Определение физических условий в аккреционных пятнах звезд типа T тельца на основе анализа их спектров

Изначально выделение звезд иша Т Тельца в отдельный класс переменных звезд было проведено на основе спектральных признаков: Джой (1945) [54]. изучая спектральные особенности переменных звезд, взял за основу принадлежности к новому классу чисто спектроскопические критерии: наличие эмиссии в линиях Н, у и Ре1, а также класс светимости 1У-У. Позднее Хербиг [61] составил первый каталог этих звезд и уточнил критерии принадлежности к типу, которые до сих пор не потеряли актуальности: наличие поблизости темной или отражательной туманностиспектральный класс Г5-М. класс светимости 1У-Уэмиссия в линиях Н. Не1. а также нейтральных и однократно ионизованных металловсильная линия поглощения 1л I 6707А.

Дополнительно отметим, ччо эмиссионные линии могут показывать очень сложную структуру, в которой можно выделить узкий эмиссионный компонент, широкий компонент и ещё один широкий компонент с Р и/или обратным Р Су^тп профилем. Вклад в профиль от каждой из этих компонент различен для различных линий, а для одних и тех же линий изменяется от звезды к звезде. Кроме того, узкие и широкие компоненты линий показывают различный характер переменности. Помимо сложной структуры эмиссионных линий, для абсорбционного спектра характерно так называемое явление вуалирования, которое заключается в том, что абсорбционные линии фотосферы имеют заметно меньшую глубину по сравнению с линиями звезд главной последовательности тех же спектральных классов.

Звезды типа Т Тельца хорошо вписываются в современную физическую картину звездной эволюции, занимая место, отведенное для молодых и маломассивных звезд: темные и отражательные туманности — остатки газопылевого облака, из которого сформировались звездылиния Ы свидетельствует о молодости этих объектов, поскольку теоретические расчеты предсказывают его быстрое выгорание (Скуманич, 1972 [100]) — положение на диаграмме ГР соответствует теоретически рассчитанному положению звезд с массой менее 2−3 солнечны. х масс (Хаяши, 196G [60}). Эти звезды находятся на стадии гравитационного сжатия на пути к главной последовательности. Будучи молодыми объектами, звезды типа Т Тельца имеют металличность, близкую к солнечной. С физической точки зрения, к звездам типа Т Тельца можно отнести любые звезды малой массы, находящиеся на указанной эволюционной стадии, однако наличие сильных эмиссионных линий требует, помимо молодости этих объектов, присутствия определенного рода активности. В связи с этим для описания звезд, обладающих такой активностью, проявляющейся в наличии эмиссионных линий, часто уточняют: классические звезды типа Т Тельца (CTTS). Звезды, не показывающие достаточно сильных эмиссионных линий, но удовлетворяющие критериям молодости и имеющие соответствующее положение на диаграмме Г-Р, именуют звездами Т Тельца со слабыми линиями (WTTS). Условную границу между этими типами проводят по эквивалентной ширине линии Я, у: CTTS имеют эквивалентную ширину более 5 — 10-A (Берту, 1989 [9}). Звезды типа Т Тельца, как правило относительно слабые объекты, слабее 10 т, поэтому для детального изучения доступно всего около сотни звезд (Хербст и др., 1994 [64]).

Со времени открытия этих звезд взгляды на природу «определенного рода активности» менялись несколько раз. Уже в пионерской работе Джоя было отмечено, что эмиссионные спектры TTS напоминают спектр солнечной хромосферы. Это сходство дало повод считать, что природа эмиссионного спектра заключается в аномально высокой хромосферной активности молодых звезд малой массы. Однако при объяснении спектра CTTS хромосферная модель столкнулась с серьезными трудностями: мощная хромосфера должны была приводить к сильному рентгеновскому излучению от этих звезд, сравнимому с болометрической светимостью звезды и даже превосходящему ее. что противоречило наблюдениям (Гам, 1980 [35|- Гам и др. 1981 [36]- а также современные рентгеновские наблюдения, описанные ниже). Будучи непригодной для CTTS, хромосферная модель может хорошо объяснить наблюдения менее активных звезд — WTTS. В пользу этого, помимо прочего, свидетельствует уже хорошо подтвержденная иятенная активность этих звезд (см. например, Штрассмайер и др., 1994 [106|- Соколов и др., 2008;[102]).

Модель хромосферной активности CTTS сменилась аккреционными моделями. В этих моделях звезда окружена аккрецирующим протопланетным диском, который в настоящее время виден на изображениях некоторых звезд Т Тельца и проявляет себя в спектре, являясь причиной инфракрасного избытка излучения. В первых моделях (Линден-Белл и Прингл, 1974 |82|) диск доходил практически до поверхности звезды, где в узком поясе выделялась вся кинетическая энергия кеплеровского вращения. Берту (1988) [8], Базри и Берту (1989) [6] рассчитали спектр излучения аккреционного диска с учетом вклада пограничного слоя, что позволило авторам сравнивать расчеты с наблюдениями нескольких CTTS в диапазоне длин волн от 0.1 до 100 мкм. Наблюдаемые потоки F () в разных спектральных диапазонах, использованные в этих работах, были получены не одновременно, поэтому небольшие отличия расчетного спектра от наблюдаемого можно было объяснить переменностью. Это позволило авторам сделать вывод, что модель аккреционного диска с пограничным слоем позволяет объяснить наблюдаемое распределение энергии в непрерывном спектре CTTS. Характерный темп аккреции Мас для исследованных звезд оказался ~ 10~7 Ме/год. Однако авторы не ограничились этим заключением и отметили, что данная модель нуждается в усовершенствовании. поскольку предполагает аксиальную симметрию излучающей области, что не позволяет объяснить ряд явлений, наблюдаемых у CTTS. Отметим лишь два из них:

