Аккреционная активность звезд типа UX Ori и родственных им объектов тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

Российская академия наук Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория

0ü3450"Jba На правах рукописи

Тамбовцева Лариса Васильевна

АККРЕЦИОННАЯ АКТИВНОСТЬ ЗВЕЗД ТИПА UX ORI И РОДСТВЕННЫХ ИМ ОБЪЕКТОВ

Специальность: 01.03.02 - астрофизика и радиоастрономия

Автореферат

диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

2 3 ОПТ 2008

Санкт-Петербург - 2008

003450389

Работа выполнена в Главной (Пулковской) Астрономической обсерватории Российской академии наук

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук ВИБЕ Дмитрий Зигфридович

доктор физико-математических наук ФАБРИКА Сергей Николаевич

доктор физико-математических наук ХОЛТЫГИН Александр Федорович

Ведущая организация:

Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга

Защита состоится 21 ноября 2008 г. в 11 часов 30 минут на заседании Диссертационного совета Д 002.120.01 в Главной астрономической обсерватории Российской академии наук по адресу: 196140, Санкт-Петербург, Пулковское шоссе, д.65/1, ГАО РАН

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ГАО РАН

Автореферат разослан 7 октября 2008 г.

Ученый секретарь диссертационного совета кандидат физ.-мат. наук

Е.В. Милецкий

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Объектом исследования данной работы являются молодые звезды малых и промежуточных масс, находящиеся на той стадии эволюции звезд, когда звезда уже видна в оптическом диапазоне, а в ее спектральном распределении энергии присутствуют сильные избытки излучения в ближней и далекой инфракрасной (ИК) областях спектра. Они образуются из-за теплового излучения пыли в окружающих звезды околозвездных (ОЗ) дисках, которые еще называют протопланетными, так как там образуются зародыши планет (планетозимали), или аккреционными, так как через диск идет аккреция протозвездного вещества на звезду. На этой стадии звезды еще продолжают аккрецировать вещество из остатков протозвездных облаков; процесс аккреции сопровождается истечением вещества.

Согласно общепринятой терминологии, это звезды типа Т Тельца (TTS) и Ае/Ве Хербига. Они отличаются своими параметрами (масса и светимость TTS

равны 0.5-1М® и 1-5L® , звезд Хербига 2-10М© и 50-103L© соответственно), магнитными полями (2-4 кГс у ITS и несколько сот гаусс у звезд Хербига), но в остальном они демонстрируют большое сходство. Это звезды, находящиеся на пути к Главной Последовательности (ГЦ), с сильными эмиссионными линиями водорода (особенно сильна линия На), распределение энергии в их спектрах имеет одинаково сильные инфракрасные избытки излучения. У обоих типов звезд обнаружены джеты (высокоскоростные коллимированные и сильно ионизованные истечения вещества), хотя у звезд Ае/Ве Хербига они наблюдаются не в таком количестве, как у звезд типа Т Тельца.

Тем не менее, у этих двух типов звезд есть и отличительные свойства, которые затрудняли применение физической схемы околозвездной оболочки TTS, включающей аккреционный диск и магнитосферу с излучающим газом, к звездам Хербига. Звезды Ае/Ве Хербига не имеют конвективной зоны, чтобы образовать сильное магнитное поле и развитую магнитосферу. До недавнего времени считалось, что из звезд Хербига происходит только истечение вещества, тогда как у TTS наблюдались признаки как истечения, так и аккреции.

К концу 80-х годов прошлого столетия был накоплен уже достаточно большой материал наблюдений звезд еще одного класса - звезд с непериодическими, алголе-подобными ослаблениями блеска, или согласно современной терминологии, звезд типа UX Ori (UXOR). Они имели ряд признаков звезд Хербига, но демонстрировали только двухкомпонентные аккреционные профили в линии На и бурную фотометрическую активность, которой не были подвержены остальные молодые звезды. Чтобы объяснить поведение показателей цвета во время непредсказуемых ослаблений блеска, предлагалось несколько самых различных моделей. Предполагалось даже, что это старые звезды, которые не приближаются к ГП, а наоборот, удаляются от

нее. Многолетние фотометрические и поляриметрические наблюдения звезд типа UX Orí, проводившиеся в Крымской Астрофизической обсерватории [1], убедительно доказали, что звезды типа UX Ori - это молодые звезды, околозвездные диски которых наклонены под небольшим углом к лучу зрения, поэтому их наблюдают через вещество их протопланетных дисков.

Следовательно, звезды типа UX Ori не являются каким-то особым классом звезд, это, в основном, звезды Ае Хербига, среди них есть и звезды типа Т Тельца. Они выделены только в силу своей ориентации к наблюдателю. Это означает, что «классические» звезды Ае Хербига тоже должны иметь аккреционные диски. В конце 80-х и начале 90-х годов стала разрабатываться теория дисковых ветров для молодых звезд, в основе которой лежала идея о том, что истечение вещества у этих звезд, как и у любых других объектов, имеющих вращающиеся аккреционные диски, инициируется самим аккреционным диском с помощью крупномасштабного магнитного поля, пронизывающего этот диск. Иными словами, дисковый ветер звезд типа Т Тельца и Ае Хербига является прямым следствием аккреционного процесса, и это подтверждено многочисленными наблюдательными фактами.

Несмотря на то, что природа UXOR была к 90-м годам уже выяснена, осталось много нерешенных вопросов: о необычном поведении эмиссионных линий во время минимумов, о том, как применить магнитосферную аккрецию к звездам, у которых тогда не было обнаружено никаких магнитных полей, как объяснить отсутствие вуалирования фотосферных спектров у звезд Хербига, как объяснить присутствие нейтрального натрия с малым потенциалом ионизации вблизи яркой горячей звезды, как объяснить циклический характер изменений блеска, наблюдаемый у звезд этого типа? Эти и многие другие вопросы стимулировали настоящую работу.

Звезды типа UX Ori, благодаря ориентации своих 03 дисков относительно луча зрения, являются превосходной природной лабораторией для изучения физических процессов, происходящих в околозвездных оболочках всех молодых звезд. Фотометрические и поляриметрические наблюдения этих звезд позволяют «разрешить» тонкую структуру внутренней области 03 дисков, которая пока недоступна современным телескопам. Теоретическое моделирование аккреционных дисков у этих звезд упрощается благодаря тому, что в силу их ориентации при расчетах не надо учитывать истечение вещества, т.е. вводить еще несколько неизвестных свободных параметров, что всегда делает конечные результаты менее надежными.

Актуальность

В настоящее время проблемы образования звезд и все связанные с ними явления находятся в фокусе пристального внимания астрофизиков, так как за последнее десятилетие произошел качественный прорыв в понимании этих явлений. Это произошло в связи с развитием и вводом в эксплуатацию наземных и космических телескопов нового поколения, разработкой новых

методов обработки данных и теоретического моделирования изучаемых процессов, а также параллельным развитием компьютерной техники. Немаловажно и то, что к настоящему времени накопился значительный банк данных, и стало возможным изучать задачи по проблеме молодых звезд на очень длительных шкалах времен. Важную стимулирующую роль сыграло и обнаружение планет вне Солнечной системы.

Трудно представить, что еще 10 лет назад в литературе серьезно обсуждался вопрос, существуют ли аккреционные диски у молодых звезд? Сейчас получают изображения дисков, позволяющих увидеть их структуру и моделировать ее не вслепую, а сравнивая с наблюдениями, число которых с каждым годом растет. Пылевые околозвездные диски интенсивно изучаются последние годы. Несмотря на явные достижения в их пространственном разрешении, мы все еще далеки от точного знания их структуры и объяснения спектрального распределения энергии в системе «звезда + диск». Поэтому информация, предоставляемая наблюдениями, требует привлечения теоретических моделей. Только тогда, когда модели аккреционных дисков и истечений будут находиться в разумном согласии с наблюдаемыми фактами, они могут служить основой, на которой можно будет моделировать другие процессы: химический состав, структуру и эволюцию пыли, и, наконец, образование планет.

Основные цели работы

Целью работы являются диагностика аккреционных дисков звезд типа UX ORi; адаптация к ним модели магнитосферной аккреции, разработанной для классических звезд типа Т Тельца; не-JITP расчеты эмиссионных спектров UXOR с учетом экранирования газопылевыми облаками; определение химического состава падающего на молодую звезду газа; диагностика пылевой составляющей околозвездного окружения UXOR по наблюдениям в ближней ИК области спектра; исследование влияния движения пыли в зоне испарения на фотосферные профили линий; исследование свойств запыленного дискового ветра у одиночных и двойных звезд.

Научная новизна работы

Впервые рассчитаны параметры аккреционных течений звезд типа UX Ori в рамках модели магнитосферной аккреции на базе не-ЛТР расчетов эмиссионных линий водорода и гелия и переменность эмиссионных линий UXOR. Впервые доказано, что основным процессом, поставляющим газ примерно солнечного состава в окрестность UXOR является дисковая аккреция вещества из протозвездного облака; дополнительным, но не постоянным и менее интенсивным источником газа с повышенной металличностью является испарение твердых тел, движущихся по сильно вытянутым орбитам.

Впервые в баллистическом приближении рассчитано движение низкоскоростного дискового ветра от маломассивного вторичного компонента

в молодой двойной системе для круговых и эллиптических орбит и исследован эффект присутствия дискового ветра и создаваемой им общей (с главной звездой) оболочки в оптическом диапазоне спектра. Созданы модели с дисковым ветром для объяснения циклической переменности UXOR, затмений в экзотических затменных двойных системах с очень большой продолжительностью затмений и переменности яркости отражательной туманности молодых звездных объектов.

Впервые исследуется запыленный дисковый ветер у одиночных звезд как источник переменной околозвездной экстинкции. Впервые рассчитано влияние движущейся пыли в зоне ее сублимации вблизи молодой звезды TTS на фотосферные профили линий.

Научное и практическое значение полученных результатов

Эти результаты могут стать основой для интерпретации широкого круга явлений, наблюдаемых у молодых звезд, таких, как циклы активности молодых звезд, переменность эмиссионных спектров, экстремально долго длящиеся минимумы блеска в молодых затменных системах, а также для исследования состава пылевой оболочки вокруг молодых звезд.

Кроме того, обнаружение и исследование теней от дискового ветра на изображениях протопланетных дисков может стать одним из методов поиска протопланет и изучения двойных систем на ранних стадиях их эволюции.

На защиту выносятся следующие основные результаты:

1. Доказательство того, что основным процессом, поставляющим газ в ближайшую окрестность звезд типа UX Ori, является дисковая аккреция вещества. Падающий на звезду газ имеет примерно солнечный химический состав с металличностью m < 10 и температурой - 6000 - 9000 К.

2. Адаптация модели магнитосферной аккреции к звездам типа UX Orí, вывод о том, что их эмиссионные спектры образуются не только в магнитосфере звезды, но и в самом аккреционном диске, который, в силу небольших радиусов коротации подходит близко к звезде и является источником эмиссии.

3. Определение темпа аккреции вещества на звезды типа UX Ori: темп

аккреции находится в интервале значений (3-10)х10-9Ме в год. Энерговыделение при таком темпе аккреции примерно на два порядка меньше светимостей самих звезд, поэтому оптическое излучение аккреционных дисков не влияет на оптическую переменность звезд типа UX Orí .

4. Вывод о том, что переменность эмиссионных линий во время ослаблений блеска звезд типа UX Orí полностью объясняется эффектом экранирования звезды и части излучающей области, т.е. изменением экстинкции на луче зрения.

5. Вывод о важной роли рассеяния излучения звезд типа Т Тельца в области испарения пыли на профили фотосферных линий. Искажение этих профилей происходит в результате смещения частоты рассеянного излучения вследствие эффекта Доплера. В частности, при наличии азимутальной асимметрии в рассеивающей среде рассеянное излучение может вызвать периодические смещения "центра тяжести" линии поглощения, которые могут быть восприняты наблюдателем как периодические колебания лучевой скорости звезды под влиянием маломассивного компаньона.

6. Вывод о том, что у звезд типа Т Тельца непрозрачная по пыли часть дискового ветра может составлять заметную долю полного телесного угла 4%

-8 -6

(от 0.1 до 0.4 при темпах аккреции 10" -10" М® в год соответственно). У звезд Ае Хербига эффективный телесный угол, в котором пылевой компонент ветра может взаимодействовать с излучением звезды, меньше: ~ 0.15 при темпе

аккреции, равном 1 ОМ© в год. В этих условиях периферийная зона ветра может быть источником переменной околозвездной экстинкции, ответственной за фотометрическую активность звезд типа ЦХ Оп, а также за аксиально несимметричную переменность яркости отражательных туманностей, с которыми ассоциированы молодые звезды (НН 30, К Моп).

7. Вывод о том, что запыленные дисковые ветры в молодых двойных системах с маломассивными компаньонами могут быть причиной циклов фотометрической активности, наблюдаемой у звезд типа ЦХ Оп. Разработаны модели с дисковым ветром для объяснения экстремально продолжительных затмений в затменных двойных КН150, е Аиг, Н 187, GW Оп и других.

8. Вывод о том, что молекулярное истечение, обнаруженное у молодого звездного объекта НН 30, объясняется моделью двойной системы с маломассивным компаньоном, в которой коллимированный высокоскоростной джет и медленное молекулярное истечение образуются в пространственно разделенных областях: джет - из внутреннего аккреционного диска главного компаньона, а молекулярное истечение - из диска, окружающего двойную систему.

Личный вклад соискателя

Автором сделаны все теоретические расчеты, кроме расчета населенности уровней натрия при определении химического состава падающего газа (Глава П). В работах, выполненных в соавторстве, при постановке задачи и интерпретации результатов автору принадлежит равный вклад наряду с другими участниками.

Апробация результатов диссертации

Результаты диссертации обсуждались на семинарах Главной Астрономической Обсерватории РАН, Астрофизического института им. В.Г. Фесенкова (Алма-Ата, Казахстан), Астрономического института А. Паннекоока (Амстердам, Нидерланды), Обсерватории Арчетри (Флоренция, Италия),

Обсерватории Таутенбурга (Германия), Института Радиоастрономии им. Макса Планка (Бонн, Германия), Институт Астрофизики (Париж, Франция) и др., а также были представлены на следующих конференциях:

• "Nature and Evolutionary Status of Herbig Ae/Be Stars", Амстердам, Нидерланды (1993)

• "Circumstellar Dust Disks and Star Formation", Париж, Франция (1994)

• "Cyclic variability in Stellar Winds", Гархинг, Германия (1997)

• "Disks, Planetezimals and Planets", Тенерифе, Испания (2000);

• JENAM, Москва, (2000)

• Всероссийская астрономическая конференция, С. Петербург (2001)

• "Международное сотрудничество в области астрономии: состояние и перспективы", Москва, (2002)

• "Towards Other Earths: DARWIN/TFP and the Search for Extrasolar Terrestrial Planets", Гайдельберг, Германия (2003);

• Всероссийская астрономическая конференция ВАК-2004 "Горизонты Вселенной", МГУ, (2004)

• INTAS Workshop "Cyclic Variability of Pre-Main-Sequence Stars", Стокгольм, Швеция (2005)

• "Звездообразование в Галактике и за ее пределами", Москва (2006)

• "Physical Processes in Circumstellar Disks around Young Stars", Видаху, Португалия (2006)

• Вторые Фесенковские чтения, "Современная астрофизика: традиции и перспективы" Алматы, Казахстан (2007)

• "UX Ori type stars and relative objects" Ялта, Украина (2008)

Работа, положенная в основу диссертации, выполнялась согласно программам фундаментальных исследований сектора проблем звездообразования ГАО РАН и была поддержана отечественными и международными грантами: ИНТАС (№ 93-2478, № 03-51-6113), РФФИ (№ 9902-16336, № 99-02-18520) и другими. Результаты, полученные в работе, входили в списки "Важнейших достижения в области астрономии Научного совета по астрономии ОФН РАН и Российской академии наук (2003).

Публикации

По теме диссертации опубликовано 27 работ, из них 17 статей в ведущих рецензируемых научных отечественных и зарубежных изданиях, в том числе 9 в журналах, соответствующих перечню ВАК для публикаций результатов докторской диссертации. Остальные публикации - в Трудах всероссийских и международных конференций.

Структура и объем диссертации

Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения и списка литературы. Общий объем диссертации 278 страниц, в том числе 138 рисунков, 9 таблиц и 472 библиографические ссылки.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во Введении дается краткое описание современной теории звездообразования, аккреционных дисков и связанных с ними истечений вещества из молодых звездных объектов, даны общие характеристики молодых звезд, в частности, детально исследуемых в работе звезд типа UX Orí. Обсуждается актуальность работы, ее цели и новизна, а также научная и практическая значимость. Здесь же приводятся публикации по теме диссертации и положения, выносимые на защиту.

Глава I

Глава посвящена диагностике газовой составляющей околозвездных оболочек звезд типа UX Ori (UXOR); эти оболочки, в силу их физических и геометрических свойств, называют аккреционными дисками.

В разделе 1.1 описывается модель магнитосферной аккреции, детально разработанная для звезд малой массы типа Т Тельца (TTS) и обсуждаются признаки аккреции у звезд промежуточных масс (звезды АеВе Хербига). Рассматривается упрощенная модель аксиально-симметричного аккреционного течения для UXOR с радиальной v(r) и тангенциальной u(r) скоростями, меняющимися как г1/2 (г - расстояние от звезды). Геометрическая толщина диска h предполагалась постоянной и являлась входным параметром. Система «звезда + диск» видна «с ребра». В рамках этой модели производятся не-ЛТР расчеты профилей эмиссионных линий На, HfS, Ну, a также линии нейтрального гелия Не IЯ5876 Á.

Монохроматический поток в частоте линии в предположении полного перераспределения по частоте v записывается в виде

+р Ао Ч \

F(v) = 2¡dp¡dh¡ S(r)0(v - v0 -^)ех(р*гу)K{r)dz + 2¡dp¡7, (p, h, v)e~x(p'v)dh

-p 0 -z0 C -ft

Здесь p - прицельный параметр, z - расстояние вдоль луча зрения, S(r) -функция источников, к(г) - коэффициент поглощения, взвешенный по профилю линии, I* - интенсивность излучения звезды на частоте рассматриваемого

перехода, = \ = -Jr.2 + рг; ф _ профиль коэффициента поглощения,

нормированный на единицу (расчеты проводились с доплеровским профилем), с - скорость света, vz- проекция скорости на луч зрения

vz = v(r) cos в+u{r) sin в t

где 0 - угол между вектором г и лучом зрения.

Оптическая толщина газовой оболочки в частотах линии:

г V'

* г

где к(г') - есть интегральная непрозрачность в линии в точке г ~ чР + (z ) , (вынужденной эмиссией можно пренебречь), vz'- текущее значение скорости vz в точке г'.

Для атома водорода расчет населенностей уровней и функций источников производился с помощью алгоритма, описанного в работах [2] и [3]. Основу алгоритма составляет вероятностный метод Соболева для сред с большим градиентом скорости. Распределение энергии для звезды UX Ori взято из моделей звездных атмосфер Куруча для Т eff = 9000 К и log g =4.

Температура аккрецирующего газа определяется балансом нагрева за счет перехода части кинетической энергии газа в тепло и охлаждения при возбуждениях и ионизациях атомных уровней электронными ударами. В условиях непрозрачной плазмы в рассматриваемом интервале температур отсутствует универсальная функция охлаждения [3]. Поэтому было принято степенное распределение температуры газа в оболочке Т(г) = Т(г»)(г/г»)-1 п, где п - параметр, определяющий температурный профиль аккреционного диска.

Населенности уровней гелия рассчитывались с помощью программы Ферланда CLOUDY [4]. Вычисления производились при различных плотностях

атомов водорода в интервале 1012-1013 см"3 и различных значениях электронной температуры, которая в узком слое вблизи звезды принималась постоянной. Населенности уровней вычислялись в предположении постоянной турбулентной скорости (50 км/с), введение которой имитировало отсутствующий в алгоритме Ферланда градиент скорости. В расчетах профилей водородных линий темп аккреции являлся входньм параметром, а в случае с гелием входным параметром служила плотность атомов водорода, согласованная с принятым темпом аккреции.

При выборе параметров кинетической модели и температурного профиля оболочки было рассмотрено несколько десятков моделей с различными комбинациями параметров. Не стремясь к детальной подгонке теоретических профилей линий к наблюдаемым, мы руководствовались при выборе параметров следующими критериями:

• Ширина и интенсивность профилей линий должны соответствовать наблюдаемым;

• Теоретический бальмеровский декремент (отношение максимальных интенсивностей бальмеровских линий) должен быть близок к наблюдаемому.

Для сравнения использовались оригинальные данные наблюдений, полученные на Nordic Optical Telescope (NOT) [5].

Анализ профилей трех первых бальмеровских линий выявил, что не реализуются случаи, когда оболочка близка к изотермической, когда темп

аккреции превышает 10"7 или становится порядка или меньше 10"9М© в год. Были также рассчитаны профили бальмеровских линий при различных наклонах плоскости диска к лучу зрения а. С увеличением угла наклона эквивалентная ширина эмиссионной линии На, определяемая как избыток излучения над фотосферным профилем, сначала растет вплоть до значений а ~ 30° за счет увеличения площади излучающей области в проекции на луч зрения, затем уменьшается из-за уменьшения скоростей движения в диске в проекции на луч зрения. Надо заметить, что при больших углах наклона диска следует учитывать истечение вещества.

Результаты моделирования нейтрального гелия Не 5876Á дают представление о свойствах аккреционного диска в непосредственной близости от звезды, там, где выделяется основная часть энергии аккрецирующего газа. Главный вывод состоит в том, что эту область оболочки нельзя рассматривать как простое продолжение области образования водородных линий с теми же параметрами. Из анализа профиля линии гелия следует, что скорость вращения газа в этой области ~ 100-200 км/с, т.е. существенно меньше, чем в области образования водородных линий, и близка к скорости вращения UX Orí (140 км/с). Расчеты профилей линий показывают, что сильно переменная линия нейтрального гелия образуется в очень узком слое (десятые доли радиуса звезды), при малой толщине околозвездного диска, при температуре оболочки не менее 17000 К и при концентрации атомов водорода в основании оболочки nH~ 1012 см"3. Радиальные скорости в этой области довольно малы (от 20 до 100 км/с), а скорость вращения газа заметно меньше по сравнению со скоростью в той области, где формируются крылья бальмеровских линий. Естественно предположить, что такое резкое уменьшение скорости вращения аккрецирующего вещества обусловлено его взаимодействием с магнитосферой звезды, при котором часть кинетической энергии трансформируется в тепловую.

Поэтому в разделе 1.2 был проведен не-JITP расчет тех же линий водорода и дополнительно Bry (X21656Á) и Ра14 (X8600Á) в рамках магнитосферной аккреции, адаптированной к звезде UX Ori. Модель излучающей области была принята в следующем виде: вплоть до радиуса коротации, полученного из условия равенства магнитной и кинетической энергий (гс =1,5г*), вещество диска вращается с кеплеровской скоростью; в зоне коротации кинематические условия определяются из уравнения движения, в котором доминирующими силами являются гравитация звезды и центробежная сила. При скорости вращения 140 км/с скорость твердотельного вращения в радиусе коротации составит 300 км/с, а скорость кеплеровского вращения около 310 км/с.

