Помощь студентам в учебе
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)
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 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 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 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 определением 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 А у 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.
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 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 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 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 определением 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 А у 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.
В диссертации проведен анализ УФ спектров тринадцати звезд типа Т Тельца. Данные спектры были полученны 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 ~ бА) 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, ответствен-
о
ных за формирование "горба" в районе 2200 А.
4. На кривой, описывающей распределение энергии в УФ континууме ВР 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 маленькой радиальной компонетной 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.
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 ~ бА) 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, ответствен-
о
ных за формирование "горба" в районе 2200 А.
4. На кривой, описывающей распределение энергии в УФ континууме ВР 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 маленькой радиальной компонетной 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.
Подобные работы
- Анализ ультрафиолетовых спектров звезд типа Т Тельца
Диссертации (РГБ), физика. Язык работы: Русский. Цена: 500 р. Год сдачи: 2004 - Анализ ультрафиолетовых спектров звезд типа Т Тельца (03.02.01)
Диссертации (РГБ), астрономия. Язык работы: Русский. Цена: 700 р. Год сдачи: 2004 - Анализ ультрафиолетовых спектров
звезд типа Т Тельца
Диссертации (РГБ), астрономия. Язык работы: Русский. Цена: 770 р. Год сдачи: 2004