1) у нескольких CTTS наблюдаются периодические вариации блеска, которые проще всего было объяснить наличием на поверхности этих звезд горячих (Т > Tef) пятен, ориентация которых относительно наблюдателя меняется при вращении звезды. Этот факт не удается объяснить, если эмиссия в континууме у этих звезд формируется в пограничном слое.

2) профили многих эмиссионных линий в спектрах CTTS имеют асимметричную форму. При этом особое внимание обращалось на звезды типа YY Ori, у которых наблюдалось падение вещества со скоростью, близкой к второй космической.

В работе Берту и др. (1988) [8] высказано предположение, что причиной асимметрии аккреции является магнитное поле звезды, при условии, что магнитная ось наклонена к оси вращения. Эти идеи получили развитие сначала в простых моделях (Камензинд, 1990 [18]- Кенигл, 1991 [71]), а в настоящее время в численном моделировании взаимодействия диска и магнитосферы звезды (Романова и др., 2003 и 2004 [92,93]).

Магнитное ноле звезды будет препятствовать радиальному движению плазмы диска, в результате чего на расстоянии от звезды менее чем радиус остановки (примерно равный альфвеновскому радиусу, см. Липунов, 1987 стр. 81−84 [125]) движение вещества будет контролироваться магнитным полем. Вблизи радиуса остановки вещество диска должно замедлиться до линейной скорости вращения звезды на радиусе остановки: можно сказать, что пограничный слой для замагниченной звезды переносится с ее поверхности на границу магнитосферы. В этом пограничном слое, по-видимому, формируются широкие эмиссионные компоненты (Гомез де Кастро и фон Рековски, 2011 [43]). Часть вещества отбрасывается прочь от звезды, формируя истечение, часть стекает по магнитному полю к звездной поверхности.

Таким образом, важнейшим компонентом активности является магнитное поле звезды: оно управляет аккрецией, оно, по крайней мере частично1, ответственно за формирование истечения. Кроме того, взаимодействие звезды через магнитное поле с диском и ветром перераспределяет угловой момент между этими компонентами. Поэтому вопрос о величине и топологии магнитного поля является ключевым для физики молодых звезд.

Существуют две принципиально различные методики измерения магнитного поля. Первая основывается на зеемановском уширении линий в неполяризованно. м свете, однако эта методика не чувствительна к топологии поля. Другая методика основывается на анализе поляризованного света в спектральных линиях и позволяет делать выводы о топологии поля, однако она подвержена эффекту взаимной компенсации полей с противоположными знаками, что приводит к ошибке в измерении абсолютной величины поля.

На данный момент магнитное ноле было обнаружено примерно у 40 классических TTS. Эти измерения существенно отличаются по методике определения поля, что приводит к тому, что ноле определенное в различных работах, часто относится к различным пространственным областям. Для звезд CV Cha и CR Cha (Хусейн и др., 2009 [67]), TYV Hva (Донати и др., 2011, [31|), V2129 Oph (Донати и др. 2011 [30]), V2247 Oph (Донати и др., 2010 [28]), АА Tau (Донати п др., 2010 |29]), BP Tau (Донати и др., 2008 [26]) построено распределение поля в фотосфере на основе анализа поляризованного излучения. Еще для 26 звезд поле измерено по зсемановскому уширению линий в неполяризованном свете (Джонс-Крулл, 2007, [52]- Янг и Джонс-Крулл, 2011 [111]) — По узким эмиссионным линиям, которые образуются в зоне аккреции, поле было измерено всего для 10 звезд: GM Aur (Симингтон и др. 2005 [107]), TW Hva (Донати и др., 2011 [31]), V2129 Oph (Донати и др. 2011 [30]), АА Tau (Донати и др., 2010 [29]), BP Tau (Донати и др., 2008 [26]- Симингтон и др., 2005 [107]- Чунтонов и др., 2007 [13.3]), RW Aur (Симингтон и др., 2005 [107]), DF Tau, DN Tau, GG Tau (Симингтон и др., 2005 [107]), Т Tau (Смирнов и др., 2004 [131]). В диссертации представлены результаты измерений поля еще для 4-х звезд: DO Tau, DR Tau, DS Tau и RW Aur.

При типичном значении поля и темпе аккреции альфвеновский радиус составляет несколько радиусов звезды. Вещество, падающее с такого расстояния, успевает набрать скорость в несколько сотен км/с у звездной поверхности, налетая на которою, газ тормозится в аккреционной ударной волне (УВ). Наиболее детальные расчеты структуры ударной волны представлены в работе Ламзина (1998) [12−3].

Энергия аккрецируемого газа выделяется за фронтом ударной волны в виде ультрафиолетового и рентгеновского излучения, которое поглощаются и переизлучаются налетающим.