Следовательно, переход от аккреционного диска к зоне коротации происходит без существенного скачка в тангенциальной компоненте скорости. Таким образом, в отличие от TTS, у которых радиус коротации составляет 5-10 радиусов звезды, в случае звезд Ае/Ве Хербига аккреционный диск подходит значительно ближе к звезде, что обусловлено более быстрым вращением этих звезд. Поэтому при расчете эмиссионного спектра звезд Ае/Ве Хербига необходимо учитывать (в отличие от звезд ITS) не только излучение газа в области коротации, но и излучение, возникающее в самом аккреционном диске.

Компоненты скорости газа в диске на расстояниях больше радиуса коротации определяется выражениями:

r>r u(r) = uK(r/r,ym, ик «440км/с

v(r) = v(fc)(r/n}"2 v(rc) = 50км/с

Эти же компоненты в зоне коротации находятся из выражений:

и(г) = и(п)(г/п)

r ^ rc , dv GM, u2(r) v«y =--2 '

CÍT Г Г

Параметры u(r») и v(r») являются входными, но особых трудностей в их выборе не возникает, т.к. мы имеем информацию о компонентах скорости газа вблизи звезды из спектральных наблюдений. Скорости вращения звезды известны благодаря известной ориентации оси вращения звезды (sin i ~ 1). Закон изменения температуры остается прежним. Плотность вещества в диске рассчитывалась из уравнения неразрывности для случая двумерного аксиально-симметричного течения. При расчете профилей линий учитывалось уширение фотосферного профиля вращением звезды. Зафиксировав кинематику газа, внешний радиус диска (10 радиусов звезды) и его толщину, мы рассчитали состояние ионизации и населенности уровней для 10-уровенной модели атома водорода, а затем интенсивности и профили всех рассматриваемых линий для

ряда значений темпа аккреции от 10"7 до 10_9Ме в год. При расчете линии Pal 4 было учтено, что в рассматриваемом диапазоне плотностей мензеловский параметр для верхнего уровня этого перехода с высокой точностью равен единице.

Подгонка профилей трех первых бальмеровских линий служила независимым критерием при оценке темпа аккреции и температурного режима в диске. В разделе дается детальный анализ всех результатов и рассматривается влияние присутствия ветра на профиль линий. Поскольку мы видим диск с ребра, то ветер не влияет на форму и интенсивность профиля, но для других звезд Хербига его нужно обязательно учитывать.

В разделе 1.3 проводится аналогичный анализ результатов расчетов эмиссионных профилей вышеупомянутых линий для других звезд типа UX Orí. Это RR Tau, CQ Tau и WW Vul. Несмотря на различие в параметрах самих

звезд, закон изменения температуры в диске и темпы аккреции, воспроизводящие наблюдаемые профили линий, примерно такие же, как и у самой UX Orí.

Раздел 1.4 посвящен исследованию переменности профилей эмиссионных линий в спектрах UXOR. Она может быть обусловлена внутренними причинами, а именно, изменением режима самого аккреционного течения, его параметров. Либо она наступает вследствие внешних причин, т.е. из-за затмения звезды и части ОЗ оболочки газопылевым облаком. Поскольку звезды типа UX Orí ориентированы к наблюдателю почти с ребра, трудно, и даже невозможно только по спектральным линиям (или по характеру переменности) установить ее причину. Чтобы понимать физику явления, спектральные наблюдения UXOR всегда должны сопровождаться одновременными фотометрическими наблюдениями чтобы знать, в каком состоянии находится звезда: нормальном, т.е. ярком, или в минимуме блеска. Раздел 1.4 рассматривает второй механизм переменности линий.

Переменность эмиссионных линий в спектрах звезд Ае/Ве Хербига давно известна и хорошо описана в литературе (например [6]). Так как эти линии образуются в хромосферах и ОЗ газовых оболочках, то эти изменения обычно интерпретировались как изменения в физических условиях либо на поверхности звезды, например, вследствие магнитной активности.

В разделе 1.4 представлен принципиально иной механизм переменности эмиссионного спектра звезд Хербига, связанный с 03 пылью. В течение длинной серии наблюдений линейной поляризации и яркости звезд типа UX Ori ([1]) было доказано, что их переменность вызвана переменным экранированием звездного излучения ОЗ пылевыми облаками, движущимися вокруг этих звезд. Была поставлена задача: рассчитать, как при затмении газопылевым облаком будет изменяться профили эмиссионных линий.

Было рассмотрено затмение околозвездной газовой оболочки сферическим пылевым облаком с радиусом rd и оптической толщиной xd много большей единицы. Орбита облака лежит в плоскости эклиптики, последняя совпадает с экваториальной плоскостью 03 оболочки. Чтобы учесть эффекты экранирования, нужно записать монохроматический поток в виде

F{v,pc) = 2 J dp)z(p,h,pc)dhx \S(r)<!>(v-v0 ~)e"T(p'z'v)K(r)dz

-Pa 0 "zo

+r, hi

+ 2 j dp $ I, (p, h, v)i;(p.h, pc )e~™ dh

-r. 0

Уравнение содержит параметр §(p,h), который учитывает экранирование звезды и части газовой оболочки облаком, рс- прицельный параметр облака. Облако принималось однородным.

Z(pApc) = e^-°2l^'\ a<rc

Учтен тот факт, что слабый континуум и эмиссионные линии будут наблюдаться даже тогда, когда звезда будет полностью закрыта от наблюдателя.

В разделе представлены результаты моделирования профилей при постепенном покрытии облаком оболочки и звезды. В качестве примера на рисунке 1 приводятся наблюдаемые и рассчитанные профили линии На для UX Ori, в ярком состоянии и глубоком минимуме блеска. Видно, что в момент минимума двухкомпонентный профиль трансформируется в одиночный или имеет слабую вторичную эмиссионную компоненту.

Итак, наблюдаемая переменность эмиссионных линий в спектрах звезд Ае/Ве Хербига может быть объяснена в рамках модели переменного звездного экранирования. Эта модель объясняет 1) переменность профилей линий, 2) рост их эквивалентных ширин и уменьшение потока в минимумах яркости, 3) в случае слабых линий возможна ситуация, когда поток в линии возрастает по сравнению с потоком в ярком состоянии звезды. Последнее происходит вследствие уменьшения абсорбционной (шелл) компоненты линии. Главные эффект экранирования состоит в трансформации асимметричного двухкомпонентного профиля линий в одиночный при полном затмении.

В последнем разделе Главы 1.5 рассмотрена переменность профилей эмиссионных линий вследствие внутренних причин (изменения температурного режима, нестационарного темпа аккреции, неравномерного распределения плотности по азимуту и т.д. Показано влияние различных параметров течения, переменных по азимуту, на профили линий, рассматриваемых в данной главе. При смене некоторых параметров с азимутом профиль эмиссионной линии На может из чисто аккреционного превратиться в чисто «ветровой», хотя расчеты проводились для акреционного течения. Надо учитывать, что эти результаты годятся только для определенного угла наклона плоскости диска к лучу зрения (до порогового значения этого угла, характеризующего звезды типа UX Orí (~ 30°). В разделе 1.6 делаются основные выводы Главы I.

Глава II

Глава II посвящена решению вопроса об источнике газа в околозвездных оболочках UXOR. В разделе 2.1 сформулирована постановка задачи. В спектрах UXOR наблюдаются сильно переменные линии нейтрального натрия Na D с абсорбционными компонентами, смещенными в красную сторону спектра. Это

указывает на то, что в оболочках молодых звезд промежуточных масс может реализоваться тот же механизм, что работает у звезды Главной последовательности (3 Pic (A5V): пролет и испарение протокомет по так называемым star-grazing орбитам (с эксцентриситетом, стремящимся к единице). Нейтральный натрий имеет небольшой потенциал ионизации (~ 5 эв), и его присутствие на расстояниях 5-10 радиусов звезды от горячего центрального источника, судя по данным спектральных наблюдений) необъяснимо, если только не принять, что он привносится таким образом, как описано выше. С другой стороны, сильные эмиссионные линии На в спектрах звезд Ае/Ве Хербига говорят о сходстве механизмов поставки газа в окрестность молодой звезды у звезд Хербига и классических звезд типа Т Тельца (CTTS), т.е. о классической аккреции из остатков протозвездного облака (протопланетный диск (3 Pic практически свободен от газа). Реализуются ли оба механизма, служащие источником газа и насколько они равноправны? Оба сценария детально исследуется в данной главе.

UX.0ri

(1) х (X) V. кшА ч, кч/з

Рис.1. Наблюдаемые (слева) и рассчитанные (справа) профили линии На в спектре их Оп в ярком состоянии (а) и в минимуме блеска (Ь).

В разделе 2.2 исследуется поведение твердых тел из р-обсидиана. Диссипация твердых тел в поле излучения горячей звезды есть результат двух различных механизмом: испарения и дезинтеграции вследствие тепловых напряжений. В данном разделе рассчитывается время нагрева твердых тел различных размеров и показывается, что для тел с характерными размерами более нескольких метров оно превышает время движения тела на орбите, которое можно принять равным времени свободного падения. Таким образом, внутри тела устанавливается большой градиент температуры, что является главным условием его разрушения тепловыми напряжениями.

Затем рассчитывается максимальное тангенциальное напряжение в твердом теле сферической формы, которое примерно вдвое превышает предельное напряжение на разрыв для данного материала. Поэтому первоначально крупное цельное твердое тело (10 м и более), приближаясь к звезде, растрескивается и распадается на малые фрагменты под действием тепловых напряжений. Эти фрагменты, в свою очередь, сублимируют в пределах сферы порядка 10 звездных радиуса и образуют ОЗ газовую оболочку.

Главным следствием этого процесса является рост эффективной площади испарения тела и, следовательно, растет скорость испарения тела. Другое важное следствие тепловой дезинтеграции связано с образованием «новой» пыли в окрестности звезды. Прежде, чем испариться или быть выметенным лучистым давлением, эта «новая» пыль может стать причиной вариаций яркости и собственной поляризации аналогичные тем, которые наблюдались у UXOR.

Затем были рассчитаны траектории движения уже расколовшихся фрагментов с одновременным учетом сублимации пыли. Температура пыли вычислялась из уравнения теплового баланса. Для тел с размерами меньше или равными lOOum область интенсивного испарения начинается примерно на Юг»; тела с размерами меньше 1 см полностью испаряются прежде, чем достигнут высоких скоростей (~ 150 км/с), получаемых по наблюдениям Na D резонансных линий. Только тела существенно больше lm могут выжить, сделав более одного оборота вокруг звезды.

В разделе 2.3 рассчитывается динамика испарившегося газа, чья динамическая эволюция зависит от многих факторов: гравитации и силы излучения центральной звезды, свойств окружающей среды, а также силы и конфигурации магнитных полей. Важной характеристикой испаряющегося вещества является сильное отклонение его химического состава от солнечного. Большой избыток тяжелых элементов в испаряющемся газе ведет к сильному увеличению действия на него силы лучистого давления.

Было вычислено радиационное излучение araíi с помощью кода CLOUDY, который включает около дюжины сильных ультрафиолетовых и оптических резонансных линий. Вычисления делались для разных моделей ОЗ газа с плотностью по числу атомов в интервале от 106 - 1012 см"3, для разных расстояний от звезды (1-100 радиусов звезды) и для разных значений металличности (1 - 1000). Анализ результатов показал, что радиационное ускорение на единицу массы практически не зависит от плотности водорода в рассматриваемом диапазоне значений; его зависимость от расстояния от звезды может быть описана как г"2; наконец, оно пропорционально металличности с тенденцией к насыщению для m > 100. В уравнении движения атомов испарившегося газа вошло радиационное ускорение, типичное для случая падающего на звезду газа, образовавшегося в результате испарения star-grazing тел: оно существенно больше, чем в случае стандартного (солнечного) химического состава и в несколько раз превосходит гравитацию звезды. В результате испаренное вещество ускоряется наружу и выметается из системы лучистым давлением.

В разделе 2.4 обсуждаются результаты расчетов движения и эволюции твердых тел и газа в оболочках UXOR. Испарение этих тел в окрестностях молодых звезд приводит к довольно сложному движению газа, включающему кратковременное падение к звезде, квази-кеплеровское вращение и радиальное истечение, типичное для ветра, переносимого давлением излучения.

Раздел 2.5 является вводным к задаче об определении химического состава падающего на звезду газа, зафиксированного в одном из эпизодов длительного мониторинга звезды UX Ori: смещенная в красную сторону спектра абсорбция была видна сразу в нескольких линиях и водорода и металлов на одинаковых скоростях и с одинаковой временной эволюцией. Наблюдения предоставили нам уникальную возможность проверить, какой механизм работает у молодых звезд промежуточных масс. Для этого надо было определить металличность выпавшего газа.

В разделе 2.6 описаны и представлены данные наблюдений и приведены наблюдаемые профили линий со смещенными компонентами. Наблюдения проводились по программе В.П. Гринина на NOT в течение 1994-1996 годов и сопровождались фотометрическими наблюдениями в КрАО. Как показали последние, звезда находилась в ярком состоянии.

Раздел 2.7 посвящен результатам не-JITP моделирования линий водорода и металлов, а именно, расчетам их оптических толщин. Было рассмотрено однородное изотермическое облако газа фиксированного химического состава, которое находится между звездой и наблюдателем, и вычислена оптическая толщина в интересующих нас линиях для разных значений плотности газа п и температуры Т. Химический состав считался верным, если найденный интервал значений п и Т воспроизводил одновременно во всех линиях наблюдаемые значения оптической толщины т. Для анализа были выбраны три слабые линии, а именно, Ну, Na D ЗБ-ЗРзд и 8542Ä компонент ИК триплета Ca II. Для этих относительно слабых линий можно принять, что наблюдаемая оптическая толщина примерно равна глубине линии. Любая модель, которая удовлетворяет требованиям для этих слабых линий, будет автоматически воспроизводить гораздо более глубокую абсорбцию, наблюдаемую в более ранних бальмеровских сериях и в Ca II Н и К.

С помощью CLOUDY были вычислены ионизация и возбуждение всех элементов не-ЛТР газа, кроме натрия, для которого использовался точный код, разработанный Натта и Джиованарди [7]. Облако находилось на расстоянии 10

радиусов звезды от источника с Тея=9400К и светимостью L « 55L© . Два дополнительных параметра, которые нужно было определить, это толщина облака и его внутреннее поле скоростей. Последнее было взято из наблюдений (~ 150 км/с), толщина облака принималась порядка одного или нескольких радиусов звезды.

Были проверены варианты и с другими значениями металличности. Сделан вывод, что газ не может быть сильно обеднен водородом, так как в этом случае не найдено ни одного возможного решения. Результаты модельных вычислений говорят в пользу газа с химическим составом, близким к солнечному (т < 10) с температурой Т~ 6000-9000К.

В разделе 2.8 сравниваются 2 сценария поступления газа в ближайшую окрестность молодых звезд промежуточной массы. Делается вывод, что первый

(так называемый infall) сценарий может реализоваться у звезд типа UX Ori и, соответственно, у звезд Ае/Ве Хербига. Но он не может носить определяющий характер и не может служить основным поставщиком газа. Основным механизмом, «работающим» у звезд Хербига, как и у CTTS, является аккреция вещества, которая имеет нестационарный характер. Раздел 2.9 представляет основные выводы Главы II.

Глава HI

Третья глава диссертации посвящена исследованию пылевой составляющей оболочки заезд типа UX Ori. Здесь анализируется уникальный минимум блеска звезд RR Таи, длившийся полгода, интерпретация которого раскрывает физические условия в оболочках молодых звезд. Кроме этого, в главе исследуется влияние движущейся пыли в оболочке родственного звездам UXOR объекта - типичной CTTS на профили фотосферных линий.

Раздел 3.1 является вводным. Здесь обсуждаются возможные причины происхождения ОЗ облаков, а также известные по литературе события, когда уменьшение оптического излучения звезды сопровождалось усилением теплового излучения протопланетного диска в ближней ИК области.

В разделе 3.2 детально описаны оптические, поляриметрические и инфракрасные наблюдения RR Таи. Оптические наблюдения выполнялись на 1.25 м телескопе АЗТ-11 КрАО с помощью пятиканального фотометра-поляриметра, который позволяет наблюдать объекты одновременно в пяти каналах UBVRI в режиме фотометрии и поляриметрии. Фотометрия RR Таи в ближней ИК-области спектра выполнялась на одноканальном фотометре, установленном на 1.25-м телескопе Крымской лаборатории ГАИШ. Наблюдения проводились в фотометрической системе JHKLM.

В разделе 3.3 представлены результаты наблюдений. Кривая блеска и изменение линейной поляризации показывают четкую антикорреляцию, что свойственно UXOR, когда происходит экранирование звезды газопылевым облаком. Диаграмма «цвет-величина» тоже типична для представителей этого подкласса: поворот треков в синюю сторону при дальнейшем ослаблении блеска звезды объясняется увеличением вклада рассеянного околозвездной пылью излучения звезды [1]. Потоки в полосах J и К изменялись синхронно с оптическим блеском звезды. Но потоки в полосах К и L вели себя по-другому. По мере ослабления блеска RR Таи поток в полосе L увеличивался. В центральной части минимума этот процесс приостановился, но затем поток продолжал увеличиваться до выхода звезды из минимума. Показатель цвета К-L оставался постоянным. Это означает, что изменения потока в полосе К происходили синхронно с изменениями потока в полосе L, их отношение оставалось постоянным.

В разделе 3.4 дается теоретическая интерпретация этого явления. Здесь сделаны оценки основных параметров облака - температуры и полной массы излучающей пыли. Для оценки первого из параметров были использованы

данные о потоках излучения в полосах К и L. Динамика изменений этих потоков со временем позволяет принять, что почти все наблюдавшееся в этих двух полосах излучение было обусловлено тепловым излучением пыли, содержавшейся в облаке. По показателям цветов были определены отношения потоков в этих полосах (2.25 и 3.4 мкм): F(K)/F(L) и 1.7. Если принять, что пылевое облако излучает как абсолютно черное тело, то этому отношению соответствует температура пыли Td ~ 1300К. На самом деле большая часть облака является оптически тонкой уже в полосе Н. Поэтому температура пыли получается несколько иной.

По верхним участкам на диаграммах «цвет-величина» мы оценили отношение оптических толщин пылевого облака на длинах волн, соответствующих максимуму пропускания в полосах UBVRIJH. В полосе Н оптическая толщина в облаке в минимуме блеска была = 0.4. В более длинноволновых полосах К и L оптическая толщина должна быть еще меньше, что позволяет использовать приближение оптически тонкого излучателя. Поток теплового излучения пылевого облака, состоящего из сферических частиц радиусом а, равен

= 71 Qabs а)В>. (Td )N (а)

Здесь Qabs(A.a) - фактор эффективности поглощения излучения с длиной волны X частицей радиусом a, N(a) - полное число излучающих частиц в облаке данного размера, D - расстояние до RR Таи (350 рс). Используя теорию Ми и оптические параметры графита и силиката, мы рассчитали Qabs для графитовых и силикатных. частиц разных размеров. Расчеты показали, что в рассматриваемом интервале длин волн основной вклад в тепловое излучение дают графитовые пылинки субмикронных размеров. Для частиц с радиусами 0.2 - 0.3¿хт наблюдаемое отношение потоков получается при температуре частиц Td к 900 К. Решения уравнения теплового баланса

.00 00 -7-2 ¡L^MdA = 4x\OaJa,A)Bx(Td)dA о о

дает такую температуру для графитовых пылинок с радиусом 0.2[яп на расстоянии 1 а.е. от RR Таи. Время жизни графитовых пылинок (в отличие от силикатных) весьма значительно на этом расстоянии; они сохраняются вплоть до размеров порядка сотых долей микрона.

Подставляя полученное значение Td в формулу для потока излучения в полосе L, и приравнивая его к максимальному значению наблюдавшегося

потока в этой полосе (FL = 4.2x10'14 эрг/см2 с А), находим полное число частиц

данного размера N ~ 1035. Отсюда при плотности частиц 3 г/см3 получаем

полную массу пыли Md « 4*1022 г. Для частиц с размерами 0.1цт, которые,

судя по покраснению RR Таи при ослаблениях блеска, являются

доминирующими, масса пылевого компонента облака равна 1023 г. Учитывая соотношение между массой газа и пыли в облаке (такое же, как в межзвездной среде), получаем полную массу газопылевого облака около 1025г, что составляет примерно 0.1 массы Луны.

Результаты наблюдений позволили оценить форму облака и его орбиту: сам факт постоянства температуры в нем и его близость к звезде говорят о том, что во время минимума облако двигалось вблизи периастра своей сильно

вытянутой орбиты. При массе RR Tau 2.5М© , продолжительность обращения облака на 1 а.е. равна примерно 7.5 мес.. т.е. сравнима с продолжительностью наблюдавшегося минимума. С учетом этого можно определенно сказать, что 03 облако было сильно вытянутым, и пока его задняя часть еще пересекала луч зрения, передняя уже огибала звезду. Это могло стать причиной наблюдаемых флуктуации параметров Стокса рассеянного излучения. В разделе 3.5 делаются заключения по данной части работы и обсуждаются возможные причины формирования таких облаков, например, двойственность звезд.

Раздел 3.6 посвящен другой проблеме, связанной с присутствием пыли в окружении молодых звезд - это проблема рассеяния света движущимися пылинками. В разделе дана постановка задачи. Здесь описана роль геометрического утолщения внутренней области аккреционного диска -стенки или барьера [8,9], который возникает благодаря более эффективному нагреву этой части диска излучением звезды. Этот барьер лежит в зоне сублимации пыли, которая для CTTS находится на расстоянии 0.1, а для звезд Ае/Ве Хербига 0.5г* от звезды. В рамках моделей диска, предложенных в [8,9], рассеянное излучение ОЗ диска состоит из двух частей: рассеянного излучения в зоне испарения и излучения, рассеянного в периферийных частях диска. В данной работе рассматривается первая составляющая, поскольку только она может приводить к искажению абсорбционного спектра звезды.

Как ив [9], принято, что эта область представляет собой цилиндрический слой пыли, поверхность которого локально может быть заменена плоскопараллельной полубесконечной средой. Это позволяет воспользоваться при расчетах рассеянного излучения классическими результатами теории переноса излучения. Это приближение оправдано, так как характерное расстояние, которое в реальных условиях фотон проходит в среде до момента гибели в результате поглощения пылью, обычно мало по сравнению с расстоянием до источника света и характерным размером среды. В нашем случае этот размер равен геометрической толщине диска в зоне испарения.

В разделе 3.7 сделаны оценки вклада рассеянного излучения пылью в прямое излучение звезды и приведены основные соотношение из классической теории переноса излучения для изотропного и анизотропного рассеяния излучения. Для звезд Ае Хербига вклад рассеянного излучения в прямое излучение звезды не превышает 10%. Иначе обстоит дело в случае CTTS. Зона испарения пыли у них лежит гораздо ближе к звезде. Была рассчитана

динамика испарения графитовых и силикатных частиц пыли разных размеров по мере их приближения к звезде. Предполагалось, что пылинка участвует в квази-кеплеровском движении аккреционного диска и движется к звезде с некоторой фиксированной скоростью. На каждом шаге траектории из уравнения теплового баланса вычислялась температура пыли и текущее

значение ее радиуса. Приняты характерные для TTS параметры: L=5L© , Teff= 4000К. Результаты расчетов показали, что в магнитосферу TTS может проникать пыль (в основном, графитовая) с характерными размерами 0.1 |Ш1 и больше. Кроме того, частицы пыли могут проникать в ближайшую окрестность звезды и в результате тепловой дезинтеграции твердых тел (Глава II).

