формирования континуума при А > 2000 А.
5. Из сравнения наблюдаемых и теоретических отношений потоков в линиях дублета СIV и эмиссионном континууме найдено, что указанные линии и добавочный континуум не могут образовываться в одном и том же месте. Это справедливо по крайней мере для 6 звезд типа Т Тельца: Т Таи, DR Таи, RY Таи, DS Таи, DG Таи, TW Нуа. Скорее всего, в случае этих звезд большая часть аккрецируемого вещества падает на звезду с
77
маленькой радиальной компонентной скорости, не образуя при этом АУВ. Вероятно, двухкомпонентная природа УФ континуума CTTS также обусловлена наличием двух зон энерговыделения: АУВ и турбулентного или пограничного слоя.
6. Предложены две схемы нерадиальной аккреции.
А) Модель двухкомпонентной аккреции. Аккреционный диск доходит до поверхности звезды и вещество оседает в экваториальной плоскости звезды, образуя пограничный слой. При этом малая часть вещества все же вмораживается в магнитные силовые линии и по ним течет на звезду с образованием АУВ. Эмиссионный континуум в такой модели образуется, главным образом, в пограничном слое.
Б) Модель струй. Аккреционный диск на близких расстояниях от звезды теряет осесимметричность, и вещество падает на звезду, образуя 2 или более струй, причем падение основной части вещества происходит сильно нерадиально, в результате чего его торможение происходит без образования АУВ. В этом случае эмиссионный континуум формируется в турбулентном слое.
7. Найдены параметры звезд Т Таи, DR Таи, RY Таи: массы централь¬ных объектов, их радиусы и верхние пределы светимости, а также темпы аккреции и болометрические светимости эмиссионных континуумов.
8. Проанализированы профили эмиссионных и абсорбционных линий в случае звезд DR Таи и TW Нуа с указанием области их формирования, оценкой физических и кинематических характеристик в них. Показано, в частности, что абсорбционные компоненты в синем крыле линий обеих звезд формируются в ветре, уже сколлимировавшемся в джет.
Наша работа свидетельствует о перспективности изучения спектров CTTS в УФ диапазоне. Полученные нами выводы нетривиальны и позволяют существенно уточнить характер аккреции и истечения вещества CTTS, и, конечно, нуждаются в дальнейшей проверке.
1. Отождествлены абсорбционные и эмиссионные линии в диапазоне длин волн 1200-3000 А, характерные для молодых звезд типа Т Тельца. Наряду с линиями высокотемпературных ионов, таких, как СIV и N V, обнаружены линии нейтральных атомов (N I, SI, 01) и линии молекулярного водорода.
2. Показано, что спектральное разрешение влияет на интерпретацию УФ спектров звезд типа Т Тельца. Определение уровня континуума по спектрам с разрешением R~ 24000 и даже R~ 2000 вполне надежно, но при анализе IUE-спектров с (<5А ~ 6А) ошибка в уровне континуума при
о
А < 1700 А может быть значительной.
3. Обнаружено систематическое превышение 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. Вероятно, это показывает, что закон межзвездного поглощения в направлении на области звездообразования Tau-Aur и Ориона в УФ диапазоне сильно отличается от стандартного, что обусловлено пониженным количеством мелких пылинок, ответственных за формирование "горба" в районе 2200 А.
4. На кривой, описывающей распределение энергии в УФ континууме BP Таи, Т Таи, RY Таи, GW Ori около 2000 А есть перегиб, что указывает на составной характер континуума в данной области. Видимо, коротковолновой континуум формируется в области с гораздо более высокой температурой по сравнению с областью формирования континуума при А > 2000 А.
5. Из сравнения наблюдаемых и теоретических отношений потоков в линиях дублета СIV и эмиссионном континууме найдено, что указанные линии и добавочный континуум не могут образовываться в одном и том же месте. Это справедливо по крайней мере для 6 звезд типа Т Тельца: Т Таи, DR Таи, RY Таи, DS Таи, DG Таи, TW Нуа. Скорее всего, в случае этих звезд большая часть аккрецируемого вещества падает на звезду с
77
маленькой радиальной компонентной скорости, не образуя при этом АУВ. Вероятно, двухкомпонентная природа УФ континуума CTTS также обусловлена наличием двух зон энерговыделения: АУВ и турбулентного или пограничного слоя.
6. Предложены две схемы нерадиальной аккреции.
А) Модель двухкомпонентной аккреции. Аккреционный диск доходит до поверхности звезды и вещество оседает в экваториальной плоскости звезды, образуя пограничный слой. При этом малая часть вещества все же вмораживается в магнитные силовые линии и по ним течет на звезду с образованием АУВ. Эмиссионный континуум в такой модели образуется, главным образом, в пограничном слое.
Б) Модель струй. Аккреционный диск на близких расстояниях от звезды теряет осесимметричность, и вещество падает на звезду, образуя 2 или более струй, причем падение основной части вещества происходит сильно нерадиально, в результате чего его торможение происходит без образования АУВ. В этом случае эмиссионный континуум формируется в турбулентном слое.
7. Найдены параметры звезд Т Таи, DR Таи, RY Таи: массы централь¬ных объектов, их радиусы и верхние пределы светимости, а также темпы аккреции и болометрические светимости эмиссионных континуумов.
8. Проанализированы профили эмиссионных и абсорбционных линий в случае звезд DR Таи и TW Нуа с указанием области их формирования, оценкой физических и кинематических характеристик в них. Показано, в частности, что абсорбционные компоненты в синем крыле линий обеих звезд формируются в ветре, уже сколлимировавшемся в джет.
Наша работа свидетельствует о перспективности изучения спектров CTTS в УФ диапазоне. Полученные нами выводы нетривиальны и позволяют существенно уточнить характер аккреции и истечения вещества CTTS, и, конечно, нуждаются в дальнейшей проверке.