Часть истечения может создаваться так называемым дисковым ветром, см. например, Кван и Тадемару (1995) [77].

Таблица 1: Концентрация газа за фронтом ударной волны N0 из рен'1 геновских наблюдений.

Звезда N0, см" 3 Ссылка.

ВР Таи 3 • 10И Шмптт и др. (2005) |98[.

V4046 Sag (0.3- 1)-1012 Гюнтер и др. (2006) [47].

RU Lup 3 • ю11 Робрейд и Шмитт (2007) [911.

МР Mus 5 • 1011 Аргироффи и др. (2007) [3].

TW Нуа 1013 Кастнер и др. (2002) |68] газом.

Звезды типа Т Тельца излучают в рентгеновском диапазоне порядка 1028 — 1031 эрг/с (Гюдель и Теллеши, 2007 [46]). В рентгеновском спектре CTTS выделяют как минимум две составляющие (Робрейд и Шмитт, '2006 [90]- Брикхаус и др., 2010 [ 121): одна — разряженная и горячая с температурой ~10 МК, при которой формируются линии ионов MgXII, Si XIII и Si XIV. другая — более плотная с температурой около 3 МК (выделенная по тиниям О VIII, NelX и MgXI). В Табл. 1 представлены измеренные плотности газа в облает формирования холодной компонен1ы рентгеновского излучения, которую связываю! с зоной за фронтом ударной волны.

Из таблицы видно, что измеренные плотности все же оказываются меньше юго значения, которое необходимо для объяснения оптических спектров. т. е. наблюдаемые плотности должны быть, по крайней мере, больше чем 3 • 1012 см-3 и около 3 ¦ 1013 см-3. Здесь стоит отметить, что методика измерения плотности по соотношению между рентгеновскими линиями имеет ряд недостатков, один из которых заключается в том, что увеличение поля излучения в ультрафиолете приводит к таким же изменениям в соотношении рентгеновских линий, как и при увеличении электронной концентрации.

Кроме этого, в работе Брикхаус и др. (2010) [12] высказано предположение, что часть мягкого рентгеновского излучения формируется в локальной аккреционно-индуцированной короне в областях, прилежащих к зоне аккреции. Температура этих областей соответствует температуре возникновения иона OVII.

Содержание химических элементов в аккрецируемом газе, вообще говоря, может отличаться от их содержания в звезде. В перечисленных работах по определению плотности за фронтом ударной волны также приведены аргументы в пользу пониженного содержания некоторых элементов (Fe, Si, Mg). Отличие содержания химических элементов от их содержания в звезде может иметь простое объяснение: перечисленные химические вещества, помимо прочих, входят в состав пылинок, которые, слипаясь, образуют крупные тела. Эти крупные тела не участвуют в процессе аккреции, приводя к понижению металличности аккрецируе-мого вещества. В диссертации будет рассмотрен вопрос истощения кальция в аккрецируемом газе, однако нам в большинстве случаев удается объяснить спектр с содержанием Са, близким к солнечному.

В простых моделях ударной волны (Кальвет и Гуллбринг, 1998 [16]- Ламзин, 1998 [123]) часть рентгеновского излучения может выходить через боковую стенку аккреционной колонки, однако в работе Дрейк (2005) [32| замечено, что это не совсем так, поскольку налетающий газ «продавливает» атмосферу звезды, и ударная волна устанавливается в глубоких слоях атмосферы, так что при моделировании выходящсго рентгеновского излучения нужно учитывать не только поглощение налетающим газом, но и поглощение атмосферой звезды. Причем, чем больше плотность падающего газа, тем глубже в атмосфере устанавливается ударная волна, и тем сильнее поглощается рентгеновское излучение в ней, что в итоге приводит к систематическому занижению плотности падающего газа, если ее определять по рентгеновским линиям. Несмотря на всю справедливость этого замечания, выполнить конкретные расче1ы для поглощения рентгеновского излучения пока затруднительно, поскольку реальное пятно не является однородным, и следовательно, ударная волна будет находиться на разных высотах в атмосфере звезды, если вообще можно говорить о каком-то ее положении. Дело в том. что в ряде работ (Колдоба и др., 2008 [70]- Сакко и др., 2010 [95]) рассматривается вопрос о неустойчивости ударной волны, при котором положение ее фронта совершает колебания. Возможно, эти колебания объясняются тепловой неустойчивостью горячего газа, то есть вызваны особенностями кривой охлаждения, которая в приведенных работах зависит только от температуры, что справедливо только в стационарной ситуации. В случае ударной волны статистическое равновесие населенности атомных уровней не достигается, и следовательно, функция охлаждения в произвольной точке в зоне оседающего газа будет зависеть не только от температуры, но также от предшествующего состояния газа. Задача об устойчивости ударной волны в отсутствие статистического равновесия до сих пор никем не решалась, и поэтому вопрос об устойчивости ударной волны остается открытым. Кроме того, предсказываемые колебания ударного фронта на характерных временах от 10' 2 до 4 • 103 с (Сакко и др., 2010 [95]) до сих пор не обнаружены.