В разделе 3.8 приводятся и анализируются результаты расчетов интенсивности рассеянного излучения для моделей с изотропным и анизотропным рассеянием для разных углов наклона аккреционного диска к картинной плоскости i (угол отсчитывается от вертикальной оси диска). Из рассчитанные профилей абсорбционных линий видно, что основным параметром, влияющим на профили, является скорость вращения 03 диска в зоне сублимации. Чем больше скорость вращения, тем сильнее размывается линия поглощения. Профиль линии мало чувствителен к типу рассеяния (изотропное или анизотропное) и значению альбедо однократного рассеяния. Эти параметры влияют только на интенсивность рассеянного излучения. Так, при альбедо однократного рассеяния равного 0.5 (смесь MRN [10]), рассеянное излучение примерно на порядок слабее по сравнению со случаем чистого рассеяния. В этом случае вклад рассеянного излучения в наблюдаемое будет мал.

Эта ситуация может измениться, если в диске преобладают частицы из силикатов, у которых альбедо однократного рассеяния близко к единице, либо, если 03 диск сильно наклонен относительно картинной плоскости. Тогда прямое излучение звезды может быть сильно ослаблено поглощением в пылевой атмосфере диска, а излучение, рассеянное в зоне сублимации, дойдет до наблюдателя почти полностью. В этих условиях ослабления блеска звезды будут сопровождаться появлением широких крыльев в линиях поглощения и уменьшением их остаточной интенсивности в их центральных частях. Как было уже сказано, частицы пыли могут проникать в магнитосферу звезды (внутрь зоны коротации) и падать на звезду в режиме свободного падения. При наличие в рассеивающей среде тангенциальной и и радиальной v компонент скорости, сдвиг по частоте х' из-за эффекта Доплера определяется соотношением

х' = u sin i sin ф' + v sin i cos <p

Расчеты показывают, что существование в зоне сублимации наряду с вращением радиальных движений, направленных к звезде, приводит к расширению линии поглощения и смещения ее в синюю сторону. Подобная асимметрия линии вызвана тем, что рассеянное излучение формируется в той части аккреционного диска, в которой радиальная скорость имеет

составляющую, направленную к наблюдателю. Противоположная часть рассеивающей области закрыта от наблюдателя околозвездным диском.

Далее рассчитываются простейшие модели азимутально неоднородной рассеивающей среды, в которой эффективная толщина диска в зоне испарения является ступенчатой функцией азимута. В этом случае наблюдается периодическая модуляция лучевой скорости звезды. Она будет существовать, даже если доля рассеянного излучения в полном излучении составляет всего 10%.

В разделе 3.9 обсуждаются результаты сделанных вычислений и их возможное наблюдательное проявление у звезд типа Т Тельца. В частности, обнаруженные у звезд АА Tau и RU Lup периодические вариации лучевых скоростей могут быть вызваны описанным выше эффектом рассеяния излучения звезды во внутренних частях асимметричного околозвездного диска. В разделе 3.10 кратко перечисляются основные выводы Главы III.

Глава IV

Четвертая глава также посвящена пылевой составляющей оболочек молодых звезд, в частности, дисковому ветру у молодых одиночных звезд и в двойных системах. Раздел 4.1 посвящен описанию современной теории истечения вещества у молодых звездных объектов. Источником ветра является сам аккреционный диск, поэтому ветер называется дисковым. Блэндфорд и Пейн (БП) [11] предложили универсальный механизм, решающий проблему отвода углового момента и энергии из вращающихся аккреционных дисков. Универсальность состоит в том, что он работает при определенных условиях независимо от того, что является центральной машиной - молодые звезды, активные ядра галактик, черные дыры и т.д. Условия действия механизма следующие: если тонкий аккреционный диск «прошит» крупномасштабным магнитным полем, вмороженным в этот диск, находящийся к тому же в кеплеровском вращении, то в области, где магнитные силовые линии наклонены к поверхности диска под углом, меньшим 60 градусов, газ с поверхности диска будет двигаться вдоль силовых линий с помощью центробежной силы и ускоряться под действием силы Лоренца. После достижения альвеновской скорости газ попадает в зону, где начинает нарастать тороидальная компонента поля, происходит само-коллимация газа.

В разделе перечисляются три основных класса, на который разбиваются модели дискового ветра: протяженный ветер (запуск вещества происходит на протяженном участке диска от 0.1 до 1 а.е), Х-ветер (запуск осуществляется из тонкого слоя в области разрушения диска магнитосферой звезды) и ветер в виде эжекции плазмоида (как на Солнце). Наблюдения говорят в пользу модели протяженного дискового ветра. Дисковый ветер включает не только высокоскоростной компонент (джет), но и низкоскоростной (скорости, измеренные по запрещенным линиям некоторых элементов равны примерно 540 км/с на 1 а.е.). Глава IV посвящена исследованию именно второго -

низкоскоростного - компонента ветра, и его мы будем в дальнейшем называть собственно дисковым ветром.

В разделе 4.2 исследуется запыленный дисковый ветер у одиночных молодых звезд типа Т Тельца и Ае Хербига. Сафье [12], обобщив модель БП, показал, что в частично ионизованном ветре в результате столкновений с нейтральными атомами, с поверхности аккреционного диска поднимается и пыль. Максимальный размер пылинок, способных подняться с поверхности диска, равен примерно 1 мм. Очевидно, что присутствие пыли в дисковом ветре (ДВ) должно отражаться на околозвездной экстинкции, распределении энергии в спектре и поляризационных свойствах молодых звездных объектов. Опираясь на результаты Сафье, мы рассматриваем взаимодействие пылевой компоненты ветра с горячим (10000 К) газом и излучением звезды у СТТБ и звезд Ае Хербига (НАЕ). Для этого рассчитана эффективность процесса столкновения частиц газа (атомов, ионов, электронов) с пылинками:

п,

2кТ_(а,)

, где ni; mi, Т, - концентрация, масса и температура i-той частицы газа, соответственно, а - радиус пылинки, <а> -доля кинетической энергии частицы газа, которая переходит при столкновениях в тепловую энергию пыли (принята равной единице). Энергия, поглощенная частицей пыли, можно записать в виде 2

б. = ~т IL* We"" Qabs (Л)й?Л

о , где г - сферический радиус, Lt(X) - светимость

звезды на длине волны X, Q^sfX) - фактор эффективности поглощения излучения для частиц данного радиуса и химического состава, т^ - оптическое расстояние от источника излучения до данной точки среды.

Как показали расчеты, отношение Q«/Qcou для пылинок размером 0.1 цт из графита и силиката вдоль линий потока в дисковом ветре с различными стартовыми расстояниями (от 0.1 до 1 а.е) оказалось очень большим, т.е. нагрев пылинок в результате столкновений с атомами и свободными электронами в ветре ничтожно мал по сравнению с нагревом излучением звезды. Было проверено влияние на выживание пыли таких механизмов, как выбивание молекул после столкновения с частицей газа (sputtering - процесс). При энергии налетающих атомов порядка 1 эв sputtering-выход равен нулю. Основным процессом, влияющим на выживание пыли в дисковом ветре, остается сублимация пыли - переход в газообразное состояние из твердого. В предположении аксиальной симметрии ветра было рассчитано, какая часть полной светимости звезды может быть поглощена и рассеяна пылевой компонентой ветра (S), и при каких углах наклона диска к лучу зрения ДВ прозрачен для излучения звезды.

Чтобы рассчитать §, было использовано распределение плотности в ДВ из модели дискового ветра CTTS, представленной Гарсиа и др. [13]. Вычисления

оптической толщины проводились для смеси MRN и отношения пыли к газу 1:100 (как в межзвездной среде). Для моделирования ДВ у звезд Ае Хербига были применены соотношения подобия из [13], связывающие параметры ДВ с

массой звезды и темпом аккреции. Параметры CTTS: R=2.5R© , Teff = 4000 К,

L = 1.5L© , М = 1М© . Параметры НАЕ: М=2.5М© , Teff= 9000 К, L = 50L© . В результате коэффициент экранирования для CTTS находится в пределах от 0.1 до 0.4(10"9- 10'6)М® в год. Таким образом, дисковый ветер может поглощать и рассеивать заметную часть полной светимости звезды, создавая обширную зону тени в прилегающей к нему области 03 диска. У звезд Ае Хербига радиус зоны сублимации значительно больше (~ 0.5), и отсутствие пыли во внутренней области дискового ветра заметно уменьшает телесный угол, в пределах которого излучение звезды может быть заметно поглощено или рассеяно

пылевой компонентой ветра (5-0.15 при темпах аккреции 10"6М© год). Тем не менее, это сравнимо с эффектом, производимым внутренней стенкой в зоне сублимации пыли [8].

Расчет углов между плоскостью диска и лучом зрения, при которых оптическая толщина дискового ветра (смесь MRN) равна единице, показал, что у звезд типа Т Тельца он заключен от 8 до 37 градусов (на длине волны 0.5цш, соответствующей максимуму пропускания полосы V), и 12 - 45 градусов на длине волны 0.1 цт близкой к длине волны La, играющей важную роль в энергетике ультрафиолетовых (УФ) спектров молодых звезд. Значения углов

даны для тех же темпов аккреции: 10"9 - 10"6 М© в год. Значения углов для НАЕ заметно меньше. Эти углы показывают, при каких наклонениях 03 дисков к лучу зрения можно наблюдать УФ и оптический спектр молодой звезды без искажения поглощением в дисковом ветре. Таким образом, пылевой компонент дискового ветра может конкурировать (особенно у TTS) с утолщенной стенкой на внутреннем диске и экранировать от прямого излучения звезды прилегающую к ней часть аккреционного диска. У звезд Ае Хербига этот эффект может быть сравним с эффектом «стенки» только при больших темпах аккреции.

Раздел 4.3 посвящен исследованию дискового ветра в молодых двойных системах с маломассивными компаньонами. Центром внимания является молодая система, окруженная остатками протозвездного облака или СВ -диском (от circumbinaiy). Теоретические исследования таких систем показали [14], что под действием приливных возмущений во внутренней области СВ-диска образуется полость, свободная от вещества. Под действием вязкости и гравитационных возмущений в эту полость периодически проникают потоки вещества из СВ-диска, которые поддерживают аккреционную активность главного компаньона.

Аккреционный диск образуется и возле второго компаньона, причем при массе компаньона много меньшей массы главной звезды вторичный компонент может стать главным аккретором вещества из протозвездного облака. Аккрецируя вещество из СВ-диска, маломассивный компонент теряет некоторую его часть в виде дискового ветра и сам становится источников вещества, которое может высоко подниматься над плоскостью системы. В результате в двойной системе образуется протяженная асимметричная газопылевая оболочка (общая с главной звездой), которая может поглощать излучение главного компаньона. В этом разделе рассматриваются фотометрические эффекты, которые могут наблюдаться в оптическом диапазоне длин волн в результате орбитального движения общей оболочки.

С учетом вышесказанного рассматривается следующая модель. Аккреция происходит на маломассивный компонент, его орбита предполагается круговой. Темп аккреции - один из параметров задачи, не зависит от фазы орбитального периода. ДВ предполагается азимутально однородным в системе координат вторичного компонента. При переходе в систему координат главного компонента вектор скорости частицы суммируется с вектором скорости орбитального движения вторичного компонента. В результате распределение начальных скоростей фрагментов ветра, которые назовем частицами ветра, становится анизотропным. Рассматривалось истечение либо при фиксированном угле выброса частиц ветра а (отсчитывается от оси диска), либо при случайном выбросе в интервале углов 40 - 60°. Скорость ветра, выраженная в единицах орбитальной скорости вторичного компонента, является параметром задачи. Предполагается также выполнение зеркальной симметрии ветра по отношению к плоскости аккреционного диска.

Задача сводится к расчету траекторий частиц, выбрасываемых дисковым ветром маломассивного компонента в процессе его движения по орбите в поле тяготения главного компонента. Расчеты проводились в баллистическом приближении; движение каждой частицы считалось независимым от других частиц. Имитировался квазинепрерывный процесс (интервал между выбросами был очень мал). Счет прекращался, когда частица покидала систему или пересекала ее экваториальную плоскость. В зависимости от начальной скорости и угла выброса частиц распределение вещества в общих оболочках, созданных дисковым ветром имело самые разные формы. Чтобы определить оптические свойства таких оболочек, были рассчитаны колонковые плотности (плотности на луче зрения между наблюдателем и главным компонентом системы) пробных частиц, которые затем переводились в реальные плотности (число

частиц в см-2), принимая во внимание заданный темп потери массы. Затем рассчитывались соответствующие оптические толщины т(6,<|>), где 0 - угол между лучом зрения и плоскостью двойной системы, <р - азимутальный угол. Была выбрана пылевая смесь Дрейна и Ли [ 15], радиус пылинки 0.1 рт.

Фотометрические минимумы рассчитывались по формуле

1(0,ф) = 1,е"1(0'ф) + Isc

Здесь I» - интенсивность излучения звезды, Isc - интенсивность излучения, рассеянного ОЗ пылью. В данных расчетах принято, что Isc = const ~ 0. II*. Результаты расчетов показывают, что параметры минимумов (их форма, глубина и продолжительность) зависят от скорости ветра, темпа аккреции и угла наклона 0 экваториальной плоскости системы к лучу зрения. Чем больше темп аккреции, тем больше угол 9, под которым возможен фотометрический эффект. Чем меньше скорость ветра, тем меньше угол наклона 9, под которым могут наблюдаться затмения. Общая оболочка не образуется, если стартовая скорость ветра больше скорости убегания на расстоянии орбиты вторичного компонента; все вещество покидает систему. Блеск главного компонента может быть подвержен периодической модуляции, обусловленной изменениями экстинкции в общей оболочке, порождаемой дисковым ветром вторичного компонента. Важным следствием этого является тот факт, что вероятность обнаружения двойных систем среди молодых звезд может быть отлична от нуля даже в тех случаях, когда плоскость двойной системы заметно наклонена к лучу зрения и эффект затмения в его классической форме невозможен. Это особенно важно в тех случаях, когда системы окружена мощным СВ-диском, поскольку компоненты таких систем не видны при наблюдениях с экватора из-за сильного поглощения излучения в диске.

Сравнение наблюдаемых кривых блеска UXOR с теоретическими, рассчитанными в данном разделе, показывают, что модель двойной системы с маломассивным вторичным компаньоном, с диска которого происходит истечение вещества с невысокими стартовыми скоростями (меньше кеплеровской скорости), дает примерно такие же по форме минимумы. Они характеризуются быстрым спадом блеска и более медленным подъемом. Их полная продолжительность сравнима с орбитальным периодом.

В разделе 4.4 рассматривается дисковый ветер в молодых двойных системах с эксцентрическими орбитами и показывается, что он может объяснить природу циклической активности молодых звезд. По сделанным оценкам, характерное газодинамическое время аккреционного диска значительно превышает орбитальный период. Т.о., дисковый ветер не успевает отслеживать изменения темпа аккреции на внешней границе диска. Но наблюдения показывают, что имеет место модуляция с фазой орбитального периода параметров линии На. Это означает, что физические условия в центральной области аккреционного диска, где формируется линия, подвержена периодическим изменениям, связанным с орбитальным движением компонентов системы. Эти изменения могут быть инициированы приливными возмущениями и спиральными ударными волнами. Результатом может стать усиление дискового ветра в периастре орбиты. Поэтому при моделировании рассмотрены модели как с постоянным, так и переменньм темпом потери массы.

Рис. 2. Пример общей оболочки в двойной системе с эллиптической орбитой (е = 0.5). Коодинаты даны в единицах большой полуоси. Маломассивный компаньон

находится в точке с координатами Х=0.5; У=0. Большая полуось совпадает с осью X.

Расчеты производились способом, описанном в предыдущем разделе. Колонковые плотности и кривые блеска рассчитывались для четырех ориентаций орбиты по отношению к наблюдателю (в периастре, в апоастре и двух промежуточных положениях. На рис. 2 показано распределение плотности в общей оболочке для одной из рассчитанных моделей ветра в разных проекциях. Видно, что форма оболочки сильно различается в разных проекциях. Для вычисления ослаблений блеска двойной системы было принято, что основным источником излучения является главный компонент. Поток излучения от него ослабляется при прохождении сквозь пылевой компонент

дискового ветра в е'т раз. При т » 1 поток излучения определяется рассеянным излучением 03 пыли, которое включает рассеянное излучение ОЗ и СВ диска, а также рассеянное излучение общей оболочки. С учетом этого Во|к= (ЬМтгЬ2) е"т + Р5С, где О - расстояние до наблюдателя.

Интенсивность рассеянного излучения была рассчитана в двух вариантах: не зависящей от фазы орбитального периода и в зависимости от фазы. Во втором случае применялось приближение однократного рассеяния. Рассчитанные кривые блеска отличаются большим разнообразием форм Самые продолжительные минимумы наблюдаются в системах, затмения которых происходят в момент прохождения компаньоном периастра, самые короткие — при наблюдениях системы со стороны периастра. В промежуточных положениях (после прохождения периастра) кривые блеска характеризуются крутым спадом и медленным подъемом, а после прохождения апоастра наблюдается обратная картина: спад блеска происходит медленнее, чем подъем. В системах, ориентированных к наблюдателю с апоастра, с увеличением наклона орбиты продолжительность затмений увеличивается и при 9 > 30° может быть сравнима с периодом системы. Учет фазовой зависимости

рассеянного излучения приводит к асимметричным малоамплитудным поярчаниям при входе и/или выходе звезды из минимума.

В разделе 4.5 исследуется формирование движущихся теней на поверхности СВ-дисков. Пылевой компонент ветра был принят аналогичным пыли у типичной звезд типа Т Тельца HL Таи. Коэффициент поглощения на единицу газопылевой смеси в полосе V равен 500 см2 /г. Во всех моделях

рассматривалась типичная TTS с массой 1М© и большой полуосью а равной 3 а.е. Для моделирования изображения СВ диска мы воспользовались стандартной моделью аккреционного расходящегося диска. При расчете потока излучения в произвольной точке на поверхности СВ диска принималось во внимание поглощение и рассеяние в общей оболочке, созданной дисковым ветром. Используя полученные в предыдущем разделе фазовые зависимости распределения плотности в общих оболочках, мы рассчитали изображения дисков (теоретические карты яркости), видимых с полюса для нескольких моделей дискового ветра. Расчеты показывают, что заметная тень появляется на

диске, если темп потери массы достаточно высок ( > 10"9М© в год). Если орбита двойной системы эллиптическая, то форма и положение тени на диске будет меняться в течение орбитального движения: в момент прохождения

алоастра тень будет уже и слабее, чем в периастре.

Профили тени имеют форму с двумя пиками. Это обусловлено специфической геометрией ветра: частицы выбрасываются в пределах конуса,

ограниченного углами 40 и 60°. Контраст тени сильно падает в сторону

длинных волн. Т.о., в ближней ИК области спектра тень от ветра может быть

обнаружена при большем темпе потери массы (> 10"8 М© в год).

Раздел 4.6 рассматривает дисковый ветер в двойных системах как механизм затмений в экзотических затменных двойных. Такими звездами являются s Aur, КН 15D, HI 87. Затмевающим телом при столь долго длящихся затмениях, какие наблюдаются у этих звезд, не может быть звезда. Другими исследователями предлагались модели, где в качестве экрана выступал 03 диск одной из звезд системы. Предлагаемые модели накладывают свои ограничения на физические условия в окрестности молодых звезд и требуют своего обоснования. Некоторые из них противоречат принятой в настоящее время теории образования звезд. Поэтому этот класс объектов привлекает особое внимание астрономов и до сих пор является загадкой. В данной работе в качестве затмевающего тела предлагается дисковый ветер и созданная им общая оболочка. Преимущества этой модели в том, что она позволяет наблюдать экстремально долгие затмения на больших широтах, так как плотный дисковый ветер может высоко подниматься над экваториальной плоскостью. Кроме того, она объясняет все наблюдаемые формы затмений: V-

образную и прямоугольную с промежуточным поярчанием (в зависимости от ориентации орбиты и наклона плоскости диска к лучу зрения.

В разделе 4.7 моделируется дисковый ветер в молодых двойных системах, наблюдаемых с полюса. Эта работа проведена с целью интерпретировать результаты затмения конкретного объекта - Н 187. Согласно данным наблюдений, эта система должна быть видна практически с полюса. Расчет кривых блеска при углах наклона плоскости диска к лучу зрения до 30 - 50 градусов дал совершенно различные по глубине и ширине кривые блеска в зависимости от ориентации орбиты по отношению к наблюдателю (раздел 4.4). Но при углах 0 близких к 90° это различие исчезает: все кривые блеска похожи друг на друга (расчет производился на А,=0.55цт (полоса V). При достаточно

мощном темпе потери массы (10'7М® в год) фотометрические минимумы достаточно глубоки даже при виде с полюса. Форма и амплитуда кривых блеска зависит от эксцентриситета орбиты (чем меньше е, тем шире минимум). От кинематических параметров ветра форма затмений зависит слабо. Они влияют только на глубину минимума. Вопрос о применимости данной модели к объектам типа Н 187, демонстрирующего обширные затмения, зависит от ряда факторов, таких, как изменение лучевой скорости главной звезды в разных фазах затмения и уровня аккреционной активности.

Раздел 4.8 посвящен дисковому ветру в молодом звездной объекте НН 30, в котором центральный источник закрыт плотным диском, видимым с ребра, перепендикулярно которому в обе стороны распространяются 2 джета. За последние 2 года (2006 и 2007) было сделано два важных открытия у этого объекта: 1) обнаружение молекулярного истечения [16], стартующего из области, близкой к звезде и внутренней границе диска, что не позволяет применить общеизвестную модель, где молекулярные истечения объясняются джетом, сметающим окружающее диск и звезду вещество; и 2) открытие двойственности НН 30 [17]. Поэтому в данном разделе рассматривается 2 сценария молодой двойной системы (НН 30 - типичная звезда ТТ8): один из них предполагает период обращения второго компаньона равным 53 года, второй - менее одного года. Оба сценария предложены в [17] для объяснения структуры джета. Мы рассчитали дисковый ветер в рамках этих двух сценариев, чтобы объяснить молекулярное истечение вещества, открытое у НН 30 и пришли к выводу, что первый сценарий не работает в этой системе, так как изофоты полученного истечения не соответствуют наблюдаемым либо стартовый скорости ветра должны быть достаточно большими, чтобы истечение не имело ярко выраженную спиралевидную структуру. 2-й сценарий больше соответствует наблюдениям, но старт дискового ветра в нашей модели происходит с внутренней поверхности СВ-диска, так как двойная система является очень тесной, и джет и низкоскоростной ветер выбрасываются из пространственно разнесенных областей. В этом же разделе обсуждается возможность объяснения переменной яркости туманности, на фоне которой

виден диск НН 30 с помощью модели структурированного дискового ветра, В разделе 4.9 перечисляются основные результаты Главы IV.

В Заключении подводится итог работы, перечисляются основные выводы и перспективы будущих исследований.

Цитируемая литература

1. Grinin V.P. ASP Conf. Vol. 219, p.216 (2000)

2. Гринин В.П., Катышева H.A. Известия КрАО 62,59 (1980)

3. Гринин В.П., Мицкевич A.C. Астрофизика 32,383 (1990)

4. Ferland GJ. CLOUDY, University of Kentucky, Department of Physics and Astronomy, Internal Report (1993)

5. Grinin V.P., Kozlova O.V., Natta A. et al. A&A 379, 482 (2001)

6. Catala C., Reipurth B.(ed.) Proc. ESO Workshop, Low Mass Star Formation and Pre-Main Sequence Objects. Garching bei München, p.471 (1989)

7. Natta A., Giovanardi C. ApJ 356, 646 (1990)

8. Natta A., Prusti Т., Neri R. et al. A&A 371, 186 (2001)

9. DullemondC., Dominike., Natta A. A&A 560,957 (2001)

10.Mathis J.S., Rumpl W., Nordsieck K.H. ApJ 217,425 (1977)

1 l.Blandford R.D., PayneD.G. MNRAS 199, 883 (1982)

12.SafierP.N. ApJ 408,115 (1993)

13.Garcia, P.J.V., Ferreira, J., CabriS., BinetteL. A&A 377, 589 (2001)

14.Artymowicz, P., Lubow, S.H. ApJ 421,651 (1994)

15.Draine B.T., Lee H.M. ApJ 285, 89 (1984)

16.Pety J., Gueth F., Guillateau S„ Dutrey A. A&A 458, 841 (2006)

17.Anglada G., Lopez R, Estaleila R. et al. AJ 133,2799 (2007)

Основные публикации по теме диссертации

1. Grinin V.P., The P.S., de Winter D., Giampapa M., Rostopchina A.N., Tambovtseva L.V. and van den Ancker M., The Beta Pictoris phenomenon among young stars, Astron. Astrophys. 292, 165-174 (1994)

2. 2.Grinin V.P., Tambovtseva L.V. Variable circumstellar obscuration and variability of emission lines in the spectra of the Herbig Ae/Be stars, Astron, Astrophys. 293,396-402 (1995)

3. Grinin V.P., Natta A., Tambovtseva L.V. Evaporation of star grazing bodies in the vicinity of hot young stars, Astron. Astrophys. 313, 857 (1996)

4. Shestakova L.I., Tambovtseva L.V., The thermal destruction of solids near the Sun, Earth, Moon, and Planets, 76,19-45 (1997).

5. Tambovtseva L.V., Shestakova L.I. The cometary splitting due to the thermal disintegration, Planetary and Space Sei., 47,319-326 (1999)

6. Тамбовцева JI.B., Гринин В.П., Козлова О.В., He-JITP модели аккреционных дисков звезд типа UX Ori, Астрофизика, 42,75- (1999)

7. Natta A., Grinin V.P., Tambovtseva L.V. An interesting episode of accretion activity in UXOrionis, Astrophys. J., 542,421-427 (2000)

8. Тамбовцева Л.В., Гринин В.П., Роджерс Б., Козлова О.В., Диагностика аккреционных дисков звезд типа UX Ori по водородным линиям бсшъмеровской, пашеновской и брэккетовской серий, Астрон. Ж., 78, 514-524 (2001)

9. Гринин В.П., Тамбовцева Л.В. Дисковый ветер в молодых двойных системах с маяомассивными вторичными компонентами: наблюдательные проявления в оптическом диапазоне, Письма в Астрон. Ж. 28,667-684 (2002)

Ю.Гринин В.П., Шаховской Д.Н., Шенаврин В.И., Ростопчина А.Н., Тамбовцева Л.В. Наблюдения уникального минимума RR Таи в оптическом и ближнем инфракрасном областях спектра, Астрон. Ж. 79, 715-725 (2002)

И.Гринин В.П., Тамбовцева Л.В., Сотникова Н.Я, Дисковый ветер в молодых двойных системах и природа циклической активности молодых звезд Письма в Астрон. Ж, 30, 764-, (2004)

12.Гринин В.П., Тамбовцева Л.В„ Мицкевич А.С. Рассеяние света движущимися пылинками в ближайших окрестностях молодых звезд, Письма в Астрон. Ж., 32,122-131 (2006)

13.Tambovtseva L.V., Grinin V.P., Weigelt G. Moving shadows on the dusty disks of young stars, Astron. Astrophys. 448, 633-639 (2006)

H.Гринин В.П., Тамбовцева Л.В, О механизмах затмений в экзотических затменных системах, Астрофизика, 49, 553-571 (2006)

15.Тамбовцева Л.В„ Гринин В.П Пыль в дисковых ветрах молодых звезд как источник околозвездной экстинщии, Письма в Астрон. Ж. 34, 259-269 (2008)

16.JI.B. Тамбовцева, Запыленный дисковый ветер в молодых двойных системах, наблюдаемых с полюса, Астрофизика, 51,267-275 (2008)

17.L.V. Tambovtseva, Y.P.Grinin, Disk wind in the HH 30 binary models, MNRAS , 387, 1313-1318(2008)

Публикации в нереферируемых изданиях:

I. L.V. Tambovtseva, V.P. Grinin, Variable circumstellar obscuration and variability of emission lines in the spectra of Herbig Ae/Be stars, Proc. of the Conf. Nature and Evolutionary Status of Herbig Ae/Be Stars, ASP Conference Series v. 62, eds. Van den Heuvel, P.S. The, M. Perez, p. 201-204 (1994)

2. V.P.Grinin, A. Rostopchina, P.S.The, D. de Winter, van den Ancher, M. Giampapa, L.V. Tambovtseva, The Beta Pictoris phenomenon among young stars, там же, p. 130 - 131 (1994)

3. V.P. Grinin, L.V. Tambovtseva, Evaporation of star grazing bodies in the vicinity of the UX Ori type stars, Proc. of the 10th IAP Meeting Circumstellar Dust Disks

and Star Formation, eds. R. Ferlet and A. Vidal-Madjar, Editions Frontieres, p. 359-361 (1994)

4. D. De Winter, V.P.Grinin, C. Grady, L.V. Tambovtseva, M. Perez, P.S. The, M. van den Ancker, The Beta Pictoris phenomenon among young stars: the case of the HerbigAe star UXOri, там же, p. 171-175 (1994)

5. L.I. Shestakova and L.V. Tambovtseva Dust particles near the Sun, 1996, Physics, Chemistry, and Dynamics of Interplanetary Dust, ASP Conf. Ser. vol. 104, B.A.S. Gustafson and M. S. Hanner (eds.), p. 361-364 (1996)

6. L. V. Tambovtseva and V.P. Grinin, Numerical Modeling of Anisotropic Stellar Winds in Herbig Ae/Be Stars, in Cyclical Variability in Stellar Winds, Proc. of ESO Workshop, L. Kaper and A.W. Fullerton (eds.), Springer-Verlag, p.324 (1998)

7. L.V. Tambovtseva and V.P. Grinin Non-LTE modeling of accretion dish in UX Ori type stars in Disks, in Planetezimals and Planets, ASP Conf. Series, F. Garzon, C. Eiroa, D. De Winter and T. Mahoney (eds.), vol. 219, p. 428-432 (2000)

8. V.P. Grinin and L.V. Tambovtseva, The dusty disk winds in young binary systems with The low mass second components in Proc. Towards Other Earths: DARWIN/TFP and the Search for Extrasolar Terrestrial Planets, Heidelberg, Germany, ESA SP-539, p. 429-433 (2003)

9. Л.В. Тамбовцева, В.П. Гринин, Запыленные дисковые ветры в молодых двойных системах, в Трудах Конференции Звездообразование в Галактике и за ее пределами, ИНАСАН, Москва, с. 172-179 (2006)

10.Л.В. Тамбовцева Дисковые ветры в молодых одиночных и двойных звездах, "Современная астрофизика: традиции и перспективы", междунар. конф. -Вторые Фесенковские чтения, Алматы, Казахстан, с. 39-40 (2007)

Формат бумаги 60*90 1/ 16. Бумага офсетная. Печать ризографическая. Тираж 100 экз. Отпечатано в ПК «Объединение Вента» с оригинал-макета заказчика. 197198, Санкт-Петербург, Большой пр. П.С., д. 29а, тел.718-4636.

Введение.

Литературный обзор.

Цель работы, ее актуальность, научная новизна и список публикаций.

Часть I. Газовая составляющая околозвездных дисков звезд типа

UX Ori.

Глава I. Диагностика аккреционных дисков по спектральным линиям.

1.1 He-JITP модели аккреционных дисков звезд типа UX Ori.

1.1.1 Упрощенная модель аккреционного течения.

1.1.2 Интенсивности и профили линий в моделях дисковой аккреции.

1.1.3 Адаптация модели магнитосферной аккреции к звездам НАЕВЕ.

1.2 Диагностика аккреционного диска звезды UX Ori по водородным линиям бальмеровской, пашеновской и брэккетовской серий.

1.2.1 Введение зоны коротации в модель магнитосферной аккреции.

1.2.2 Исходные наблюдательные данные.

1.2.3 Кинематическая модель излучающей области.

1.2.4 Результаты расчетов.

1.3 Параметры аккреционных течений для других UXOR: для CQ Таи,

RR Таи, WW Vul.

1.3.1 Постановка задачи.

1.3.2 Результаты моделирования.

1.4 Переменность эмиссионных линий в спектрах звезд типа UX Ori.

1.4.1 Переменность эмиссионных линий вследствие околозвездного экранирования.

1.4.2 Метод решения задачи.

1.4.3 Эффект экранирования и переменность профилей линий.

1.4.4 Эффект экранирования и переменность потоков и эквивалентных ширин.

1.5 Переменность эмиссионных линий вследствие изменения режима течения.

1.5.1 Влияние параметров течения на профили линий.

1.5.2 Влияние изменения режима аккреции на профиль линии.

4.3.2 Дисковый ветер, как источник вещества в молодых двойных системах.158

4.3.3 Модель.159

4.3.4 Метод расчета.160

4.3.5 Пространственная структура общей оболочки.161

4.3.6 Внутренняя область.162

4.3.7 Оптические свойства общих оболочек.164

4.3.8 Амплитуды фотометрических минимумов.167

4.3.9 Примеры двойных систем с продолжительными затмениями.170

4.4 Дисковый ветер в молодых двойных системах и природа циклической активности молодых звезд.175

4.4.1 Структура СВ-диска.176

4.4.2 Образование общей облочки.176

4.4.3 Параметры дискового ветра.179

4.4.4 Метод расчета.179

4.4.5 Результаты.180

4.4.6 Амплитуды и формы кривых блеска.181

4.4.7 Модуляция рассеянного излучения с фазой орбитального периода.185

4.4.8 Фуоро-подобные кривые блеска.187

4.4.9 Обсуждение.188

4.5 Движущиеся тени на пылевых дисках молодых звезд.191

4.5.1 Тени на дисках.191

4.5.2 Результаты и обсуждение.,.193

4.5.3 Тени на изображениях молодых звездных объектов. Сравнение с наблюдениями.199

4.6 Механизм затмений в экзотических затменных двойных системах системах.201

4.6.1 Введение.201

4.6.2 Затменные системы. Данные наблюдений.201

4.6.3 Механизмы затмений.205

4.6.4 Затмения дисковым ветром вторичного компонента.207

4.6.5 Оптические характеристики дисковых ветров.208

4.6.6 Кривые блеска.210

4.6.7 Асимметрия минимумов.211

4.6.8 Обсуждение.213

4.7 Запыленный дисковый ветер в молодых двойных системах, наблюдаемых с полюса.216

4.7.1 Постановка задачи и параметры дискового ветра.217

4.7.2 Амплитуды и формы кривых блеска.217

4.8 Дисковый ветер в моделях двойной системы НН 30.219

4.8.1 Сценарий 1: дисковый ветер в молодой двойной системе.223

4.8.2 Сценарий 2: прецессия оси джета.225

4.9 Основные результаты Главы IV.227

Заключение.231

Литература.237

ВВЕДЕНИЕ

Литературный обзор

Сценарий образования звезд. Образование звезд и планетных систем начинается с гравитационного коллапса молекулярного облака. Стадию формирования звезды условно делят на 4 части в зависимости от вида спектрального распределения энергии (Рис. 1 и 2). Соответственно, звезды классифицируют на 4 класса: О, I, II и III. На первой стадии газ и пыль медленно сжимаются под действием собственной гравитации, образуя ядра внутри молекулярного облака по мере того, как магнитное и турбулентное противодействие ослабевают вследствие процесса амбиполярной диффузии (дрейфа заряженых частиц относительно нейтральных). Эта фаза длится около 106 лет до наступления динамического коллапса. Т.к. плотное ядро молекулярного облака всегда имеет некоторый угловой момент при коллапсе, большинство падающего вещества будет падать не прямо на протозвезду, а будет формировать диск вокруг нее (см., например, [374,411]) или фрагментироваться в кратную звездную систему ([264]. Когда контрактирующая конфигурация становится достаточно сконцентрированной, наступает вторая фаза - гравитационный коллапс. Внутренние области образуют аккрецирующую, но все еще мирно эволюционирующую протозвезду и небулярный диск. "Звезды"класса 0 - это фактически ядра облаков, которые находятся в самом начале своего протозвездного коллапса.

Оболочка из газа и пыли, притекающая из ядра молекулярного медленно вращающегося облака, покрывает растущую звезду и диск (infall стадия). Источник "погружен"в облако и еще не виден в видимом диапазоне длин волн, но, в принципе, уже может быть обнаружен в инфракрасном (ИК), субмиллиметровом (субмм) и миллиметровом (мм) диапазонах за счет переработки излучения пылью, находящейся в окружающей протозвезду и диск оболочке. Это - звезда класса I.

Наступает третья фаза - фаза, характеризующаяся одновременным притоком вещества (продолжение infall - стадии) и его истечением; еще ее называют фазой биполярных истечений. В это время вещество еще продолжает падать из протозвездного облака, но возникают и мощные истечения, состоящие из джетов и дисковых ветров, сгребающие вещество из областей, близких к полюсу и образующих некую расширяющуюся облочку из пыли и газа. На этой стадии биполярные истечения уже могут наблюдаться спектроскопически в радиодиапазоне, например, в молекуле СО. Как установлено современной теорией, единственной причиной, способной "запустить"ветер, сметающий и уносящий падающее на звезду вещество, являются магнитогидродинамические (МГД) си

Рис. I; Четыре стадии формирования звезды. лы. Сейчас спор продолжается только в отношении происхождения магнитного поля (звездное или дисковое, или комбинация и того, и другого), а не относительно движущей силы ветра. Подробнее об этом будет говориться в главе IV, где будет рассмотрено состояние современной теории дисковых ветров. Время нахождения на обеих стадиях (2 и 3) составляет примерно 105 лет независимо от начальной массы облака.

С наступлением последней четвертой фазы истечение все больше "прижимается'^ эваториальной плоскости; угол раскрытия ветра уменьшается. На этой стадии центральным источником излучения является уже молодая звезда, имеющая свой диск. В это время система становится видимой уже в ультрафиолетовом (УФ), оптическом и ближнем ИК областях спектра как звезда + диск. Эта стадия характеризуется уменьшением притока массы из родительского облака, интенсивным отводом углового момента и энергии с дисковым ветром, наличие компаньона (звездного или планетарного). Диски часто называют протопланет-ными, подразумевая, что в результате эволюции из дискового вещества формируются планетозимали и/'или протопланеты и протокометы. Звездами класса II называют звезды с аккреционнымм диском и наконец, звезды класса III -это звезды все еще до Главной Последовательности, но в пост-аккреционный период. Звезды класса II и III также известны как классические Т Tauri звезды (CTTS) и weak-line Т Tauri звезды (WTTS) соответственно. Полагают, что основную свою массу звезды набирает на фазе класса II.

Для завершения общей картины звездообразования можно ввести и пятую стадию - стадию образования планет, которая длится по современным оценкам 106 — 107 лет, но эта фаза находится уже далеко от рассматриваемых здесь вопросов. Наши интересы сконцентрированы на третьей и четвертой стадиях звездообразования, если следовать приведенному сценарию.

Далее мы более детально остановимся на некоторых моментах, проясняющих

Рис. 2: Схематическая последовательность эволюции протозвезды. Деление по классам. Схема взята из работы Уилкинга [399}, который проиллюстрировал идею Лада [237] и Шу и др. [352]. современное состояние теории, касающейся, в основном, 3-й и 4-й фаз звездообразования.

Аккреционные диски молодых звезд. Инфракрасные избытки излучения вследствие теплового излучения околозвездной {CS - от английского "cir-cumsteller") пыли обнаружены у многих молодых звезд. Они являются главным источником информации о структуре CS газопылевых дисков ([271,338,197]), а также индикатором молодости самих звезд. Современная теория связывает их появление с поглощением и последующим переизлучением звездного излучения CS пылью в аккреционном (протопланетном) диске ([3,179]). Кратко остановимся на эволюции моделей аккреционных дисков и современном состоянии теории в этом вопросе.

Пожалуй, работа Линден-Белл и Прингла [257) была поворотной в теории аккреционных дисков. Они показали, что по мере того, как вещество падает на плоский диск, вязкостное напряжение и гравитационный момент вращения в диске будут транспортировать угловой момент к его наружным областям. В результате большинство вещества диска будет двигаться внутрь, добавляясь к веществу протозвезды, а часть вещества диска оттекать наружу, "гася"весь угловой момент. За время своего образования и эволюции диск растягивается на несколько сотен а.е. и более ([290, 206J). Это растягивание прекращается только тогда, когда такие процессы, как фотоиспарение [109], столкновения звезд [344,315] или компаньон в двойной системе [15] не разрушат диск извне. В течение фазы коллапса, которая длится несколько 105 лет, темп аккреции в диске Ма очень высок (Ю-5 — 10-6М©) в год, но быстро падает (до Ю-7 — 109М©), как только исчерпается infall-фаза.

До сих пор непонятно, что же определяет вязкость, требуемую для дисковой аккреции, особенно после того, как прекращается infall-фаза. Молекулярная вязкость слишком мала, чтобы обеспечить наблюдаемый темп аккреции. Турбулентные и магнитные напряжения могут создать некоторый тип аномальной вязкости. Сейчас наиболее общепринятым механизмом, способным переносить турбулентность в дисках и транспортировать угловой момент наружу, является магниторотационная неустойчивость (MRI), присутствующая в слабо замаг-ниченных дисках (например, [21,365,389]). У типичной звезды типа Т Тельца область диска 0.2 < г < 4 а.е. имеет меньше ионизованного вещества, чем требуется для MRI [78]. Ни тепловая ионизация, ни ионизация космическими или рентгеновскими лучами не обеспечивают достаточного количества ионизованных электронов для того, чтобы MRI действовала вблизи центральной плоскости диска. Предполагается, что эта "мертвая зона"находится между двумя активными аккрецирующими слоями [131]. Положение и протяженность этой зоны зависят от химического состава пыли и ее распределения по размерам [см., например, 341,398,346].

Есть еще другие (немагнитные) механизмы аномальной вязкости, такие как бароклиническая неустойчивость [219] или сдвиговая неустойчивость [100]. Теоретические расчеты показали, что угловой момент также может быть отведен с помощью глобальных вращательных моментов, таких как гравитационные спиральные волны [377,245,316], или через глобальное магнитное поле, прошивающее диск [363], с помощью дисковых ветров, истекающих с поверхности аккреционных дисков [38,331].

Чтобы избежать проблем с детальным описанием вязкости, но в то же время создать модели диска, чувствительного к его параметрам, Шакура и Сюняев [347] ввели ек-описание аккреционного диска вокруг черной дыры, основанное на размерных величинах. В этом представлении вертикально усредненная вязкость v на расстоянии г записывается как v = aHpcs, где Нр - шкала высот по давлению, a cs - изотермическая скорость звука; обе величины определенены для центральной плоскости диска, где сконцентрировано большинство массы. Параметр а суммирует неопределенность в отношении источника аномальной вязкости и часто берется порядка а ~ Ю-2 для достаточно сильно ионизованного диска. Типичные значения а, которые рассматриваются в современной теории аккреционных дисков молодых звезд равны 0.01 - 0.1.

Определить полную структуру диска-большая проблема. Поэтому ранние

0.1 1.0 Ю.о'-. 400.0 1000.D ! 1 [jim). 1

Рис. 3: Распределение энергии в спектре молодой звезды и схема аккреционного расходящегося диска. модели дисков строились на основе сильных упрощений. Адаме и Шу [2], Фри-дьюнг [126] рассматривали плоский диск, освещаемый звездой. Звездное излучение падает на плоский диск под углом ф ~ 0.4г*/г. Если пренебречь вязкостной диссипацией, эффективная температура диска определяется из баланса между падающим потоком (1/2)фЬ*/4тгг2 и чернотельньш охлаждением сгТ^у. откуда следует, что Teff ос Тогда энергетическая область в спектральном распределении энергии (SED) будет иметь наклон vFv ос И с s = 1.33. Такой крутой "спуск"возникает потому, что большинство звездного излучения поглощается и переизлучается на малых расстояниях, где диск горячий. Это дает сильную эмиссию на коротких длинах волн. Поток на длинных волнах слаб, так как очень мало звездного излучения поглощается на больших расстояниях. Наблюдения CTTS показали, однако, что наклон SED обычно находится в пределе s — 0.6 — 1 ([218)) т.е. совсем не такой крутой. SED звезд Ае/Ве Хер-бига (НАЕВЕ) показывают ту же картину, но с несколько ббльшим разбросов в индексе s.

Кеньон и Хартманн [217] придумали естественное объяснение сильному потоку в далекой ИК области (т.е. пологому спуску в распределении энергии): это расходящийся (flared = F) диск (Рис. 3). Расходящаяся геометрия поверхности позволяет диску перехватывать значительную часть звездного излучения на больших расстояниях, где диск холодный, поэтому он переизлучает в среднем и далеком ИК-диапазоне длин волн. F-геометрия добавляет еще один член к углу освещения ф ~ 0.4r*/r + rd(Hs/r)/dr ([63]), где Hs - высота над серединой плоскости, где диск становится оптически толстым для приходящего звездного излучения. Как и для плоских дисков, эффективная температура определяется из теплового баланса, но теперь он сильно зависит от формы диска Hs(r). С другой стороны, шкала высот по давлению Нр зависит от температуры в центральной плоскости диска Тс : Нр — у/kTcr'3/fimpGM*. Если положить Тс = Teff и если известно х — Hs/Hp, то система уравнений замкнута и может быть решена. Температурный профиль F-диска обычно имеет вид: Тс ос г-1/2.

Приняв на вооружение концепцию F-дисков и горячего поверхностного слоя, ряд авторов разработали детально двуслойные модели дисков [63,64] для интерпретации спектрального распределения энергии и свойств эмиссии пыли от неаккрецирующих - "пассивных" - дисков. Эту модель развили Лашом и др. [235], включив туда еще вязкостную диссипацию. Модели Д'Алессио и др. [78] решают полную 1 + 1D задачу с диффузным переносом излучения, включая облучение звездой и вязкостную диссипацию. Главные входные параметры -темп аккреции Ма и а. Профиль поверхностной плотности £(г) вычисляется самосогласованно. Эта модель показывает, что диск может быть разделен на 3 зоны: внешнюю, где доминирует освещение диска звездой, внутреннюю, где баланс энергии определяется вязкостной диссипацией и промежуточную, где температура центральной плоскости диска определяется вязкостной диссипацией, а температура поверхности - излучением. В промежуточной зоне вертикальная толщина диска устанавливается за счет Ма иа, а ИК спектр все еще контролируется излучением.