Если сверху излучение поглощается налетающим газом, то снизу — звездной атмосферой, что приводит к появлению на поверхности горячего пятна. Структура ударной волны и горячего пятна была рассчитана в работе Кальвет и Гуллбринг (1998) [16]. Расчет спектра излучения горячего пятна был произведен только для континуума. Эти расчеты позволили количественно интерпретировать явление вуалирования и одновременно воспроизвести распределение энергии в спектре в видимой и ультрафиолетовой области, определить величину межзвездного поглощения и некоторые свойства аккреционной области: относительную площадь пятна и плотность потока энергии, которая определяет температуру горячего пятна. Использование спектрофотометрических данных и позволило авторам определить радиусы звезд и темпы аккреции. Все перечисленные параметры звезд должны определяться одновременно, и ошибка в одном параметре переносится на другие.

Одной из ключевых наблюдаемых характеристик спектра СТТЭ, необходимых для определения вышеуказанных параметров, является вуалирование. С самых пионерских работ считалось, что явление вуалирования заключается в наличии дополнительного излучения в континуме, источником которого в современной модели является горячее пятно. Однако в работах Петрова и др. ('2001. 2011) [87,88]-. Гама и др. (2008) [37] было показано, что часть вуалирования обусловлена наличием эмиссионных линий внутри фотосферных абсорбций. В диссертации будет рассмотрен вопрос о том, какую именно роль могут играть эти эмиссионные линии в вуалировании, а следовательно, и в определении темна аккреции и величины поглощения.

Помимо спектра, содержащего в себе разнородные спектральные особенности, звезды типа Т Тельца часто проявляют себя как неправильные переменные звезды. Сложное фотометрическое поведение этих звезд вызвано одновременным действием различных механизмов переменности:

1. Наличие горячих аккреционных пятен.

2. Наличие холодных пятен на поверхности наподобие солнечных, но гораздо больших размеров. О наличии таких пятен можно судить по молекулярным полосам ТЮ в спектрах звезд с эффективной температурой выше, чем температура, при которой наблюдаются эти полосы (Хербст и Левро, 1990 |63|). Холодные пятна дают меньший вклад в общий поток, чем горячие пятна, и следовательно, роль холодных пятен меньше, чем горячих.

СТТЭ должны проявлять пятенную и хромосферную активность примерно с той же мощностью, как и VTTS. то есть давать небольшой вклад в наблюдаемые потоки эмиссионных линий на уровне нескольких процентов. В работах группы Донати (см. [26,28,29,30,31]) авторы при картировании звезды видят холодное пятно, при этом часто это пятно совпадает или находится вблизи зоны аккреции. В диссертации будут представлены некоторые аргументы, ставящие под сомнение правильность методики картирования аккрецирующих звезд, тем не менее наличие холодных пятен и даже их ассоциация с зоной аккреции кажется вполне естественной.

3. Горячие пятна меняют общую яркость звезды не только из-за изменения их положения при вращении звезды, но и из-за изменений темпа аккреции, которые приводят к изменениям температуры пятна.

4. Изменение околозвездной экстинкции и затмения пылевыми облаками. Эти явления могут вызываться прохождением неоднородностей аккреционного диска при наблюдении звезды иод большим углом к оси вращения диска (например, Бовье и др. 2007 [11|) или наличием пылевых облаков в ветре (Тамбовцева и Гринин, 2008 [108]).

5. Специфическим видом фотометрической переменности является переменность широких эмиссионных линий, которые могут давать заметный вклад в фотометрические величины (Петров и др. 2001 [87|).

Часто, находясь глубоко в газопылевом облаке, звезды типа Т Тельца могут испытывать сильное межзвездное поглощение, причем закон межзвездного покраснения может отличаться от среднего (Кальвет и др., 2004 [17], см. однако Ламзин, 2006 [124]). В диссертации будет предложен алгоритм, который при должной доработке и адекватном наблюдательном материале, возможно, позволит найти истинный закон поглощения.

Цель работы, ее актуальность, научная новизна, выносимые на защиту результаты и список публикаций.

Цель работы — количественная интерпретация спектров CTTS в рамках модели магнито-сферной аккреции на основе расчетов спектра излучения аккреционной зоныопределение физических условий в аккреционной зоне. Достижение поставленной цели предусматривает решение следующих основных задач:

1. Расчет структуры и спектра аккреционного пятна для набора параметров падающего газа и подлежащей звезды.

2. Расчет спектра звезды с аккреционным пятном.

3. Поиск и подготовка наблюдаемых спектров звезд тина Т Тельца для сравнения с модельными спектрами.

4. Определение параметров падающего газа, размеров и ориентации аккреционного пятна для каждого отобранного наблюдаемого спектра, путем сравнения с теоретическим.

5. Измерение магнитного поля в зоне аккреции.

Актуальность работы. Нет сомнений в том. что эмиссия в линиях и континууме, наблюдаемая в спектрах классических звезд тина Т Тельца (CTTS), обусловлена аккрецией вещества протоиланетного диска на молодые звезды малой массы и сопровождающим этот процесс истечением вещества. Наблюдения показывают, что эмиссионные линии в оптических спектрах CTTS состоят из двух компонент: узкого (FWHM ~ 30 км/с) и широкого (FWHM ~ 100 км/с), которые формируются в различных пространственных областях. Можно считать доказанным. что узкие компоненты эмиссионных линий формируются в атмосфере CTTS, прогреваемой излучением аккреционной УВ: наблюдательные аргументы в пользу этой точки зрения приведены в работах Петрова и др. 2001, 2011 [87,88) — Гама и др. 2008 [37], а также в диссертации. Представленные в диссертации JlTP-расчеты в рамках простой модели круглого однородного пятна согласуются с наблюдаемым спектром узких компонент: для всех рассмотренных в диссертации CTTS удается подобрать модель, спектр которой похож на наблюдаемый, по крайней мере в том, что линии, показывающие эмиссию в наблюдаемых спектрах, показывают эмиссии и в моделях, а проведенные не-ЛТР расчеты для атомов Ca и Не позволяют количественно интерпретировать наблюдаемые спектры. Широкие компоненты, по-видимому, образуются в магнитосфере звезды на значительном (~ 1 — 3/L) расстоянии от фотосферы — см., например, Гомес де Кастро и Вердуго (2003) [42] и раздел 3.2.5. диссертации. Заметный вклад в широкие компоненты некоторых линий может также давать истекающее вещество.

В последние несколько лет Ж.-Ф. Донати с коллегами опубликовал серию работ по доплеровскому картированию CTTS, использовав для этих целей абсорбционные линии фотосферы и узкие компоненты эмиссионных линий — см. обзор Донати и Ландстрит (2009) [27] и приведенные там ссылки. Эти работы широко цитируются, а полученная информация используется для глобальных выводов о структуре магнитного поля молодых звезд и характере их взаимодействия с протопланетным диском — см., например, Донати и др. (2010) [29]. Однако достоверность результатов, полученных в работах группы Донати, вызывает у нас серьезные сомнения по следующим причинам:

1) Основа доилеровского картирования — информация о зависимости спектральной интенсивности /" от косинуса угла /i между локальной нормалью к поверхности и лучом зрения, т. е. 1и = /"(//). Группа Донати не располагает для зоны аккреции такими зависимостями, которые принципиально отличаются от зависимостей для обычной звездной атмосферы, поскольку, как показано в диссертации, в горячем пятне имеет место не потемнение к краю. как в невозмущенной атмосфере, а «посветление», из-за того, что температура в горячем пятне растет наружу.

2) Принято считать, что наблюдаемое уменьшение глубины фотосферных линий в спектрах CTTS по сравнению со звездами главной последовательности тех же спектральных классов вызвано тем, что на фотосферный спектр молодой звезды накладывается т.н. вуалирующий континуум (Хартиган и др., 1989, [56]). Однако наблюдения и расчеты, представленные в диссертации, показали, что существенный вклад в вуалирование вносят эмиссионные линии, возникающие в горячем пятне и частично заполняющие фотосферные линии. В диссертации показано, что степень вуалирования линиями, как правило, отличается в несколько раз даже в пределах узкого спектрального диапазона. Иными словами, эмиссия в линиях искажает профили разных фотосферных линий в различной степени. Меж тем группа До-нати для доплеровского картирования использует т.н. LSD метод, суть которого сводится к анализу единственного профиля, который получается усреднением большой совокупности фотосферных линий, естественно, без учета искажения их профилей эмиссионными линиями горячего пятна.

В диссертации показано, что если не учитывать вуалирование фотосферного спектра эмиссионными линиями горячего пятна, то возникает непредсказуемые ошибки в оценках параметров аккреционного пя тна и таких параметров звезды, как Tej. v sin г, Ау. Иными словами, есть основания полагать, что все измерения этих параметров, выполненные до сих пор, являются в той или иной мере неточными. И напротив, учет вуалирования линиями решает как проблему немонотонного распределения вуалирования, описанную в работе Стем-пельса и Пискунова (2003) [105], так и проблему вуалирования в ИК области, поставленную в работе Фишера и др. (2011) [34). Воспроизведение наблюдаемого спектра эмиссионных линий позволяет получить оценки параметров аккреционной зоны, которые не зависят от неопределенности в величине и законе межзвезного поглощения, более того, при наличии спектров CTTS в абсолютных единицах, можно восстановить сам закон межзвезного поглощения в направлении на изучаемые CTTS.

В последнее десятилетие рядом авторов были выполнены трехмерные численные МГД-расчеты, моделирующие процесс магнитосферной дисковой аккреции на звезды различных типов: от нейтронных звезд и белых карликов до CTTS — см. обзор Романовой и др. (2009) |94| и приведенные там ссылки. Из-за сложности расчетов авторы вводят различные упрощения, оправданность которых можно выяснить только путем сравнения получаемых результатов с наблюдениями. Метод доплеровского картирования — весьма перспективный подход для такого сравнения, a CTTS — самые подходящие объекты, поскольку в спектрах этих звезд проявляются все составляющие аккреционного потока: от точки остановки на границе магнитосферы до поверхности звезды — см. работу Аленкар (20U7) [2| и приведенные там ссылки. При этом многие CTTS удалены от Солнца на расстояние менее 150 пк, что позволяет получать для них спектры высокого качества, необходимые для доплеровской томографии. Поняв физику магнитосферной аккреции в случае CTTSможно использовать полученные результаты и для звезд других типов.

Научная новизна Основные результаты работы являются новыми и заключаются в следующем:

• Получена зависимость 1(ц) для зоны аккреции CTTS в линиях и континууме.

• В рамках модели магнитосферной аккреции удается одновременно воспроизвести фо-тосферный спектр, вуалирование и спектр узких компонент эмиссионных линий, путем подбора физических параметров ударной волны.