Пыль в аккреционных дисках. Рост пылинок и их осаждение. Модели, типа той, что обсуждалась выше, удовлетворительно описывают спектральное распределение энергии. Но Д'Алессио и др. [79] показали, что все они имеют тенденцию воспроизводить поток в далеком ИК слегка в переизбытке. Еще они показали, что доля ожидаемых дисков, видимых "с ребра", предсказывается больше, чем надо. Они предположили, что осаждение пыли поможет решить эту проблему. Чанг и др. [64] нашли аналогичный результат для ряда звезд Хербига. Авторы нашли эти источники, вычисляя SED с учетом предполагаемого осаждения пылинок, которое они имитировали с помощью уменьшения высоты поверхности диска. Самосогласованные вычисления осаждения пыли дают аналогичные распределения энергии и подтверждают идею осадки пыли [276,106,81]. Толщина диска и далекий ИК-поток тоже могут быть уменьшены, если принять во внимание рост пылинок [80,105]. Из сравнения ИК и субмм спектров одних и тех же объектов [1] ясно, что в дисках сосуществуют и большие и малые пылинки. Наклон спектра требует наличия мм пылинок возле центральной плоскости диска на периферии; И К свойства ясно указывают на то, что пылинки не должны превышать нескольких микрон. Видимо, спектр мог бы объяснить двойной состав пыли: часть субмикронных пылинок в поверхностных слоях ответственна за ИК излучение пыли, а часть (суб)мм пылинок во внутренних слоях диска ответственна за (суб)мм излучение [297].

Введение F-дисков в модель и ряд других описанных выше разработок привели в согласие теоретические и наблюдаемые спектральные распределения энергии в далеком ИК диапазоне. Но область в ближнем ИК (2 - 10ц т) не соответствовала наблюдениям. Для устранения расхождений теории и наблюдений стали усложняться модели дисков. Чапг и Гольдрейх ([63]) добавили к модели F-диска горячую атмосферу. Натта и др. [297] предположили, что дополнительное ИК излучение исходит из области, лежащей в непосредственной близости от звезды в результате увеличения геометрической толщины аккреционного диска в области интенсивной сублимации пылинок (так называемый rim - барьер или стенка). Винькович и др. [384,385] предложили добавить оптически тонкое пылевое гало произвольной формы к аккреционному диску, чтобы обеспечить необходимый вклад в поток энергии в ближнем ИК-спектре.

Главная цель предлагаемых моделей - описать распределение плотности и температуры в диске. Предполагается, что имеется поверхностная плотность Е(г) и Tgas(r,z), где ^ - вертикальная координата, измеренная вверх от центральной плоскости диска. Тогда вертикальное распределение плотности p(r, z) можно получить интегрированием уравнения гидростатики по вертикали: dP ъ 2 - (1) где Р = = kTgas/цтр. Главная сложность дисковых моделей заключается в вычислении температурной структуры. Так как главным источником непрозрачности является пыль, то в большинстве моделей принимаются равными температуры газа и пыли. В таком случае определение газовой температуры сводится к решению задачи переноса излучения в пылевом континууме. Еще одно сильное упрощение: диск обычно делят на почти независимые слои, каждый из которых вращается со своей кеплеровской скоростью, и решают задачу переноса излучения для каждого слоя.

Температура диска определяется из баланса между нагревом и охлаждением пыли. Диск охлаждается тепловой эмиссией от пылинок на ИК длинах волн. Это то излучение, которое и наблюдается как инфракрасное излучение от пылевого континуума от таких дисков. Охлаждение в линиях малосущественно и играет роль для Tgas, при которых газ и пыль термически не связаны. Пыль может быть частично нагрета излучением от других пылинок в диске. Итеративные абсорбция и переизлучение ИК излучения пылевыми частицами в диске является причиной того, что излучение будет проходить через диск диффузным способом. Энергия поступает от поглощения прямого света звезды в поверхностных слоях диска, а также от вязкостной диссипации гравитационной энергии в диске вследствие аккреции. Для большинства дисков вокруг CTTS и НАЕВЕ нагрев звездным излучением доминирует над вязкостным нагревом (кроме самых внутренних областей). Только в сильно аккрецирующих дисках последний доминирует.

После определения температурной структуры определяется SED. Наблюдаемая тепловая эмиссия в моделях пылевого диска состоит из трех областей (Рис. 3) Главная часть энергии испускается на интервале длин волн, зависящих от минимальной и максимальной температуры пыли в диске. Эта "энергетическая область "находится обычно от 1.5 до 100 мкм. На более коротких волнах находится "область Вина", на более длинных - область Рэлея -Джинса с крутым, почти степенным профилем, чей наклон зависит от свойств пыли и оптической толщины диска. Различия в геометрии диска отражаются в основном на энергетической области, а субмм и мм потоки дают тест на массу диска.

Пылевое внутреннее кольцо. Самая внутренняя часть диска свободна от пыли из-за сублимации последней. Следует ожидать, что запыленная часть диска имеет резкий внутренний край на расстоянии примерно 0.5 а.е. для звезды с 50L© или 0.1 а.е. для 3 — 5L©. Если газ внутри этого пылевого внутреннего кольца оптически тонкий, то это пылевое внутреннее кольцо освещается звездой под углом ~ 90°, и должно быть гораздо горячее остального диска за ним, который освещается под более пологим углом ф <С 1 ([295]). Соответственно она должна быть "выдута"гидростатически, образуя некий барьер (rim). Натта и др. [297] показали, что эмиссия от такого горячего внутреннего кольца способна объяснить ближний ИК "горб"в спектральной распределении энергии, видный почти у всех звездах Хербига. Это - естественное объяснение, так как зона сублимации лежит на 1500 К, и чернотельное излучение при 1500 К "по-крывает"этот интервал. Тутхилл и др. [379] независимо открыли яркое кольцо в виде полумесяца вокруг звезды Хербига LkHa-101, которое они приписали яркому внутреннему барьеру или стенке. Дуллемон и др. [107] развили модель Чанга и Гольдрейха [63], включив выдутый "барьер", а Доминик и др. [89] показали, что SED звезд Хербига хорошо объясняются этой моделью. Но все еще есть сомнения, что такого барьера достаточно для того, чтобы воспроизводить источники с сильными "горбами"в ближней ИК-области спектра [109].

С помощью ближней ИК интерферометрии пылевые барьеры могут быть пространственно разрешены, и таким образом, модели могут быть проверены. С помощью функций видности можно определить некоторые параметры утолщенной стенки (например, [278,6,114]), а главное, протестировать, действительно ли ближняя ИК эмиссия приходит от внутренней стенки пылевого диска (сомнения высказаны в [384]).

Модель с внутренним барьером применялась главным образом к звездам Хербига, так как "барьер кажется таким очевидным "для объяснения SED в ближнем ИК - спектре. Но Муцеролле и др. [288] показали, что он применим также и к CTTS. В этом случае, однако, для поддержки излучения внутреннего барьера требуется к звездному излучению добавить светимость от ударной волны в результате магнитосферной аккреции.

Кроме того, что внутренний барьер может стать сильным источником потока в ближнем ИК, он может быть и ответственным за иррегулярные, длящиеся несколько дней затменные явления, наблюдаемые у звезд типа UX Ori (UXOR), о которых речь пойдет ниже [297,108]. Последние авторы показали, что эта схема работает только для дисков, которые сами себя экранируют. Рис. 4 демонстрирует, какие виды аккреционных дисков рассматриваются в современных моделях.

Все модели, о которых шла речь выше, основаны на 1+1D подходе, или двуслойной модели. На самом деле структура этих дисков двумерная (2D), если принять аксиальную симметрию, и трехмерная (3D), если ее нет. За последние 10 лет разработано много "многомерных"алгоритмов по переносу излучения в пылевом континууме (например, [396,255,405,37,301,364]). В этих программах принимается некое распределение плотности. Затем вычисляется спектр и изображение. Прослеживается тенденция включать самосогласованную вертикальную структуру плотности в модели путем итерации между переносом излучения и уравнением баланса вертикального давления [302,102,105,388]. Главное преимущество 2D - 3D моделей над 1+1D - это их способность учитывать диффузию лучистой энергии в диске, охлаждение наружного диска в радиальном направлении, сложную трехмерную структуру внутренней стенки, да и в целом они дают более реалистичные изображения дисков.

Кроме этого, 2D-3D модели позволяют изучать новый класс геометрии дисков. 1+1Д модели могут исследовать только плоские или расходящиеся диски из-за своей простой зависимости от угла освещения ф. В принципе, могут быть обстоятельства, когда поверхность внешнего диска лежит внутри тени от внутреннего диска. Эти затененные области холоднее, чем было бы при условии, если бы диск был расходящимся, и многомерная трактовка переноса излучения не дает возникнуть ситуации полностью холодного и плоского диска. Для звезд Хербига происхождение тени может быть отнесено за счет выдутого внутреннего барьера [102,105], а для CTTS - полностью за счет внутренней расходящейся области диска до определенного радиуса [106].

Как бы не развивались модели аккреционных дисков в сторону усложнения, надо признать, что они все равно остаются идеализированными и упрощенными. Любая модель диска рассматривает его устойчивым, но в действительности это не так. После исчерпания главной infall фазы, диск не поддерживается больше новым веществом, и продолжении аккреции на звезду будет исто

Рис. 4: Схематическая геометрия в моделях аккреционных дисков; CG97 - Чанг и Гольдрейх [63]; DD04 -Дуллемон и Доминик (105), Показаны возможные тени от присутствия внутреннего пылевого барьера на диске.

Рис. 5: Разрез деформированного диска вдоль аккреционного потока. Ось вращения к магнитный момент обозначены как Г! и ц,. [333] щать вещество диска (его масса будет уменьшаться). Кроме того, диск "вязкостно" рас ширяется и подвергается процессу фотоиспарения. Шкала времен для "вязкостной эволюции "зависит от расстояния (tvis ос г-), поэтому наружные слои эволюционируют медленнее всего, т.к. они содержат больше массы. Эти области (> 50— 100 AU) поэтому формируют резервуары массы, постоянно подпитывающие внутренние области. Последние могут быть описаны моделями устойчивых акккреционных дисков. Может также иметь место сильная неустойчивость на более короткой шкале времен, судя по вспышкам типа FU Ori and EX Lupi (см. [132] и ссылки там). Эти вспышки могут иметь различные спусковые механизмы: тепловая неустойчивость [215,26]; близкое прохождение компаньона звезды [42,66]; аккумуляция массы в мертвой зоне, сопровождаемая гравитационной нестабильностью [131,14]. Поэтому диски довольно переменны во времени, и модели устойчивых дисков с постоянной а могут рассматриваться только как оценка структуры диска в пулевом приближении.

И наконец, идея плавно расходящегося диска - это результат модельного

Р* iM упрощения, а не объективная реальность. В действительности, аккреционные диски могут быть деформированы, "смяты"(так называемые warped-диски) (Рис. 5) вследствие различного рода неустойчивости, которая может переноситься излучением от центрального объекта или, что более вероятно, возникнуть от самого истечения. Если система ориентирована почти "с ребра", деформированный аккреционный диск вызывает периодические модуляции кривой блеска как в случае АА Таи [317]. Наблюдения часто выявляют асимметрию биполярных истечений. Одной из причин может быть и асимметрия самого аккреционного диска.

Истечение вещества из аккреционных дисков: джеты и дисковые ветры. И диски, и интенсивные истечения вещества присутствуют уже на ранних стадиях протозвездной эволюции. Сейчас есть надежные доказательства корреляции между истечениями и активно аккрецирующими дисками, что предполагает наличие физической связи между ними. Интерпретация такова: истечения инициированы аккрецией, и магнитные напряжения являются посредником, вернее управляют процессами притока и оттока вещества и эжекти-руют некоторую часть притекающей материи с поверхности диска. Если диск "прошит"открытыми магнитными силовыми линиями, то истечения могут формироваться как "центробежные"ветры. Такие сильно колимированные ветры уносят угловой момент и могут играть важную роль в бюджете углового момента дисков и их центральных протозвезд.

Данные наблюдений. Биполярные молекулярные истечения и узкие атомические джеты-это атрибут протозвезд. К 2000 году было известно уже более 200 биполярных СО источников; они обычно имеют сравнительно низкие скорости (< 25км/с) и представляют умеренно колимированные истечения (отношение длины к ширине = 3 - 10), хотя существует и несколько сильно колимирован-ных СО истечений на высоких скоростях (больше 40 км/с) вблизи оси течения. Темп истечения показывает непрерывное возрастание с болометрической светимостью источника для Ьь01 в интервале ~ 1 — 1O6L0. Молекулярные истечения присутствуют на большей части 2-ой фазы протозвезды и появляются на более ранней фазе (Класс 0) эволюции протозвезды.

Полагается, что биполярные области (доли), хорошо видимые на изображениях молодых звездных объектов (МЗО), представляют собой молекулярное вещество, которое сгребли более быстрые, высокосткоростные джеты, выходящие из центральной системы звезда + диск. Джеты ассоциируются с МЗО низкой светимости (L^ < 103L©) и имеют скорости в интервале 150 - 400 км/с, большие числа Маха (больше 20) и углы раствора 3-5 градусов на шкале высот 103 — 104 AU. Темп истечения оценивается как Ю-10 — 10~8М© в год. Значительное число истечений обнаружено оптическими наблюдениями и у звезд промежуточной массы (НАЕВЕ) (2 < М*/М© < 10) и у других источников высокой светимости ([285,73]). По сравнению с объектами низкой светимости эти объекты имееют скорости джетов и темпы истечений соответственно в ~ 2 — 3 и ~ 10 — 100 раз выше. Общий момент, уносимый джетами, с учетом как корректировки плотности за счет парциального ионизационного состояния, так и долгого времени жизни (на что указывает обнаружение истечений на шкале парсеков), согласуется с моментом, измеренным по ассоциированным СО истечениям (например, [176,113]).

Количество момента по наблюдаемым биполярным истечениям обычно в 100 раз выше, чем то, которое могло бы быть обеспечено давление излучения от центрального источника Lb0i/c [236], что исключает радиационное ускорение джетов. Такая высокая эффективность эжекции вещества наиболее понятна, если джеты переносятся магнитным путем.

Существование дисков вокруг МЗО и их связь с истечением подтверждена многочисленными наблюдениями. Они включают в себя ИК и мм наблюдения, интерферометрическое картирование (сейчас и субмм наблюдения); все они разрешили структуру и поле скоростей дисков на шкале до нескольких десятков а.е. [400]. У нескольких источников джетов были получены диски в ближнем ИК с помощью адаптивной оптики и оптики на Hubble Space Telescope (HST) [270]. Например, у молодого объекта НН 30 джет зафиксирован на расстоянии < 30 а.е. от звезды, угол раствора равен 3 градуса между 70 и 700 а.е. Узость джета подразумевает существование собственной коллимации, т.к. внешний градиент давления на таких расстояниях еще не действует эффективно. Убеждение, что магнитная коллимация - наиболее вероятный кандидат, усиливается тем, что джет вновь коллимирован до 1.9 градусов на расстояниях 350 — 104 AU. Подобная картина наблюдается и у других молодых звездных объектов. Общепринята точка зрения, что джетам обеспечивает энергию гравитационная энергия, высвобожденная в результате аккреционного процесса, и эти джеты подпитываются веществом диска. Была найдена явная корреляция между присутствием признаков истечения - (профили линий типа Р Cygni, эмиссия в запрещенных линиях, тепловое радиоизлучение, хорошо развитые молекулярдые доли)- и диагностикой аккреции - (УФ, ИК и мм - избытки излучения, обратный Р Cygni профиль линий [48,47,177]). Подтверждением этому стало обнаруженное явное снижение активности истечений с возрастом звезды, сопровождаемое снижением частоты встречаемости дисков [8,284] и темпа аккреции ([51]). У звезд класса 0 наблюдается 100% признаки истечений, класса I - 60 %, класса II - 10% и класса III - 0. Утверждение, что джеты поддерживаются аккрецией и начинаются в аккреционных дисках усиливается и непосредственным обнаружением дисков у наиболее молодых звездных объектов с

Рис. 6: Изображение молодого звездного объкета НН 30, полученного с помощью космического телескопа Хаббла. признаками истечения.

Рис, 7: Принципиальная схема аккреции и истечения у молодого звездного объекта. Показана конфигурация магнитного поля центрального источника и диска, вдоль которого происходит истечение вещества. Детали даны в тексте.

Corcoran и Ray [74] показали, что корреляция между светимостью в линии [01] АбЗООЛ (признак истечения) и избытком ИК светимости (признак аккреции), найденной сначала в классе II, распространяется также и на МЗО с массами до 10 Mq и покрывает 5 порядков величины в светимости. Корреляция типа Ма ос применимая одинаково к объектам как низкой, так и высокой светимости, получена по нескольким независимым исследованиям 1) темпа аккреции (ИК континуум), 2) темпа истечения ионизованного вещества в джетах (радио континуум) и 3) темпам биполярных молекулярных истечений (по измерениям СО линий [248]). Все взятое вместе заставляет предположить, что сильная связь между аккрецией и истечением существует и в МЗО большой массы, и что базовый физический механизм там такой же, как и у объектов малой массы. rfc—к-к

Как уже сказано выше, истечения вещества из аккреционных дисков молодых объектов состоят не только из быстрых джетов но и более медленных дисковых ветров. Точнее сказать, джеты-это тоже дисковый ветер (его высокоскоростной компонент), так как слово "дисковый"указывает только на то, что источником ветра является аккреционный диск. Медленный компонент наиболее детально исследован у звезд типа Т Тельца по профилям запрещенных линий [233]. Скорость движения газа на периферии ветра (г > 1 а.е.) у звезд этого типа может составлять всего несколько десятков километров в секунду (5 - 40 км/с [200] (т.н. низкоскоростной компонент ветра). Высокоскоростной компонент (несколько сотен км/с), ответственный за джеты, также виден на профилях запрещенных линий [177,200]. На расстояниях около 50 - 80 а.е. от источника иизкоскоростное вещество постепенно исчезает (судя по изображениям объектов), в то время как высокоскоростные джеты выносятся на большие расстояния. Расчеты показывают, однако (например, Гудсон и др. [139]), что вклад высокоскоростного компонента ветра в общую потерю массы сравнительно невелик (около 20%). Основная масса (около 80%) уносится с низко-скростным дисковым ветром. Принципиальная схема системы звезда + диск + ветер показана на рис. 7. Масштаб здесь произвольный для удобства восприятия. Показан стандартный аккреционный диск (SAD), в котором происходит только аккреция вещества на звезду. Отмечена область диска, эжектирующая дисковый ветре (JED), зона магнитосферной аккреции (аккреционный трубки), и, наконец, звезда, с полюсов которой истекает звездный ветер. В четвертой главе кратко излагаются основы теории дискового ветра и делается обзор его современных моделей.

Молодые звездные объекты. Звезды типа Т Тельца и Ае/Ве Хербига

Если раньше единым рассматривался сценарий образования звезд малой массы (от 0.3 до 3 солнечных масс), то в настоящее время считается общепринятым, что все звезды образуются по единому сценарию, в том числе и массивные. На разных этапах звездообразования могут "подключаться"различные механизмы в зависимости от индивидуальных особенностей спектральных классов, что потом скажется на конечном результате - структуре диска и ветра, но принципиальный сценарий звездообразования един.

Тем не менее, теория звездообразования была разработана и апробирована на звездах низкой массы - классических звездах типа Т Тельца. Механически перенести ее на, например, молодые звезды промежуточной массы, какими являются звезды Ае/Ве Хербига, нельзя. Прежде, чем рассмотреть ситуацию со звездами НАЕВЕ, остановимся на отличительных свойствах звезд CTTS и НАЕВЕ.

Молекулярное облако в Тельце является одним из ближайших (D — 140 рс) и наилучшим образом изученных областей образования звезд низкой массы. Оно содержит многочисленные типичные образцы различного типа молодых объектов, например, глубоко погруженные протозвезды с массивными дисками и истечениями, классические (CTTS) и слабые (WTTS) звезды типа Т Тельца, джеты и объекты Хербига-Аро, а также все увеличивающееся число коричневых карликов. Процес звездообразования продолжается, и облако "охватывает "все стадии звездной эволюции.

Остановимся кратко на терминологии. Звезды типа Т Тельца (TTS) - это звезды спектральных классов F-M, класса светимости IV-V, с массами 0.25 < М*/М0 < 1, типичной светимостью L* ~ (1 — 5)Lq, возрастом около 106 лет. Отличительными признаками являются инфракрасные избытки излучения, коррелирующие с индикаторами активности (На, UV избытками и т.д.), что говорит о наличии теплого CS вещества преимущественно, как полагают, в виде оболочек для протозвезд класса I и CS дисков для звезд класса II. В спектрах TTS наблюдаются эмиссионные линии. Кроме того, у некоторых TTS наблюдается избыточное (по сравнению со звездами Главной Последовательности тех же спектральных классов) излучение в континууме в УФ, И К, а иногда и в видимой области спектра (так называемое вуалирование). Скорости вращения TTS г» sin г обычно порядка 10 км/с. Среднее значение силы магнитного поля для большинства TTS составляет 2.5 кГс, хотя в некоторых областях оно достигает значений 4-6 кГс ([244, 448]).

Объекты Хербига—Аро — НН были открыты более полувека назад Хер-бигом [183,184] и Аро [172]. Они обнаружили первые образцы пекулярных туманностей, расположенные вблизи темных облаков в областях, где, как подозревали, недавно произошло образование звезд. К 80-м годам прошлого века было доказано, что НН объекты являются следами высоко-коллимированных дже-тов от молодых звезд ([92,284,328], и ассоциировали их с высокоскоростными биполярными истечениями [189].

Коричневые карлики (BD). Согласно Лиссо [252] и в соответствии с текущей IAU номенклатурой, так называют субзвездные объекты с массами примерно равными 0.03М© [209,298,277]. Спектр этих объектов довольно странный: частично он напоминает спектр звезды, частично - спектр планеты-гиганта, так как имеет полосы метана.

Хербиг [186] предположил, что у CTTS должны быть "двойники", но более ранних спектральных классов и больших масс. Он отождествил 26 молодых PMS звезд промежуточной массы (2-1ОМ0) со спектральным классов в интервале F0 - ВО (Те// « (8000-30000) К, светимостью L* ~ (/ew-104)L ©, возрастом 4 Т ч

Ч 1*10* уг 1*10" уг

1*10' уг

011j U10«yr

-3

4.4 4.2 4 3.0 3.6 3.4 3.2 Temperature log (T„,) (К)

Рис- 8; Теоретические эволюционные треки TTS и НАЕВЕ. Цифрами обозначены массы звезд, выраженные в массах Солнца |308]. от < 105 до 107 лет. Эти звезды сейчас известны как звезды Ае/Ве Хербига (НАЕВЕ). Число кандидатов в НАЕВЕ выросло к настоящему времени до ~ 300 ([372,83]. Сейчас признано, что интервал масс НАЕВЕ более широк: от 2 до 20 солнечных масс.

НАЕВЕ включают в себя неоднородный класс объектов не только из-за своей массы, светимости и температуры, но и из-за своей эволюционной истории. Как и TTS, НАЕВЕ спектральных классов А - поздних В становятся оптически видимыми задолго до того, как сядут на Главную Последовательность, и их PMS эволюция может быть изучена детально. Наоборот, НАЕВЕ ранних спектральных В классов (до В5) никогда не выходят из своих CS оболочек в течение своей короткой PMS фазы [307]. Как и в случае О звезд, их высокие светимости и сильное поле излучения оказывают разрушительное действие на их окружение. Общим же свойством всех НАЕВЕ. отличающим их от звезд низкой массы, является то, что их PMS эволюция полностью происходит вдоль радиационных треков (Рис. 9).

Так же, как и TTS, со звездами Ае/Ве Хербига ассоциированы крупномасштабные НН-объекты. Например, НН39 ассоциированы с R Моп [187], НН218 с V645 Cyg [138], НН215 и НН315 с PV Сер [300,140,330]. Первым джетом, определенно связанный со звездой Хербига, был НН398. исходящий из LkHalpha233 [73]. Все эти источники истечений показывают смещенные в синюю сторону спектра эмиссионные запрещенные линии в оптике с типичными скоростями в несколько сотен км/с, как и CTTS. У звезд НАЕВЕ были обнаружены и мелкомасштабные джеты в УФ коронографическим методом с помощью HST [86,145,146]. Если суммировать все данные на сегодняшний день, то можно сделать вывод, что у CTTS встечаются НН джеты и крупно и мелкомасштабные. У НАЕВЕ джеты встречаются (по крайней мере, фиксируются) реже. Но само их наличие указывает на то, что и у звезд низкой и промежуточной масс происходят одни и те же физические процессы, но условия в окружении звезд Хербига не столь оптимальны для запуска джетов, как у CTTS. Поэтому интересно проверить, как работает магнито-центробежный механизм запуска джетов в условиях НАЕВЕ. Об этом подробнее будет сказано в последней главе.

В последние годы диски вокруг НАЕВЕ привлекают все возрастающее внимание, так как эти звезды имеют массы, близкие к массам звезд Главной Последовательности, таких как (3 Pictoris (А5), a Piscis Austrini (A3) и a Lyrae (АО, Vega). Эти три звезды, прошедшие на своем пути к Главной Последовательности фазу звезды Ае Хербига (НАЕ), окружены дисками с обломками пород (так называемые debris диски), возникших из-за столкновения и разрушения крупных твердых тел [20]. Осколочные диски - это видимые признаки околозвездной оболочки, в которой уже образуются планеты ([240] и ссылки там.) Таким образом прародительские диски звезд Ае Хербига вполне могут быть местом где образуются зародыши планет.

Феномен (3 Pictoris

В 1984 году американские астрономы Смит и Террил [358] с помощью специальной коронографической камеры обнаружили вокруг звезды (3 Pictoris, только что мсевшей"на Главную Последовательность,(Sp = А5, D = 16 пс) слабосветящийся протопланетный пылевой диск, наблюдаемый с ребра (Рис. 9). Спустя несколько лет французские астрономы [30-36, 238, 239], изучая спектр этой звезды в окрестности резонансного дублета Са II, обнаружили переменные, смещенные в красную сторону абсорбционные компоненты, образованные предположительно в газовой коме кометы, двигавшейся по направлению к звезде. Дальнейшее, более чем десятилетнее, изучение (3 Pic показало, что подобные абсорбционные детали появляется в спектре звезды довольно часто, как в резонансных линиях Са II, так и в УФ линиях других металлов и их ионов; причем скорости падения газа достигают 200 км/с. Это означает, что кометное вещество может появляться в непосредственной близости от звезды. Кометы, двигающиеся по таким сильно вытянутым орбитам, существуют и в нашей Солнечной Системе. Они принадлежат малочисленному семейству Крейца и больше известны в англоязычной литературе как Sun-grazing кометы - кометы, "царапающие" Солнце. По аналогии, кометы, пролетающие по сильно вытянутым орбитам вблизи других звезд (в т.ч. (3 Pic) называют star-grazing кометами.

4 [ ]

Sni of РгчМ ) Oftvi о 1—!

Warped Disk - Beta Pictoris ГПСЭЬ sr Set OFU ■ Jwiurt.y % ? - С Burrow? inni HST . WFPC2 J Kr.»i (ST Scl) WFMC3 IDT NASA

Рис. 9: Изображение диска вокруг звезды Pictoris, полученное с помощью HST коронографическим методом. Деформированный диск этой звезды может указывать на присутствие планет.

Результаты французской группы можно рассматривать как первое конкретное указание на существование комет за пределами Солнечной Системы. Они стимулировали поиски похожих "следов"ко мето-подобной активности в окрестностях звезд типа UX Ori, которые, как оказалось, в эволюционном смысле являются молодыми предшественниками звезды (3 Pictoris, поскольку окружены протопланетными дисками, в которых в настоящее время идет образование планет.

Звезды типа UX Ori

У многих молодых звезд наблюдаются нерегулярные вариации яркости с амплитудой около 1-2 звездных величин. Поляриметрические наблюдения показывают, что во многих случаях линейная поляризация молодых звезд также переменна на различной шкале времен [22, 445, 107, 412, 29]. В ее наиболее впечатляющем виде неправильная переменность наблюдается у небольшй группы молодых звезд, известных в литературе как звезды типа UX Ori (UXOR). В каталоге переменных звезд Кукаркина и др. |446| они обозначены как звезды с непериодическими Алголе-подобными минимумами. К настоящему времени этот подкласс включает несколько десятков объектов. Среди них - звезды Ae/'Be Хербига, классические звезды типа Т Тельца и некоторые другие. Главные наблюдательные свойства UXOR следующие (см. обзор [151] и ссылки там):

1. Амплитуды глубоких минимумов достигают 2-3 звездные величины в полосе V; их продолжительность - от нескольких дней до нескольких недель.

2. Амплитуды фотометрической активности зависят от спектрального класса звезды: НАЕ звезды обычно более активны, чем звезды Be Хербига. Большинство UXORs являются звездами Ае Хербига (НАЕ).

3. Спектральные наблюдения, сделанные в разные моменты состояния яркости, не показали, что спектральный класс звезды меняется, но сами спектральные линии сильно меняются во время глубоких минимумов. В частности, эквивалентная ширина эмиссионной линии На возрастает с ослаблением звезды, и профили линий меняются от асимметричного двухкомпонентного профиля в ярком состоянии до одиночного в глубоком минимуме.

4. Вариации яркости также сопровождаются изменением цвета и линейной поляризации звезд.

Эффект "посинения"("blueing"effect). Этот необычный эффект "посинения" впервые был обнаружен Гетцем и Венцелем у звезды CQ Таи. Наблюдая эту звезду в глубоком минимуме, они обнаружили, что начиная с некоторого уровня яркости первоначальное покраснение звезды прекратилось и ее U - В и В - V цвета снова стали синее с дальнейшим уменьшением визуального потока. Позднее аналогичное поведение цвета с яркостью было обнаружено и у других звезд. Эта особенность является наиболее общим свойством фотометрического поведения UXORs. Опуская обсуждение ранних попыток дать объяснение этому явлению, остановимся на модели, общепризнанной в настоящее время. Это модель переменной CS экстинкции, предложенная Грининым [425]; она получила прямое наблюдательное подтверждение. Согласно этой модели наблюдаемое излучение молодых звезд складывается из прямого излучения звезды, ослабленного CS экстинкцией в CS пылевых облаках, время от времени пересекающих луч зрения, и излучения, рассеянного CS пылью: lobs = h • ехр(-тл) + /sc, где Т\ есть текущее значение оптической толщины CS облака на луче зрения; остальные обозначения - стандартные.

Первоначальное покраснение звезды есть результат селективной экстинкции звездного излучения в пылевом облаке (как было предположено Венцелем [395]). А в глубоком минимуме, когда прямое излучение звезды блокируется 03 облаком, начинает доминировать рассеянное излучение (Isc), из-за чего происходит поворот трека на диаграмме "цвет - величина"[425].

Рассеянное излучение в CS диске. Так как оболочки вокруг молодых звезд имеют дискообразную форму, рассеянное излучение должно быть поляризовано. Следовательно, если переменность UXORs в действительности вызвана эффектом экранирования звезды непрозрачными CS пылевыми облаками, то линейная поляризация должна возрастать с ослаблением блеска звезды. Этот наблюдательный тест был проведен начиная с 1986 году в КрАО и других обсерваториях: были осуществлены одновременные поляриметрические и фотометрические наблюдения UXORs. В результате установлено, что линейная поляризация UXORs анти-коррелирует, как правило, с изменением яркости, и

V ■—,—.—. , ■ . , 1—1----с v —г -г ■ ▼—г ,-, — I" ■ ' Г ■ ■ 1- •—т *

10 V Ч- V % ■ 4 •А ' и X ■ * .* • it » а * о 'V. % ."V. - о * V

12 . I IV*. у V ® * * 3* в 1 . . i. А'', .'-'i , 1 . . 1 . 1 ■ ' . о о о.з О б о.2 о.5 о.й о э о е о з о в о.а \.г

U-B B-V V-R V-I

Рис. 10: Диаграмма "цвет - звездная величина"для звезды UX Ori. что ее зависимость от звездной величины хорошо согласуется с предсказанной [156,157].

Если пылевое облако пересекает луч зрения далеко от звезды, его тень будет мала по сравнению с телесным углом А-к. В этом случае параметры Стокса рассеянного излучения не будут меняться в момент затмения и изменение линейной поляризации будут подчиняться простому закону

Рobs{Arn) = Pis + Pin • 10°-4Л™, где Р0ьз{Ат) - наблюдаемая линейная поляризация звезды, Рт - собственная поляризация звезды в ярком состоянии и Pis - межзвездная поляризация.

Другой потенциально важный механизм поляризации - вследствие оптического дихроизма вытянутых несферических частиц - дает следующую зависимость:

Pobs{Am) = Ри + а' Am, где а - псевдо вектор, зависящий от оптического дихроизма пыли в CS облаках.

Наблюдения подтвеждают первую из приведенных зависимостей. Хотя разброс точек иногда может быть большой и имеет тенденцию увеличиваться с накоплением данных. Одна из причин этого разброса - флуктуация параметров Стокса рассеянного излучения вследствие переменного освещения CS облака, вызванного неоднородной структурой пылевых оболочек. Это-важная причина, так как главный вклад в переменную околозвездную экстинкцию могут производить пылевые облака, движущиеся в ближней окрестности звезд, возможно, в области сублимации [149]. В случае TTS характерный размер этой области равен примерно 10 радиусам звезды и CS облака могут непосредственно контактировать со звездной магнитосферой и вращаться вместе со звездой, производя квази-периодические вариации яркости [129,44,62].

Другая причина дисперсии наблюдаемых точек на диаграме поляризация -звездная величина, а также и на диаграме цвет - величина-это циклическая переменность UXORs.

Так как CS диски UXORs не разрешены в телескоп, их рассеянное излучение, которое можно считать прямой аналогией зодиакального света, играет роль естественного ограничителя амплитуды переменности яркости, которая не может превысить значение

Атптах = 2.5 log J* ^ Isc.

Типичные интенсивности рассеянного излучения, которые следуют из интерпретации "blueing" эффекта, равны 0.03 - 0.1 (в единицах /*) в видимом свете, что объясняет, почему мы не наблюдаем очень глубокие минимумы UXOR с амплитудой 5 или более звездных величин.

Есть независимое наблюдательное подтверждение в пользу модели переменной CS экстинкции-это анти-корреляция между изменением яркости звезды и эквивалентными ширинами запрещенных линий [О I] 6300/6343, которые недавно наблюдались у звезды RR Таи [164]. Эти линии формируются в наружных частях CS газовых оболочек, и CS пылевые облака, которые экранируют звезду от наблюдателя, не способны закрыть более протяженный объем. Аналогичный коронографический эффект также является причиной вариаций EW(На) и радикальных трансформаций На профиля в глубоком минимуме блеска [154].

Доказательство ориентации CS дисков с ребра. Есть основания полагать, что бурная фотополяриметрическая активность UXORs связана с "оптимальной "ориентацией их CS дискообразных пылевых оболочек [156]. Главный аргумент в пользу этого предположения-высокая линейная поляризация, систематически наблюдаемая в глубоких минимумах (до 5 -8%). Она говорит о преимущественной ориентации их CS дисков относительно наблюдателя "с ребра"или под небольшим углом к лучу зрения. Об этом же говорит статистический анализ профилей линий На, наблюдаемых в спектре НАЕВЕ с различным уровнем фотометрической активности [148, 430]: аккреционные профили линий типичны для UXORs, а признаки ветра наблюдаются у фотометрически спокойных звезд. Такая зависимость качественно согласуется с ожидаемым полем скоростей в модели магнитосферной аккреции.

Аналогичный результат был получен независимо Грэди и др. [143]. Они заметили также, что скорости вращения UXORs систематически больше, чем в фотометрически спокойных звездах того же спектрального класса. Их результат не подтвердили Хербст и Шевченко [192], которые проанализировали скорости вращения около 20 НАЕВЕ. Гринин и Козлова [431] показали, что более однородная статистика, основанная только на звездах НАЕ дает слабую, но статистически реальную корреляцию между г; sin г и AV. Такая корреляция -дополнительный аргумент в поддержку преимущественной ориентации UXORs относительно наблюдателя.

Следует заметить, что согласно оценкам Натта и др. [293], основанным на наблюдениях звезд Ае Хербига на мм волнах, массы CS дисков не коррелируют с амплитудами визуальной переменности UXORs и позиции этих звезд на диаграмме ГР практически те же, что и у НАЕ низкой активности. Этот результат является важным косвенным указанием на то, что "оптимальная"ориентация CS дисков относительно луча зрения есть, возможно, главное условие для фотометрической активности большой амплитуды звезд типа UX Ori.

Длительная фотополяриметрическая активность UXOR. Вследствие специфической ориентации CS дисков, указанной выше, фотометрический мониторинг UXOR дает непосредственную информацию о переменности колонковой плотности пыли на луче зрения. В комбинации с поляриметрическими наблюдениями она дает базис для изучения внутренней структуры CS дисков.

Циклы активности. Было несколько попыток найти периодичность появления Алголе-подобных минимумов UXOR, но все они не были успешными. Были замечены волнообразные вариации яркости на шкале времен от нескольких до десяти и более лет [350, 351, 449, 125]. Позднее были суммированы все фотометрические наблюдения UXOR на предмет выявления циклов активности [457, 470]. Существование таких циклов подразумевает существование крупномасштабных структур газа и пыли в CS дисках молодых звезд. Эти структуры могут появляться, например, вследствие гравитационных возмущений в CS дисках, связанных с присутствием компонента малой массы [16] или долгоживущих вихрей в протопланетных дисках, вращающихся вокруг звезды.

Максимальная длительность цикла (около 22-25 лет) наблюдалась на кривой блеск CQ Таи [449], что служит указанием на существование глобальных отклонений CS дисков от аксиальной симметрии на характерной шкале порядка 10 а.е. Другое указание на неаксиально симметричное распределние CS пыли приходит из наблюдений очень высокой собственной поляризации (до 10-15%) в глубоких минимумах некоторых UXOR (например, [457]). Эти наблюдения показывают, что аксиально симметричные модели CS дискообразных оболочек, которые часто использовались для моделирования CS пыли вокруг UXOR [420, 419] ограничивают возможность интерпретации наблюдений и должны быть пересмотрены.

Комето-подобная активность. Гам и Гринберг [128] были, возможно, первыми, кто предположил, что фотометрическая активность молодых звезд может быть частично обусловлена экстинкцией в пылевой коме протокомет. Позднее подобная идея была использована в нескольких работах для интерпретации переменности молодых звезд (см. [309] и ссылки там), включая и циклическую переменность UXOR [350]. Однако, очень трудно определить, меняется ли экс-тинкция в пылевой коме протокометы или в самом обычном CS пылевом облаке, пересекающем луч зрения. Поэтому, интересно обратить внимание на некоторые наблюдательные факты.

В пользу первой идеи говорит обнаружение спектроскопических признаков кристаллических силикатов в ИК спектре некоторых НАЕВЕ, аналогичных тем, что найдены в кометах солнечной системы. В пользу второй - наблюдения Хатчинсона и др. [208] и Ситко и др. [357] оптической и ИК переменности нескольких НАЕВЕ. Обе группы независимо наблюдали один и тот же тип переменности: увеличение потоков в ИК и их уменьшение в оптическом диапазоне. Такая переменность подразумевает появление на луче зрения пылевых облаков и трудно объяснима в модели комето-подобной активности. Такое же заключение сделано на основе анализа фотополяриметрических наблюдений некоторых UXOR Грининым [149].

Несколько спектроскопических наблюдений известных аккреционных событий у UXOR по деталям аналогичны тем, что наблюдаются у (3 Pictoris [309]. Но их интерпретация не единственная [360, 296].

Вспышечные"явления у НАЕВЕ. Анализ длительных фотометрических наблюдений НАЕВЕ показал, что на кривых блеска присутствуют признаки вспы-шечных явлений, когда звезда вдруг становится ярче, а потом возвращается в свое нормальное состояние. Длительность такого явления очень невелика и не превышает двух ночей [335]. По сравнению с TTS, где вспышки имеют под собой ясную физическую основу (нестационарная аккреция газа), вспышки у более горячих звезд остаются загадкой. Согласно интерпретации Ростопчиной и др. [335] наблюдаемая "вспышка" RR Таи была результатом уменьшения экс-тинкции пыли на луче зрения вследствие образования короткоживущих пустот, свободных от пыли в окрестности звезды. Это предположение основано на поведении индексов цвета звезды в течение "вспышки": они были в согласии с законом покраснения, вызванного CS экстинкцией. Приблизительно такое же поведение цветовых индексов наблюдалось во время " вспышки "BF Ori Коваль-чуком и Пугачом [441] и Т Ori [192].

Зайцева и Лютый [439] предположили, что оптическое излучение аккреционного диска может дать некоторый вклад в фотометрическую переменность WW Vul в глубоком минимуме. Однако, это маловероятно, так как основная часть аккреционной энергии высвобождается во внутренних слоях аккреционных дисков вблизи поверхности звезды [178], и когда CS пылевые облака экранируют звезду от наблюдателя, они экранируют одновременно и эту область аккреционного диска.

Таким образом, фотометрические и поляриметрические исследования PMS звезд дают знания физических процессов, которые происходят на поверхности молодых звезд и в их окрестности. В частности, переменность запятненных звезд дает важную информацию о вращении и локации магнитных пятен на их поверхности, наблюдения звездных пульсаций - это способ исследовать внутреннюю структуру этих звезд и позволяет оценить их массу. Фотополяриметрическое поведение UXORs чувствительно к присутствию относительно небольшого количества пыли на луче зрения. Дальнейшее накопление фотополяриметрических наблюдений этих звезд позволит исследовать распределение пыли вокруг молодых звезд более детально. Звезды типа UX ori - уникальная природная лаборатория, позволяющая исследовать топкую структуру своих протопланетных дисков, возмущаемых протогшанетами или компаньонами в молодых двойных системах. Изучение звезд этого подкласса дает возможность лучше понять физические процессы, происходящие в околозвездных оболочках всего класса -звезд Ае/Ве Хербига и Т Тельца.

Актуальность, новизна, цели диссертационной работы, апробация

Актуальность В настоящее время проблемы звездообразования и все связанные с ними родственные явления находятся в фокусе пристального внимания астрофизиков, так как за последнее десятилетие произошел качественный прорыв в понимании этих явлений. Это произошло в связи с развитием и вводом в эксплуатацию наземных и космических телескопов нового поколения, разработкой новых методов обработки данных и теоретического моделирования изучаемых процессов, а также параллельным развитием компьютерной техники. Немаловажно и то, что к настоящему времени накопился значительный банк данных, и стало возможным изучать задачи, относящиеся к проблеме молодых звезд на очень длительных шкалах времен. Не последнюю роль сыграло обнаружение планет вне Солнечной системы.

Трудно представить, что около десяти лет назад в научной литературе серьезно обсуждался вопрос, существуют ли аккреционные диски у молодых звезд? Сейчас получают изображения дисков, позволяющих "увидеть"их тонкую структуру и моделировать ее не вслепую, а сравнивая с наблюдениями, число которых с каждым годом растет. Пылевые околозвездные диски интенсивно изучаются последние годы, так как они являются по общепринятому мнению местом зарождения планетных систем. Несмотря на явные достижения в пространственном разрешении этих дисков, мы все еще далеки от точного знания их структуры и объяснения спектрального распределения энергии в системе звезда -г CS диск. Поэтому информация, предоставляемая наблюдениями, требует привлечения теоретических моделей. Только тогда, когда модели дисков и ветров будут находится в разумном согласии с наблюдаемыми фактами, они смогут послужить фоном, на котором можно будет моделировать остальные процессы: химический состав, состав и эволюция пыли и, наконец, образование планет.

Цель диссертации Целью работы являются диагностика аккреционных дисков звезд типа UX ORi; адаптация к ним модели магнитосферной аккреции, разработанной для классических звезд типа Т Тельца; не-ЛТР расчеты эмиссионных спектров UXOR с учетом экранирования газопылевыми облаками; определение химического состава падающего на молодую звезду газа; диагностика пылевой составляющей околозвездного окружения UXOR по наблюдениям в ближей ИК области спектра; исследование влияния движения пыли в зоне испарения на фотосферные профили линий; исследование свойств запыленного дискового ветра у одиночных и двойных звезд.

Научная новизна Впервые рассчитаны параметры аккреционных течений звезд типа UX Ori в рамках модели магнитосферной аккреции на базе не-JITP расчетов эмиссионных линий водорода и гелия и переменность эмиссионных линий UXOR. Впервые доказано, что основным процессом, поставляющим газ примерно солнечного состава в окрестность UXOR является дисковая аккреция вещества из протозвездного облака; дополнительным, но не постоянным и менее интенсивным источником газа с повышенной металличностью является испарение твердых тел, движущихся по сильно вытянутым орбитам. Впервые в баллистическом приближении рассчитано движение низкоскоростного дискового ветра от маломассивного вторичного компонента в молодой двойной системе для круговых и эллиптических орбит и исследован эффект присутствия дискового ветра и создаваемой им общей (с главной звездой) оболочки в оптическом диапазоне спектра. Созданы модели с дисковым ветром для объяснения циклической переменности UXOR, затмений в экзотических затменных двойных системах с очень большой продолжительностью затмений и переменности яркости отражательной туманности молодых звездных объектов. Впервые исследуется запыленный дисковый ветер у одиночных звезд как источник переменной околозвездной экстинкции. Впервые рассчитано влияние движущейся пыли в зоне ее сублимации вблизи молодой звезды TTS на фотосферные профили линий.

Научная и практическая значимость полученных результатов. Эти результаты могут стать основой для интерпретации широкого круга явления, наблюдаемых у молодых звезд, таких, как циклы активности молодых звезд, переменность эмиссионных спектров, экстремально долго длящиеся минимумы блеска в молодых затменных системах, а также для исследования состава пылевой оболочки вокруг молодых звезд. Обнаружение и исследование теневых зон от дискового ветра на изображениях протопланетных дисков может стать одним из методов поиска протопланет и изучения двойных систем на ранних стадиях их эволюции.

Результаты, изложенные в диссертации, могут быть использованы во всех научных учреждениях, где изучают проблемы звездообразования, околозвездные оболочки и диски вокруг молодых звезд, аккреционные течения и истечение вещества.

На защиту выносятся следующие основные положения:

1. Доказательство того, что основным процессом, поставляющим газ в ближайшую окрестность звезд типа UX Ori, является дисковая аккреция вещества. Падающий на звезду газ имеет примерно солнечный химический состав с ме-талличностыо < 10 и температурой ~ 6000 — 9000 К.