• По оптическим спектрам CTTS определено среднее по области аккреции значение концентрации падающего газа, которое для большинства звезд составило около 1013 см-3 или более.

• Найдено объяснение немонотонного распределения вуалирования с длиной волны и степени вуалирования в ПК области.

• Вычисление спектра звезды с аккреционной зоной позволило выделить широкий эмиссионный компонент у линии Hell 468G А.

• В спектрах CTTS найдены наблюдаемые проявления неоднородности аккреционной зоны.

• Проведен спектрополяриметрический мониторинг звезды RW Aur и найдено, что звезда имеет две зоны аккреции с противоположной полярностью магнитного ноля. Обнаружено магнитное иоле в ветре зведы RW Aur.

Практическая и научная значимость полученных результатов определяется возможностью их применения для количественной интерпретации наблюдений индивидуальных CTTS. Особый интерес в этой связи представляет использование результатов расчета спектра аккреционной зоны в комбинации с недавно появившимися численными 30-моделями аккреции на замагниченную звезду.

Полученные модели в перспективе могут бьпь использованы при проведении доилеров-ского картирования и магнитного доплеровского картирования. Аккуратное воспроизведение спектра фотосферы и аккреционной зоны позволяют найти новые и уточнить профили известных линий, область формирования которых не относится к звезде и зоне аккреции. Это может быть использовано при изучении широких компонент линий, образующихся в истечении. Полученные результаты могут быть использованы для определения межзвездной экстинкции в направлении на молодые звезды.

В соответствии со сказанным, результаты, изложенные в диссертации, могут быть использованы во всех научных учреждениях, где изучают проблемы звездообразования, звездного магнетизма, а также теорию магнитосферной аккреции.

На защиту выносятся следующие основные положения:

1. Рассчитаны спектры интенсивности излучения горячего пятна, возникающего на поверхности CTTS в результате прогрева ее атмосферы излучением аккреционной ударной волны.

2. Показано, что вуалирование спектров CTTS происходит не только континуумом, но и эмиссионными линиями, которые формируются в горячем пятне, причем относительный вклад линий в вуалирование возрастает с уменьшением плотности потока аккреционной энергии.

3. Найдено, что средняя плотность вещества перед фронтом ударной волны для большинства звезд составляет около 1013 см" 3.

4. Показано, что учет не-ЛТР эффектов при расчете спектра линий Cal позволяет воспроизвести наблюдения для всех исследованных CTTS (9 звезд).

•5. У звезды RYV Aur, А обнаружена переменная средняя продольная составляющая магнитного поля в зоне аккреции с напряженностью до 1.5 кГс и в ветре до 0.8 кГс.

Апробация результатов.

Излагаемые в диссертации результаты были опубликованы в 2012;2013 гг. в С статьях рецензируемых журналов:

1. Додин A.B., Ламзин С. А., Чунтонов Г. А. Магнитное поле молодой звезды RW Аиг. Письма в Астрономический журнал, 38, 194 (2012).

2. Л од и н A.B. и Ламзин С. А. Интерпретация эффекта вуалирования фотосферного спектра звезд mima Т Тельца в рамках аккрси/иоинои модели. Письма в Астрономический журнал, 38, 727 (2012).

3. Бисикало Д. В., Додин A.B., Кайгородов П. В., Ламзин С. А., Малоголовец Е. В., Фатеева A.M. Реверсное вращение аккреционного диска RW Аут А: наблюдения и физическая модель. Астрономический журнал, 89, 761 (2012).

4. Додин A.B., Ламзин С. А., Ситнова Т. М. Не-ЛТР .моделирование узких эмиссионных компонент линий Не и Ca, в оптических спектрах классических звезд Т Тельца. Письма в Астрономический журнал, 39, 353 (2013).

Доступно по адресу http://arxiv.org/abs/1302.1825.

5. Додин A.B. и Ламзин С. А. О природе вуалирования спектров классических звезд Т Тельца в ближней инфракрасной области. Письма в Астрономический журнал. 39. в печати (2013).

Доступно по адресу http://arxiv.org/abs/T302.5357.

6. Додин A.B., Ламзин С. А., Чунтонов Г. А. Результаты, измерения, магнитного поля, молодых звезд DO Tan, DR Tau, DS Tau. Астрофизический бюллетень, 68. в печати (2013).

Доступно по адресу http://arxiv.org/ahs/1303.0826.

Результаты исследований, представленных в диссертации, опубликованы в материалах конференций:

1. Dodin А.V., Choimtonov G.A., Lanizin S.A. Magnetic field of young star RW Aur. In «Magnetic Stars» Proceedings of the International Conference. Nizhniy Arkhyz, 2011.

2. Материалы Международного молодежного научного форума «ЛОМОНОСОВОЙ) Москва, 12−15 апреля, 2010. / Отв. ред. И. А. Алептковекий. П. Н. Костылев. А. И. Андреев. A.B. Андриянов. [Электронный ресурс] - М.: МАКС Пресс, 2010. — 1 электрон, опт. диск (CD-ROM) — 12 см. ISBN 978−5-317−3 197−8 Доступно по адресу http://lomonosov-msu.ru/rus/archivc.html.

Результаты также докладывались на:

1. Всероссийской молодежной астрономической конференции «Наблюдаемые проявления эволюции звезд» 15−19 октября 2012. CAO РАН.

2. Семинарах «Магнитонлазменные процессы в релятивистской астрофизике» в 2011. 2012. 2013 гг.

Личный вклад автора в совместных работах. Содержание диссертации и основные положения, выносимые на защиту, отражают персональный вклад автора в опубликованные работы. Подготовка к публикации полученных результатов проводилась совместно с соавторами, вклад диссертанта в работах 1−2 и 4−7 был определяющим. В работах 1 и 6 наблюдения и редукция выполнялась соавторами. В работе 3 автору пренадлежит только обработка наблюдательных данных. Все представленные в диссертации результаты получены лично автором. Соискатель в равной степени с другими соавторами участвовал в постановке задач, имея определяющую роль на этапах разработки методов, их тестирования, проведения расчетов, получения и представления результатов и выводов. Автором модифицированы программы ATLAS9, SYNTHE, DETAIL для расчета структуры и спектра аккреционной зоны. Автором написаны программы для подбора теоретических моделей, описывающих наблюдаемые спектры, и программы для измерения магнитного поля.

Объем и структура работы. Диссертация состоит из введения, 3 глав, заключения и списка литературы. Список использованной литературы содержит 133 наименования. Текст диссертации содержит 137 страниц машинописного текста, включая 50 рисунков и 11 таблиц.

Заключение

.

Общепризнано, что эмиссионный спектр CTTS — следствие магнитосферной аккреции вещества иротонланетного диска, но количественно воспроизвести этот спектр до сих пор не удалось. Это порождает сомнения в достоверности существующих оценок параметров аккреционного потока CTTS, интегральных характеристик молодых звезд и величины межзвездной и/или околозвездной экстинкции, А у в направлении на эти объекты. Моделирование спектра CTTS осложняется тем. что большинство эмиссионных линий состоит из узкого и широкого компонента, которые образуются в областях с существенно разными физическими условиями, геометрией и полем скоростей.

Различие столь велико, что на данном этапе приходится моделировать узкие и широкие компоненты эмиссионных линий независимо друг от друга. Из-за этого при сравнении расчетных интенсивностей и профилей одного из компонент возникает неопределенность, обусловленная априорно неизвестным вкладом второго. Особенно серьезна эта проблема для широких компонент линий: они образуются в движущемся газе магнитосфер CTTS, поэтому используемое сейчас разделение компонент путем разложения наблюдаемого профиля линии на две гауссианы нельзя считать серьезной основой для сравнения расчетов с наблюдениями. При этом моделирование профилей широких компонент — весьма трудоемкая многонара-метрическая задача, которая требует совместного решения системы уравнений трехмерной радиационной магнитогазодинамики (Куросава и Романова, 2012, [74|).

На примере линий Hell 4686 и Call мы видели, что наличие широкого компонента также затрудняет сравнение с наблюдениями расчетного спектра горячего пятна. Вместе с тем, наши расчеты хорошо воспроизводят профили большинства линий неионизованных металлов, например, Cal, а это значит, что у этих линий широкий компонент практически отсутствует. Если с помощью такого рода линий удастся определить спектр горячего пятна, то можно будет находить и профиль широкого компонента, вычитая из наблюдаемых профилей расчетные. Уже в данной работе такой подход позволил впервые обнаружить широкий компонент у линии Hell 4686. Но все-таки главная цель моделирования спектра пятна — определить, какую форму имеет аккреционное пятно на поверхности звезды и как внутри него распределены величины V0 и N0. Попутно должны быт ь определены величины, характеризующие саму звезду: Tej, i?, i, Veq и Ау.

Решить эту задачу можно путем доиплеровского картирования пятна, опираясь на зависимость /" = /?.(/.i), рассчитанную в максимально широком спектральном диапазоне для большого набора значений параметров, характеризующих аккреционную УВ и саму звезду. Расчеты выполненные в диссертации — первые шаги в этом направлении.

Хорошее согласие наблюдаемых спектров с расчетами позволяет с доверием относиться к выводу о том, что большинство исследованных звезд аккрецируют вещество с плотностью > 3×1012 см~3, хотя этот вывод и получен нами в рамках модели круглого однородного пятна. Кстати сказать, этот результат — первое определение величины А^о по оптическим спектрам.

Как оказалось, при такой плотности спектр Cal и атомов других металлов близок к ЛТР. Учитывая простоту используемой модели, трудно сказать, насколько можно доверять нашему выводу о том, что в случае TW Нуа обилие кальция в аккрецируемом газе примерно втрое меньше солнечного. Впрочем, возраст TW Нуа в несколько раз больше возраста других исследованных нами CTTS, поэтому уменьшение обилия Са в аккрецируемом веществе, за счет его аккумуляции в планетозималях, как раз для этой звезды представляется вполне допустимым.