2. Адаптация модели магнитосферной аккреции к звездам типа UX Ori, вывод о том, что их эмиссионные спектры образуются не только в магнитосфере звезды, но и в самом аккреционном диске, который, в силу небольших радиусов коротации подходит близко к звезде и является источником эмиссии.

3. Определение темпа аккреции вещества на звезды типа Ux Ori: темп аккреции находится в интервале значений (3 — 10) х 1О9М0 в год. Энерговыделение при таком темпе аккреции примерно на два порядка меньше светимостей самих звезд, поэтому оптическое излучение аккреционных дисков не влияет на оптическую переменность звезд типа UX Ori.

4. Вывод о том, что переменность эмиссионных линий во время ослаблений блеска звезд типа UX Ori полностью объясняется эффектом экранирования звезды и части излучающей области изменением экстинкции на луче зрения.

5. Вывод о важной роли рассеяния излучения звезд типа Т Тельца в области испарения пыли на профили фотосферных линий. Искажение этих профилей происходит в результате смещения частоты рассеянного излучения вследствие эффекта Доплера. В частности, при наличии азимутальной асимметрии в рассеивающей среде рассеянное излучение может вызвать периодические смещения "центра тяжести"линии поглощения, которые могут быть восприняты наблюдателем как периодические колебания лучевой скорости звезды под влиянием маломассивного компаньона.

6. Вывод о том, что у звезд типа Т Тельца непрозрачная по пыли часть дискового ветра может составлять заметную долю полного телесного угла 47Г (от 0.1 до 0.4 при темпах аккреции Ю-8 — 1О6М0 в год соответственно). У звезд Ае Хербига эффективный телесный угол, в котором пылевой компонент ветpa может взаимодействовать с излучением звезды, меньше: ~ 0.15 при темпе аккреции, равном 1О~6М0 в год. В этих условиях периферийная зона ветра может быть источником переменной околозвездной экстинкции, ответственной за фотометрическую активность звезд типа UX Ori, а также за аксиально несимметричную переменность яркости отражательных туманностей, с которыми ассоциированы молодые звезды (НН 30, R Моп).

7. Вывод о том, что запыленные дисковые ветры в молодых двойных системах с маломассивными компаньонами могут быть причиной циклов фотометрической активности, наблюдаемой у звезд типа UX Ori. Разработаны модели с дисковым ветром для объяснения экстремально продолжительных затмений в затменных двойных КН 15D, е Aur, Н 187, GW Ori и других.

8. Вывод о том, что молекулярное истечение, обнаруженное у молодого звездного объекта НН 30, объясняется моделью двойной системы с маломассивным компаньоном, в которой коллимированный высокоскоростной джет и медленное молекулярное истечение образуются в пространственно разделенных областях: джет - из внутреннего аккреционного диска главного ком-паньона, а молекулярное истечение - из диска, окружающего двойную систему.

Апробация результатов

Результаты диссертации обсуждались на семинарах Главной Астрономической Обсерватории РАН, Астрофизического института им. В.Г. Фесенкова (Алма-Ата, Казахстан), Астрономического института А. Паннекоока (Амстердам, Нидерланды), Обсерватории Арчетри (Флоренция, Италия), Обсерватории Тау-тенбурга (Германия), Института Радиоастрономии им. Макса Планка (Бонн, Германия), Институт Астрофизики (Париж, Франция) и др., а также были представлены на следующих конференциях:

- "Nature and Evolutionary Status of Herbig Ae/Be Stars", Амстердам, Нидерланды; (1993)

- "Circumstellar Dust Disks and Star Formation", Париж, Франция (1994)

- "Cyclic variability in Stellar Winds", Гархинг, Германия, (1997)

- "Disks, Planetezimals and Planets", Тенерифе, Испания, (2000);

- JENAM, Москва, (2000)

- Всероссийская астрономическая конференция, С. Петербург, (2001) -"Международное сотрудничество в области астрономии: состояние и перспективы", Москва, 2002

-"Towards Other Earths: DARWIN/TFP and the Search for Extrasolar Terrestrial Planets", Гайдельберг, Германия (2003);

- Всероссийская астрономическая конференция ВАК-2004 "Горизонты Вселенной", МГУ, (2004)

- INTAS Workshop "Cyclic Variability of Pre-Main-Sequence Stars", Стокгольм, Швеция (2005)

- "Звездообразование в Галактике и за ее пределами", Москва (2006)

- "Physical Processes in Circumstellar Disks around Young Stars", Видагу, Португалия (2006)

- Вторые Фесенковские чтения, "Современная астрофизика: традиции и перспективы", Алматы, Казахстан (2007)

- "UX Ori type stars and relative objects", Ялта, Украина (2008)

Публикации по теме диссертации

Основные результаты диссертации опубликованы в следующих рецензируемых журналах:

1. Grinin V.P., The P.S., de Winter D., Giampapa M., Rostopchina A.N., Tam-bovtseva L.V. and van den Ancker M., The Beta Pictoris phenomenon among young stars, Astron. Astrophys. 292, 165-174 (1994)

2. V.P. Grinin, L.V. Tambovtseva, Variable circumstellar obscuration and variability of emission lines in the spectra of the Herbig Ae/Be stars, Astron. Astrophys. 293, 396-402 (1995)

3. V.P.Grinin, A. Natta and L.V.Tambovtseva, Evaporation of star grazing bodies in the vicinity of hot young stars, Astron. Astrophys. 313, 857-865 (1996)

4. L.I. Shestakova, L.V. Tambovtseva, The thermal destruction of solids near the Sun, Earth, Moon, and Planets 76, 19-45 (1997)

5. L.V.Tambovtseva, L.I. Shestakova The cometary splitting due to the thermal disintegration, Planetary and Space Sci. 47, 319-326 (1999)

6. Тамбовцева JI.B., Гринин В.П., Козлова О.В., He-JITP модели аккреционных дисков звезд типа UX Ori, Астрофизика, 42, 75-88 (1999)

7. Natta A., Grinin V.P., Tambovtseva L.V., An interesting episode of accretion activity in UX Orionis, Astrophys. J., 542, 421-427 (2000)

8. Тамбовцева JI.B., Гринин В.П., Роджерс В., Козлова О.В., Диагностика аккреционных дисков звезд типа UX Ori по водородным линиям бальмеров-ской, пашеновской и брэккетовской серий, Астрон. Ж., 78, 514-524 (2001)

9. Гринин В.П., Тамбовцева JI.B. Дисковый ветер в молодых двойных системах с маломассивнъши вторичными компонентами: наблюдательные проявления в оптическом диапазоне, Письма в Астрон. Ж. 28, 667-684 (2002)

10. В.П. Гринин, Д.Н. Шаховской, В.И. Шенаврин, А.Н. Ростопчина, JI.B.

Тамбовцева, Наблюдения уникального минимума RR Таи в оптическом и ближнем инфракрасном областях спектра, Астрономический Ж., 79, 715-725 (2002)

11. В.П. Гринин, JI.B. Тамбовцева, Н.Я. Сотникова, Дисковый ветер в молодых двойных системах и природа циклической активности молодых звезд, Письма в Астрон. Ж. 30, 764-777, (2004)

12. В.П.Гринин, JI.В.Тамбовцева, А.С.Мицкевич "Рассеяние света движущимися пылинками в ближайших окрестностях молодых звезд", Письма в Астрон. Ж. 32, 122-131 (2006)

13. L.V.Tambovtseva, V.P.Grinin, G.Weigelt, Moving shadows on the dusty disks of young stars, Astron. Astrophys. 448, 633-639 (2006)

14. В.П. Гринин, JI.B. Тамбовцева, О механизмах затмений в экзотических затменных системах, Астрофизика 49, 553 - 571 (2006)

15. J1.B. Тамбовцева, В.П. Гринин, Пыль в дисковых ветрах молодых звезд как источник околозвездной экстинкции, Письма в Астрон. Ж. 34, 259-269 (2008)

16. J1.B. Тамбовцева, Запыленный дисковый ветер в молодых двойных системах, наблюдаемых с полюса, Астрофизика 51, 267-275 (2008)

17. L.V. Tambovtseva, V.P.Grinin, Disk wind in the EE 30 binary models, MN-RAS 387, 1313-1318 (2008)

Вклад автора. Автором сделаны все теоретические расчеты, кроме расчета населенности уровней натрия при определении химического состава падающего газа (Глава II). В работах, выполненных в соавторстве, при постановке задачи и интерпретации результатов автору принадлежит равный вклад наряду с другими участниками.

Результаты исследований, представленных в диссертации, были также опубликованы в материалах конференций, на которых они докладывались:

1. L.V. Tambovtseva, V.P. Grinin, Variable circumstellar obscuration and variability of emission lines in the spectra of Eerbig Ae/Be stars, 1994, Proc. of the Conf. Nature and Evolutionary Status of Eerbig Ae/Be Stars", ASP Conference Series v. 62, eds. Van den Heuvel, P.S. The, M. Perez, pp. 201-204

2. V.P.Grinin, A. Rostopchina, P.S.The, D. de Winter, van den Ancher, M. Gi-ampapa, L.V. Tambovtseva, in The Beta Pictoris phenomenon among young stars, там же, p. 130 - 131

3. V.P. Grinin, L.V. Tambovtseva, Evaporation of star grazing bodies in the vicinity of the UX Ori type stars, Proc. of the 10th IAP Meeting " Circumstellar Dust Disks and Star Formationeds. R. Ferlet and A. Vidal-Madjar, Editions Frontieres, 1994, p. 359-361

4. D. De Winter, V.P.Grinin, C. Grady, L.V. Tambovtseva, M. Perez, P.S. The, M. van den Ancker, The Beta Pictoris phenomenon among young stars: the case of the Herbig Ae star UX Ori, 1994, там же, p. 171-175

5. L.I. Shestakova and L.V. Tambovtseva, Dust particles near the Sun, 1996, "Physics, Chemistry, and Dynamics of Interplanetary Dust, ASP Conf. Ser. vol. 104, B.A.S. Gustafson and M. S. Hanner (eds.), p. 361-364

6. L. V. Tambovtseva and V.P. Grinin, Numerical Modeling of Anisotropic Stellar Winds in Herbig Ae/Be Stars, 1998, in "Cyclical Variability in Stellar Winds ", Proc. of ESO Workshop, L. Kaper and A.W. Fullerton (eds.), Springer-Verlag, p. 324

7. L.V. Tambovtseva and V.P. Grinin "Non-LTE modeling of accretion disks in UX Ori type stars"in Disks, Planetezimals and Planets, 2000, ASP Conf. Series, F. Garzon, C. Eiroa, D. De Winter and T. Mahoney (eds.), vol. 219, pp. 428-432

8. V.P. Grinin and L.V. Tambovtseva, "The dusty disk winds in young binary systems with The low mass second components"in Proc. "Towards Other Earths: DARWIN/TFP and the Search for Extrasolar Terrestrial Planets ", Heidelberg, Germany, ESA SP-539, pp. 429-433, (2003)

9. JI.B. Тамбовцева, В.П. Гринин, Запыленные дисковые ветры в молодых двойных системах, В Трудах Конференции Звездообразование в Галактике и за ее пределами, ИНАСАН, Москва, сс. 172 - 179 (2006)

10. Л.В. Тамбовцева, Дисковые ветры в молодых одиночных и двойных звездах, "Современная астрофизика: традиции и перспективы"(тезисы докладов), междунар. конфер. - Вторые Фесенковские чтения, Алматы, Казахстан, сс. 3940 (2007)

В соотвествии с Оглавлением, структура содержательной части диссертации такова.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Звезды типа UX Ori долго оставались загадкой для астрофизиков: имея все свойства молодых звезд Ае/Ве Хербига, они в то же время демонстрировали совершенно не свойственную этому классу звезд бурную и неправильную фотометрическую (Am ~ 2 — 3) активность. Во время минимумов потоки излучения в линиях и эквивалентные ширины линий вели себя порой совершенно непонятно, как и сами профили эмиссионных линий. Все эти явления допускали неоднозначную интерпретацию, и механизмы, предлагаемые для объяснения природы этих звезд, радикально отличались друг от друга; предполагалось даже, что это не молодые, а старые звезды, уходящие с главной последовательности.

Фотометрические и поляриметрические исследования, выполненные в Крымской Астрофизической Обсерватории [151] убедительно доказали, что UXOR -это молодые звезды, околозвездные диски которых наклонены под небольшим углом к лучу зрения, поэтому эти звезды наблюдают сквозь вещество их околозвездных дисков. Исследуя звезды типа UX Ori, мы фактически изучаем их ближайшее окружение - протопланетные диски, в которых идет процесс формирования протопланет. И если, к началу 90-х годов, природа неправильной переменности блеска, в принципе, была объяснена [151], осталось много нерешенных вопросов: почему во время затмений эквивалентные ширины и потоки в одних эмиссионных линиях увеличиваются, а в других уменьшаются; почему все "классические"звезды Хербига демонстрируют преимущественно ветровые признаки в виде Р Cygni профиля, a UXOR - двухкомпонентные аккреционные профили линий; почему атомы нейтрального натрия, имеющие потенциал ионизации всего 5 эв, образуются так близко от горячей яркой звезды; если на звезды типа UX Ori происходит аккреция вещества, то почему не наблюдается вуалирование их фотосферных спектров как у звезд типа Т Тельца; почему запрещенные линии кислорода, являющиеся признаком истечения вещества - не смещены, как у звездщ типа Т Тельца, в синюю область спетра;

Эти и многие другие вопросы стимулировали настоящую работу. В процессе их решения появлялись новые задачи. В ходе исследований было получено то, что называют обычно "by-product незапланированные результаты. Так, исследуя запыленный дисковый ветер в молодых двойных системах, мы получили механизм, способный в принципе объяснить затмения в экзотических двойных системах.

Эмиссионные спектры звезд типа UX Ori демонстрируют в основном только признаки аккреции вещества на звезду. Современная теория звездообразования и многочисленные наблюдения говорят о неразрывной связи аккреции вещества и его истечения с поверхности аккреционных дисков (дисковый ветер), который играет важную роль в аккреционном процессе, так как он уносит избыток углового момента и энергии. Тем и привлекательны звезд типа UX Ori как объекты изучения аккреционной активности, что дисковый ветер практически не влияет на их эмиссионные спектры, и мы можем изучать аккрецию "в чистом виде", не сомневаясь в достоверности результатов. Поэтому была поставлена задача об исследовании аккреционной активности именно у этих звезд. Моделирование эмиссионных линий водорода и гелия без учета истечения вещества позволило избежать ввода в задачу еще нескольких свободных параметров и получить более строгое ограничение на параметры аккреции. С другой стороны, эти параметры могут быть использованы при моделировании эмиссионых спектров У ДРУГИХ молодых звезд, где истечение вещества надо обязательно учитывать. Такими являются, в частности, звезды Ае Хербига с большим углом наклона диска к лучу зрения.

Возникает вопрос, каков характер аккреции у звезд UXOR? Известен наблюдательный факт, что у звезд Главной Последовательности с протопланетными осколочными дисками, к числу которых принадлежит звезда (3 Pictoris, чей диск был впервые "увиден"в телескоп, происходит бурная протокометная активность. Их диски практически не содержат газа, и только пролет протокомет по сильно вытянутым орбитам с их дальнейшим разрушением и испарением пыли вблизи звезды дает некоторое количество движущегося газа; поэтому в спектрах этих звезд появляются смещенные в красную сторону спектар линии поглощения металлов. Подобные линии металлов с такими признаками наблюдаются и у предшественников звезд типа (3 Pic - у звезд типа UX Ori. Это говорит о том, что у последних могут иметь место процессы, связанные с про-токометной активность. Но UXOR - это гораздо более молодые звезды, их диски содержат большое количество газа, о чем говорят, например, мощные эмиссионные линии водорода. Эти линии явно указывают на постоянный и устойчивый процесс выпадения вещества на звезду, на фоне которого случаются эпизоды бурной аккреции типа той, что наблюдалась у звезды RR Таи в 2000г (Глава III). Поэтому исследовался и вопрос об источнике газа у UXOR на этом этапе их эволюции.

Как уже отмечалось выше, звезды типа UX Ori - это фотометрически активные звезды. Их активность можно объяснить экранированием звезды и части околозвездной оболочки газопылевым облаком или утолщенной стенкой на внутренней границе пылевого диска. Но газопылевые облака лежат в плоскости орбиты, а размеры стенки конечны и не очень велики. Как объяснить глубокие минимумы яркости у подобных звезд при угле наклона большем, чем тот, для которого это объяснение хорошо "работает"? Наконец, фотометрические наблюдения, накопленные более чем за 20 лет, позволили выявить циклическую модуляцию кривых блеска у этих звезд. Все эти факты стимулировали новую задачу-исследовать фотометрические эффекты от дискового ветра в молодых двойных системах. Для такой задачи можно было не рассматривать детально геометрию дискового ветра в его основании вблизи звезды. Важно было задать известные из наблюдений параметры: низкую стартовую скорость и угол выброса "частиц ветра фрагментов, состоящих из газа и пыли. Уравнение движения для частиц ветра решалось в баллистическом приближении, что вполне оправдано при таких задачах. Такой подход широко применяется при изучении свойств высокоскоростного компонента ветра - джета. В нашем случае задача упрощалась тем, что ветер испускался из аккреционного диска маломассивного компаньона, который по современной теории является в молодой двойной системе главным потребителем вещества остатка протозвездного облака, так называемого СВ-диска (от английского "circumbinary"). Поэтому ветер от главной звезды можно было не принимать в расчеты.

Разработанные модели дискового ветра смогли объяснить не только те явления, для которых они собственно создавались (фотометрическая активность и циклическая переменность UXOR), но и объяснить наблюдательные факты, полученные для ряда молодых звездных объектов. К последним относятся экзотические затменные двойные, у которых затмения составляют значительную часть орбитального периода и не могут быть объяснены ни затмением компаньоном, ни затмением частью околозвездного диска. В результате исследования свойств запыленных дисковых ветров у двойных и одиночных звезд, найдено объяснение боковой асимметрии (относительно центральной оси диска) яркости отражательной туманности у широко известного молодого звездного объекта НН 30. Хотелось бы подчеркнуть, что исследование эффектов, созданных дисковым ветром (например, движущихся теней на периферийных поверхностях СВ-дисков) может дать ценную информацию о самой околозвездной оболочке, составе пыли в ней, а также быть инструментом в поиске протопланет, так как у молодых звезд маломассивным компаньоном может быть гигантская прото-планета в стадии интенсивной аккреции или коричневый карлик.

Суммируя исследования, проведенные в данной работе, повторим кратко главные выводы.

• На фоне относительно устойчивого выпадение вещества из остатков протозвездного облака на звезду существует спорадическое выпадение вещества, которое происходит в связи с пролетом вблизи звезды газопылевого облака. Таким образом, в целом, аккреционный процесс у молодых звезд типа UX

Ori имеет крайне нестационарный характер. Падающий на звезду газ имеет примерно солнечный химический состав с металличностью < 10 и температурой ~ 6000 — 9000К. В аккреционных дисках звезд идет процесс образования планетозималей - зародышей планет. Время от времени луч зрения пересекают газопылевые облака или непрозрачные детали аккреционного диска, вызывая относительно кратковременные нерегулярные минимумы блеска звезд. Во время таких минимумов могут значительно измениться как форма, так и интенсивность эмиссионных линий различных элементов. Так, профиль эмиссионной линии На превращается из двухкомпонентного в одиночный при переходе звезды из нормального яркого состояния в состояние глубокого минимума.

Эмиссионный спектр звезд типа UX Ori образуется не только в зоне коротации вещества, но и в самом аккреционном диске, который, в силу небольших радиусов коротации подходит близко к звезде и не может считаться холодным. Оптимальный темп аккреции вещества на эти звезды находится в интервале значений (3 — 10) х 10-9М© в год. Энерговыделение при таком темпе аккреции примерно на два порядка меньше светимостей самих звезд, т.е. вклад излучения аккреционного диска в оптическое излучение звезд типа UX Ori пренебрежимо мал. Такими невысокими темпами аккреции (почти на порядок меньше типичных значений темпа аккреции у классических звезд типа Т Тельца) можно объяснить, почему у звезд типа UX Ori не наблюдается вуалирования фотосферного спектра как у CTTS.

Рассеяние излучения молодой звезды типа Т Тельца в области испарения пыли может приводить к искажению фотосферного спектра из-за смещения частоты рассеянного излучения вследствие эффекта Доплера. Рассеяние излучения движущимися пылинками приводит к уширению линий поглощения и асимметрии профиля. При наличии азимутальной асимметрии в рассеивающей среде рассеянное излучение может вызвать периодические смещения "центра тяжести"линии поглощения, которые могут быть восприняты наблюдателем как периодические колебания лучевой скорости звезды. Обнаруженные недавно у некоторых звезд типа Т Тельца малоамплитудные колебания лучевой скорости с периодами, близкими к периодам вращения звезд, могут быть вызваны именно этим эффектом.

С поверхности внутренних областей аккреционных дисков испускается запыленный дисковый ветер. Эффективный телесный угол, в котором пылевая компонента ветра может взаимодействовать с излучением звезды типа Т Тельца может составлять заметную долю полного телесного угла А-к (от 0.1 до 0.4 при темпах аккреции от 10~8—10~6Мо в год соответственно). У более ярких звезд Ае Хербига эта доля меньше: ~ 0.15 при Ма = 10~6М©/год. В этих условиях периферийная зона ветра может быть источником переменной околозвездной экстинкции, ответственной за фотометрическую активность звезд типа UX Ori, а также за аксиально несимметричную переменность яркости отражательных туманностей, с которыми ассоциированы молодые звезды (НН 30, R Моп).

• Кривые блеска звезд типа UX Ori, накопленные за большой период времени (более 20 лет) выявили существование цикличности в их фотометрической активности с периодами порядка от нескольких до нескольких десятков лет. Циклическая активность объясняется модуляцией оптического излучения главной звезды в молодой двойной системе вследствие низкоскоростного дискового ветра, истекающего в поверхности аккреционного диска движущегося по орбите маломассивного компаньона. Дисковый ветер образует общую с главной звездой оболочку из газа и пыли, которая высоко поднимается над плоскостью орбиты системы, а ее наиболее плотные части могут поглощать и рассеивать излучение звезды. Когда вторичный компонент системы проходит апоастр эллиптической орбиты, затмение звезды общей оболочкой длится очень долго. Кривые блеска системы, видимой под достаточно большим углом к лучу зрения, воспроизводят наблюдаемые у экзотических затменных двойных: КН 15D, е Aur, Н 187, GW Ori и других.

• Запыленный дисковый ветер может быть причиной появления движущихся теней на внешних частях СВ - диска (диска, окружающего двойную систему). Форма, размер и контрастность теневых зон зависят от темпа потери массы, параметров дискового ветра и оптических свойств пыли. Зона тени будет наблюдаема, если темп потери массы больше 1О~9М0 в год в видимой области и больше 10~8М© в год в ближней инфракрасной области спектра.

Таким образом, звезды типа UX Ori являются превосходной природной лабораторией для изучения физических процессов, происходящих в околозвездных дисках молодых звезд. Образно говоря, изучение этих звезд позволило взглянуть на околозвездную активность звезд Хербига под другим углом зрения. В результате выяснилось, что для звезд Хербига характерно не только истечение вещества (что еще недавно считалось главным наблюдательным признаком этих звезд, а звезда АВ Aur рассматривалась как типичный представитель этого класса молодых звезд), но для них характерна также и аккреция вещества из остатков протозвезных облаков. Несомненно, что дальнейшее изучение этих звезд, в том числе методами интерферометрии, даст новый импульс в изучении физических процессов, происходящих в окрестностях молодых звезд.