Использование степени вуалирования г при описании фотосферного спектра удобно лишь тогда, когда оно вызвается токлько наличием дополнительного континуума, поскольку в этом случае г (А) плавно изменяется с длиной волны и для полного описания вуалирующего континуума достаточно использовать небольшое количество средних значений г, усредненных по большим спектральным участкам. Однако, оказалось, что вуалирование частично вызывается эмиссионными линиями и их учет позволяет объяснить как немонотонность наблюдаемых распределений г (А) так и вуалирование в области 1 мкм. Следовательно, rio крайней мере для звезд с очевидной немонотонностью г (А), следует указывать вуалирование в каждой измеряемой линии отдельно. При этом возникает вопрос выбора спектра сравнения. Использование спектра WTTS может привести к систематическим ошибкам, поскольку наличие больших холодных пятен на их поверхности может вызывать хаотически изменяющееся вуалирование линий. Для описания временных изменений можно использовать относительное вуалирование, когда в качестве спектра сравнения используют спектр самой звезды в некоторый момент времени. При определении же физических параметров аккреции нужно сразу непосредственно сравнивать наблюдаемые и модельные спектры. В диссертации это было сделано на примере простой модели круглого пятна, однако при увели чем им числа критериев, которые используются при сравнении спектров, можно будет использовать более сложные модели с большим числом параметров.

Для дальнейшего продвижения на пути к догшлеровскому картированию зон аккреции CTTS необходимо сделать следующее.

1) Подготовить соответствующий наблюдательный материал. Начать следует с более тщательной обработки всех доступных спектров CTTS: напомним, что в данной работе использовались спектры, прошедшие автоматическую обработку. Мы сравнивали с расчетами спектры, нормированные на уровень континуума в каждом эшельном порядке, поэтому полученные нами результаты не зависят от величины межзвездного покраснения. Хорошее согласие наблюдаемых спектров с модельными, для которых известна зависимость F = F{X), означает, что нам известен спектр звезды, не искаженный межзвездным покраснением. Поэтому если нам удастся из спектров определить наблюдаемую зависимость F{), то мы сможем не только найти величину Ау, но и попытаться определить зависимость Если дополнительно удастся получить информацию о зависимости F () в абсолютных единицах, то можно также определить светимость и радиус звезды.

2) Выполнить расчет не-ЛТР сруктуры верхних слоев горячего пятна, что позволит адекватно рассчитывать спектр излучения Hel, водорода, а также уточнить спектр НеII. Кстати сказать, не-ЛТР спектр излучения водорода мы также рассчитывали, но не использовали для диагностики спектров CTTS, но двум причинам: во-первых, в профилях баль-меровских линий доминирует широкий компонент, и, во-вторых, как раз потому, что линии водорода образуются в самых внешних слоях пятна.

До выполнения описанных выше расчетов мы полагали, что поток в узких компонентах линий Н и Не, в отличие от линий Са, формируется примерно в равной степени в пятне и в движущемся газе за фронтом аккреционной УВ. Для единообразного расчета населенностей уровней в этих областях с весьма разными физическими условиями мы использовали приближения более подходящие для зоны оседающего газа: метод вероятности выхода кванта и фиксированное поле излучения в континууме. Однако теперь мы знаем, что основной поток в этих линиях формируется в пятне, поэтому впоследствии расчет населенностей уровней гелия и водорода следует проводить так, как это было сделано для Са.

•3) Выполнить не-ЛТР расчеты спектров для Fe, Mg, Ti и Na с тем, чтобы выявить в спектрах CTTS как можно больше линий, которые чувствительны к изменению тех или иных параметров аккреционного пятна и звезды. Именно эти линии следует использовать в будущем при доплеровском картировании этих звезд. В данной работе было показано, что резонансная линия Cal 4226.7, например, чувствительна к ориентации пятна, а линии Hell 4686 и Call при известной степени вуалирования — к плотности газа.

4) Рассчитать спектр излучения аккреционной УВ для lg JV0 > 13 и V0 > 400 км/с, т. е. превышающих значения из работы Ламзина (1998) [123], поскольку есть основания полагать, что для некоторых CTTS это может понадобиться для моделирования наблюдаемого спектра.

5) Включить в программу расчета спектра линии некоторых важных молекул, которые не учитывает наша программа, в частности TiO, поскольку эти линии характерны для звезд поздних спектральных классов, тем более что наряду с горячим пятном на поверхности CTTS могут быть и холодные пятна — см., например, Донати и др. (2011) [31|.

Полученные теоретические спектры интенсивностей можно использовать не только для обычного доплеровского картирования, но также и для магнитного, поскольку выполняемое сегодня картирование производится без учета излучения аккреционной зоны. Наличие эмиссионных линий, которые формируются преимущественно в различных участках пятна, должно дополнительно облегчить задачу магнитного картирования зон аккреции.

Представленные в диссертации спектрополяриметрические наблюдения, к сожалению, не позволяют выполнить картирование, поскольку сильно разнесены во времени. Однако даже такие наблюдения позволили не только измерить иоле, но и сделать выводы о наличии двух аккреционных зон на поверхности звезды RW Aur, которые поочередно видны наблюдателю. Использование узких эмиссионных линий металлов и их первых ионов открывает возможность обнаружения градиента магнитного поля в аккреционной зоне даже по небольшому количеству спектров. Так как при этом нужно использовать только эмиссионные линии, то для решения этой задачи в первую очередь следует исследовать звезды, в спектрах которых наблюдается много узких и сильных эмиссионных линий, а яркость звезды при этом не имеет принципиального значения. Этот принцип выбора звезд примерно в два раза расширяет круг звезд, доступных для исследования на российском шсстиметровом телескопе.