1. Аске В., van den Ancker М. Е., Dullemond С. P. et al. Correlation between grain growth and disk geometry in Herbig Ae/Be systems, A&A 422, 621 (2004)

2. Adams F. C., Shu F. H. Infrared spectra of rotating protostars ApJ 308, 836 (1986)

3. Adams F.C., Lada C.J., Shu F. H. Spectral evolution of young stellar objects, ApJ, 312, 788 (1987)

4. Agol E., Barth A., Wolf S., Charbonneau D. Spectropolarimetry and Modeling of the Eclipsing T Tauri Star KH 15D, ApJ 600, 781 (2004)

5. Alencar S.H.P., Basri G., Hartmann L., Calvet N. The extreme T Tauri star RW Aur: accretion and outflow variability, A&A 440, 595 (2005)

6. Akeson R. L., Walker С. H., Wood K. et al., Observations and Modeling of the Inner Disk Region of T Tauri Stars, ApJ 622, 440 (2005)

7. Anders E., Grevesse M. Abundances of the elements Meteoritic and solar, Geochim. Cosmochim. Acta, 53, 197 (1989)

8. Andre P., Ward-Thompson D., Barsony M. From prestellar cores to protostars: the initial conditions of stars formation, in Protostars and Planets IV, (eds. V. Mannings, A.P. Boss, S.S. Russel, The University of Arizona Press, Tucson) p.59 (2000)

9. Anglada G., Lopez R., Estalella R. et al. Proper Motions of the Jets in the Region of HH 30 and HL/XZ Таи: Evidence for a Binary Exciting Source of the EE 30 Jet, AJ 133, 2799 (2007)

10. Appenzeller I., Ostreicher R., Jankovics I Forbidden-line profiles of T Tauri stars, A&A 141, 108 (1984)

11. Appenzeller I., Mundt R., T Tauri stars, A&A Rev. 1, 291 (1989)

12. Appenzeller I., Bertout C., Stahl O., Edge-on T Tauri stars, A&A 434, 10052005)

13. Arce H. G., Shepherd D., Gueth F. et al. Molecular outflows in low- and high-mass star forming regions in Protostars and Planets V, B. Reipurth, D. Jewitt, and K. Keil (eds.), University of Arizona Press, Tucson, p.245 (2007)

14. Armitage P. J., Livio M., and Pringle J. E., Episodic accretion in magnetically layered proto-planetary discs, MNRAS 324, 705 (2001)

15. Artymowicz, P., Lubow, S.H. Dynamics of binary-disk interaction. 1: Resonances and disk gap sizes, ApJ 421, 651 (1994)

16. Artymowicz, P., Lubow, S.H., Mass Flow through Gaps in Circumbinary Disks, ApJ 467, L77 (1996)

17. Baade D., Stahl O., Rapid line profile-variability of the A-type shell- and possible pre-main sequence star HD 163296, A&A 209, 255 (1989)

18. Bacciotti F., Eisl6ffel, J., Ray, T. P., The physical properties of the HH 30 jet from HST and ground-based data, A&A 350, 917 (1999)

19. Bacciotti F., Mundt R., Ray T.P. et al. Hubble Space Telescope STIS Spectroscopy of the Optical Outflow from DG Tauri: Structure and Kinematics on Subarcsecond Scales, ApJ 537, L49 (2000).

20. Backman D.E., Paresce F., Main-sequence stars with circumstellar solid material The VEGA phenomenon In: Protostars and planets III eds. E.H. Levy, J.I. Lunine, The University of Arizona Press, Tucson, p. 1253 (1993)

21. Balbus S., Hawley J. A powerful local shear instability in weakly magnetized disks. I Linear analysis. II - Nonlinear evolution ApJ 376, 214 (1991)

22. Bastien P., The Effects of Multiple Scattering in the Disks Around Young Stellar Objects, in: Polarized Radiation of Circumstellar Origin, ed. G.V. Coyne et al. (Vatican City State/Tucson: Vatican Observatory, University of Arizona), p.303 (1988)

23. Bate M.R., Bonnel I.A. Accretion during binary star formation II. Gaseousaccretion and disc formation, MNRAS, 285, 33 (1997)

24. Beckwith S.V.W., Sargent A.I., Chini R.S., Glisten R., A survey for circumstel-lar disks around young stellar objects, AJ 99, 924 (1990)

25. Beckwith S. V. W., Sargent A. I., The occurrence and properties of disks around young stars, in Protostars and Planets III, eds. E. H. Levy and J. I. Lunine, Tucson, Univ. of Arizona, p. 521 (1993)

26. Bell K. R., Lin D. N. C. Using FU Ononis outbursts to constrain self-regulated protostellar disk models, ApJ 427, 987 (1994)

27. Bertout C., Occultation of young stellar objects by circumstellar disks.

28. Theoretical expectations and preliminary comparison with observations, A&A 363, 984 (2000)

29. Bertout C., Basri G., Bouvier J., Accretion disks around T Tauri stars, ApJ 330, 350 (1988)

30. Beskrovnaya N.G., Pogodin M.A., Yudin R.V. et al., Cyclic phenomena in the circumstellar gaseous envelope of the candidate Herbig AOe star HD163296, A&AS, 127, 243 (1998)

31. Beust H., Lagrange-Henry A-M., Vidal-Madjar A., Ferlet R., The Beta Pictoris circumstellar disk. IX Theoretical results on the infall velocities of CA II, AL III, and MG II, A&A 223, 304 (1989)

32. Beust H., Lagrange-Henry A-M., Vidal Madjar A., Ferlet R., The Beta Pictoris circumstellar disk. X - Numerical simulations of infalling evaporating bodies, A&A 236, 202 (1990)

33. Beust H., Vidal-Madjar A., Ferlet R., Lagrange Henry A-M., The Beta Pictoris protoplanetary system. XII - Planetary perturbations in the disk and star-grazing bodies, A&A 247, 505 (1991a)

34. Beust H., Vidal-Madjar A., Ferlet R., Lagrange-Henri A.M., The Beta Pictoris circumstellar disk. XI New CA II absorption features reproduced numerically1. A&A 241, 488, (1991b)

35. Beust H., Tagger M., A hydrodynamical model for infailing evaporating bodies in the Beta Pictoris cireumstellar disk, Icarus 106, 42 (1993)

36. Beust H., Vidal-Madjar A., Ferlet R., Lagrange-Henry A.M., Cometary-like bodies in the protoplanetary disk around beta Pictoris, Astr. Space Sci. 212, 147 (1994)

37. Beust H., Lagrange A.-M., Crawford I.A. et al. The beta Pictoris circumstellar disk. XXV. The Ca II absorption lines and the Falling Evaporating Bodies model revisited using UHRF observations A&A 338, 1015 (1998)

38. Bjorkman J. E., Wood K. Radiative Equilibrium and Temperature Correction in Monte Carlo Radiation Transfer, ApJ 554, 615 (2001)

39. Blandford R.D. , Payne D.G. Hydromagnetic flows from accretion discs and the production of radio jets, MNRAS 199, 883 (1982)

40. Bohm Т., Catala C., Clues against optically thick accretion disks around Herbig Ae/Be stars, PASPC 62, 26, (1994a)

41. Bohm T, Catala C. Forbidden lines in Herbig Ae/Be stars: the О I](IF) 6300.31A and 6363.79A lines. I. Observations and qualitative analysis, A&A 290, 167 (1994b)

42. Bohm Т., Catala C., Rotation, winds and active phenomena in Herbig Ae/Be stars, A&A 301, 155, (1995)

43. Bonnell I.A., Bastien P., A binary origin for FU Orionis stars, ApJ 401, L31 (1992)

44. Bouvier J., Bertout C., Spots on T Tauri stars, A&A 211, 99, (1989)

45. Bouvier J., Chelli A., Allain S. et al. Magneto spheric accretion onto the T Tauri star A A Tauri. I. Constraints from multisite spectrophotometric monitoring, A&A, 349, 619 (1999)

46. Bouvier J., Grankin K.N., Alencar S.H.P. et al. Eclipses by circumstellar material in the T Tauri star AA Таи. II. Evidence for non-stationary magneto-spheric accretion, A&A 409, 169 (2003)

47. Burrows C. J., Stapelfeldt K. R., Watson A.M. et al. Hubble Space Telescope Observations of the Disk and Jet of HH 30, 473, 437 (1996)

48. Cabrit S., Andre P. An observational connection between circumstellar disk mass and molecular outflows, ApJ Lett. 379, L25 (1991)

49. Cabrit S., Edwards S., Strom S. E., Strom K.M., Forbidden line emission and infrared excesses in T Tauri stars- Evidence for accretion-driven mass loss?, ApJ 354, 687 (1990)

50. Cabrit S., Ferreira J., Raga A.C., Forbidden lines from T Tauri disk winds. I. High magnetic torque models, A&A 343, L61 (1999).

51. Calvet N., Herbig-Haro and the Birth of Low Mass Stars, IAU Symposium 182, eds. B. Reipurth and C. Bertout, p. 417 (1997)

52. Calvet N., Hartmann L., Strom S.E., Evolution of Disk Accretion, in Protostars and Planets IV. eds. V.Mannings, A.P.Boss, S.S.Russell, (Univ. Arizona Press, Tucson), p. 377 (2000)

53. Camenzind M., Magnetized Disk-Winds and the Origin of Bipolar Outflows Rev. in Modern Astronomy, 3, 234, (1990)

54. Carr J.S., Mathieu R.D., Najita J., Evidence for Residual Material in Accretion Disk Gaps: CO Fundamental Emission from the T Tauri Spectroscopic Binary DQ Tauri, ApJ 551, 454, (2001)

55. Carroll S. M., Guinan E.F., McCook G.P., Donahue R.A., Interpreting Epsilon Aurigae, ApJ 367, 278 (1991)

56. Casse F., Ferreira J., Magnetized accretion-ejection structures. IV. Magnetically-driven jets from resistive, viscous, Keplerian discs, A&A 353, 1115 (2000)

57. Catala C., Herbig Ae-Stars and Be-Stars, in: Reipurth B.(ed.) Proc. ESO Workshop, Low Mass Star Formation and Pre-Main Sequence Objects. Garching bei Munchen, p.471 (1989)

58. Catala C., Kunasz P.B., Line formation in the winds of Herbig Ae/Be stars -The H-alpha line, A&A 174, 158, (1987)

59. Catala C., Felenbok P., Czarny J., Talavera A., Boesgaard A.M., Short-term spectral variability in AB Aurigae: Clues for activity in Herbig AE stars. II The CA IIК line, ApJ 308, 791 (1986)

60. Catala C., Bohm Т., Donati J.-F., Semel M., Circular polarization and variability in the spectra of Herbig Ae/Be stars. 1: The Fe II 5018 A and He I 5876 A lines of AB Aurigae, A&A 278, 187 (1993)

61. Catala, C., Alecian, E., Donati, J.-F., et al. The magnetic field of the pre-main sequence Herbig Ae star HD 190073 AkA 462, 293 (2006)

62. Chandrasekhar S., Radiative Transfer, Oxford, Clarendon Press (1950)

63. Chelli A., Carrasco L., Mujica R. et al. Periodic changes of veiling and circumstellar grey extinction in DF Tauri. I. Dust clouds spiraling into a T Tauri star?, AkA 345, L9 (1999)

64. Chiang E. I., Goldreich P. Spectral Energy Distributions of T Tauri Stars with Passive Circumstellar Disks, ApJ, 490, 368 (1997)

65. Chiang E. I., Joung M. K., Creech-Eakman M. J. et al. Spectral Energy Distributions of Passive T Tauri and Herbig Ae Disks: Grain Mineralogy, Parameter Dependences, and Comparison with Infrared Space Observatory LWS Observations, ApJ, 547, 1077 (2001)

66. Chiang E.I., Murray-Clay R.A., The Circumbinary Ring of KH 15D, ApJ 607, 913, (2004)

67. Clarke C. J., Syer D. Low-mass companions to T Tauri stars: a mechanism for rapid-rise FU Ononis outbursts MNRAS 278, L23 (1996)

68. Coffey D., Bacciotti F., Woitas J., et al., Rotation of Jets from Young Stars:

69. New Clues from the Hubble Space Telescope Imaging Spectrograph ApJ 604, 758 (2004)

70. Coffey D., Bacciotti F. Ray T. R, Eisloffel J., Woitas J. Further Indications of Jet Rotation in New Ultraviolet and Optical Hubble Space Telescope STIS Spectra, ApJ 663, 350, (2007)

71. Cohen R.E., Herbst W., Willams E.C., An Unusual Eclipse of a Pre-Main-Sequence Star in 1С 348, ApJ 596, L243 (2003)

72. Combi M.R., DiSanti M.A., Fink U., The Spatial Distribution of Gaseous Atomic Sodium in the Comae of Comets: Evidence for Direct Nucleus and Extended Plasma Sources, Icarus, 130, 336 (1997)

73. Combi M.R., Feldman P., Analysis of IUE Observations of Hydrogen in Comets, Technical rep. Michigan University (1998)

74. Corcoran M., Ray T.P. Forbidden emission lines in Herbig Ae/Be stars, A&A, 321, 189 (1997)

75. Corcoran M., Ray T.P., Spectroscopic discovery of a bipolar jet from the Herbig Ae/Be star LkHa 233, AkA 336, 535 (1998)

76. Corcoran, M., Ray, T.P., Wind diagnostics and correlations with the near-infrared excess in Herbig Ae/Be stars, ASzA 331, 147 (1998)

77. Cotera, A. S., Schneider, G., Hines, D. C., Whitney, B. A., AJ, (а печати), (2007)

78. Cowley C. R., An examination of the planetesimal impact hypothesis of the formation of CP stars, ApSS 51, 349 (1977)

79. CRC Handbook of Chemistry and Physics, (ed.R.C. Weast), CRC Press Inc. p. F-80 (1981)

80. D'Alessio P., Canto J., Calvet N., and Lizano S. Accretion Disks around Young Objects. I. The Detailed Vertical Structure, ApJ 500, 411 (1998)

81. D'Alessio, P., Calvet, N., Hartmann, L., et al. Accretion Disks around Young Objects. II. Tests of Well-mixed Models with ISM Dust, ApJ 527, 893 (1999)

82. D'Alessio P., Calvet N., and Hartmann L. Accretion Disks around Young Objects. III. Grain Growth, ApJ 553, 321 (2001)

83. D'Alessio P., Calvet N., Hartmann L. et al. Effects of Dust Growth and Settling in T Tauri Disks, ApJ 638, 314 (2006)

84. Deming D., Charbonneau D., Harrington J., Spectroscopy of Molecular Hydrogen Emission from KH 15D, ApJ 601, L87 (2004)

85. Devine D., Grady C. A., Kimble R. A. et al., A Lya Bright Jet from a Herbig AE Star, ApJ 542, L115 (2000)

86. Dlugach J.M., Yanovitskij E.G., The Optical Properties of Venus and the Jovian Planets. II., Icarus 22, 66 (1974)

87. Dolginov A. Z., Magnetic Field and Chemical Anomalies of

88. AP Stars, in Physics of Ap Stars, IAU Colloq. No. 32, eds. W. W. Weiss, H. Jenkner and H.J. Wood, Universitatssternwarte Wien, p. 43 (1976)

89. Dominik C., Dullemond C. P., Waters L. B. F. M., and Walch S. Understanding the spectra of isolated Herbig stars in the frame of a passive disk model, A&A 398, 607 (2003)

90. Donati J.-F. These d'habilitation, Observatoire Midi-Pyrenees (2000)

91. Donati J.-F., Semel M., Carter B.D. et al. Spectropolarimetric observations of active stars, MNRAS 291, 658 (1997)

92. Dopita M. A., Evans, I., Schwartz, R. D. Herbig-Haro Objects 46 and 47 Evidence for bipolar ejection from a young star, ApJ Lett., 263, L73 (1982)

93. Draine B.T. On the chemisputtering of interstellar graphite grains, ApJ 230, 106 (1979)

94. Draine B.T. Infrared emission from dust in shocked gas, ApJ 245, 880 (1981)

95. Draine B.T., Tabulated optical properties of graphite and silicate grains, ApJ Suppl. 57, 587 (1985)

96. Draine B.T., Salpeter E.E. Destruction mechanisms for interstellar dust, ApJ 231, 77 (1979)

97. Draine B.T., Lee H.M., Optical properties of interstellar graphite and silicate grains, ApJ 285, 89 (1984)

98. Drew J.E., Proga D., Stone J.M., A radiation-driven disc wind mode for massive young stellar objects, MNRAS 296, L6 (1998)

99. Drobyshevskij E. M., Peculiar A-stars and planetary systems, ApSS 35, 403 (1975)

100. Dubrulle В., Marine L., Normand C., et al. An hydrodynamic shear instability in stratified disks, A&A 429, 1 (2005)

101. Duchene G., McCabe C., Ghez A.M., Macintosh B.A. A Multiwavelength Scattered Light Analysis of the Dust Grain Population in the GG Tauri Circum-binary Ring, ApJ 606, 969 (2004)

102. Dullemond C. P. The 2-D structure of dusty disks around Herbig Ae/Be stars. I. Models with grey opacities, A&A 395, 853 (2002)

103. Dullemond С.P., Natta A., An analysis of two-layer models for circumstellar disks, A&A 405, 597 (2003a)

104. C.P. Dullemond and A. Natta, The effect of scattering on the structure and SED of protoplanetary disks A&A 408, 161 (2003b)

105. Dullemond C. P., Dominik C. Flaring vs. self-shadowed disks: The SEDs of Herbig Ae/Be stars, A&A 417, 159 (2004a)

106. Dullemond C. P., Dominik C. The effect of dust settling on the appearance of protoplanetary disks, A&A 421, 1075 (2004b)

107. Dullemond C., Dominik C., Natta A. Passive Irradiated Circumstellar Disks with an Inner Hole, A&A 560, 957 2001

108. Dullemond C.P., van den Ancker M.E., Acke В., van Boekel R., Explaining UX Orionis Star Variability with Self-shadowed Disks, ApJ 594, L47 (2003).

109. Dullemond C.P., Hollenbach D., Kamp I., D'Alessio P. Models of the Structure and Evolution of Protoplanetary Disks in Protostars and Planets V, B. Reipurth, D.Jewitt, and K. Keil (eds.), University of Arizona Press, Tucson, p.555 (2007)

110. Duquennoy A., Mayor M., Multiplicity among solar-type stars in the solar neighbourhood. II Distribution of the orbital elements in an unbiased sample, A&A 248, 485 (1991)

111. Eaton, N.L., Herbst, W. An Ultraviolet and Optical Study of Accreting Pre-Main-Sequence Stars: Uxors, AJ 110, 2369 (1995).

112. Eggleton P.P., Pringle J.E. Possible evolution of a triple system into Epsilon Aurigae, ApJ 288, 275 (1985)

113. Eisloffel J., Mundt R., Ray T.P., Rodriguez L.F. Collimation and Propagation of Stellar Jets, in Protostars and Planets IV, Eds. V. Mannings, A.P.Boss, S.S.Russell, (University of Arizona Press, Tucson, p. 841) (2000)

114. Eisner J.A., Lane, B. F., Akeson, R. L., Hillenbrand, L. A., Sargent, A. I., Near-Infrared Interferometric Measurements of Herbig Ae/Be Stars, ApJ 588,360 (2003)

115. Ferland G. J., CLOUDY, University of Kentucky, Department of Physics and Astronomy, Internal Report (1993)

116. Ferlet R., Hobbs L.M., Vidal-Madjar A., The Beta Pietoris circumstellar disk. V- Time variations of the CA II-K line, A&A 185, 267 (1987)

117. Ferreira J., Magnetically-driven jets from Keplerian accretion discs, A&A 319, 340 (1997)

118. Ferreira J., Pelletier G. Magnetized accretion-ejection structures. III. Stellar and extragalactic jets as weakly dissipative disk outflows, A&A 295, 807 (1995)

119. Ferreira J. MED Disc Winds, in Jets from Young Stars, Lecture Notes in Physics, V. 723, Springer-Verlag Berlin Heidelberg, p. 181 (2007)

120. Ferreira J., Casse F., Stationary Accretion Disks Launching Super-fast-magnetosonic Magnetohydrodynamic Jets, ApJ 601, L139 (2004)

121. Ferreira J., Dougados C., Cabrit S., Which jet launching mechanism(s) in T Tauri stars ? A&A 453, 785 (2006)

122. Festou M.C., Rickman H., West R.M., Comets: Models, evolution, origin and outlook A&A Rev. 5, 37 (1993)

123. Finkenzeller U. Rotational velocities, spectral types, and forbidden lines of Herbig Ae/Be stars A&A 151, 340 (1985)

124. Finkenzeller U., Mundt R. The Herbig Ae/Be stars associated with nebulosity, A&AS 55, 109 (1984)n

125. Friedemann C. The Cloudy Circumstellar Dust Shell of WW- Vulpeculae Revisited, A&A, 277, 184 (1993)

126. Friedjung M. Accretion disks heated by luminous central stars, A&A 146, 366 (1985)

127. Gahm G.F., Nordh H.L., Olofsson S.C., Carlborg N.C.J., Simultaneous spectroscopic and photoelectric observations of the T Tauri star RU Lupi, A&A 33, 399, (1974)

128. Gahm G., Greenberg J.M. Small-scale circumstellar features around pre-main-sequence stars in Asteroids, Comets, Meteors, ed. C.-I. Lagerkvist and H. Rikman, Uppsala: Astronomiska Observatoriet, p.375 (1983)

129. Gahm G. F., Gullbring E., Fischerstrom C. et al. A decade of photometric observations of young stars With special comments on periodicities, A&AS, 100, 371 (1993)

130. Gahm G., Petrov P., Stempels H.C., Close binarity in CTTS in Cool Stars, Stellar Systems and the Sun, Eds. F. Favata et al., ESA SP-560 p. 565 (2005)

131. Gammie C. F. Layered Accretion in T Tauri Disks, ApJ 457, 355 (1996)

132. Gammie C. F., Johnson В. M. Theoretical Studies of Gaseous Disk Evolution around Solar Mass Stars in ASP Conf. Ser. 341: Chondrites and the Protoplane-tary Disk, p. 145 (2005)

133. Garcia, P.J.V., Ferreira, J., Cabri S., Binette, L. Atomic T Tauri disk winds heated by ambipolar diffusion. I. Thermal structure, A&A 377, 589 (2001a)

134. Garcia P.J.V., Cabrit S., Ferreira J., Binette L., Atomic T Tauri disk winds heated by ambipolar diffusion. II. Observational tests, A&A 377, 609 (20016)

135. Ghandour L., Strom S., Edwards S., Hillenbrand L., Spectroscopic diagnostic of disk accretion in Herbig Ae/Be stars ASP Conf. Ser. 62, p. 223 (1994)

136. Glassgold A.E., Feigelson E.D., Montmerle Т., Effects of Energetic Radiation in Young Stellar Objects, in Protostars and Planets IV, Eds. V. Mannings, A.P. Boss and S.S. Russel, (Univ. Arizona Press, Tucson), p.429 (2000)

137. Goldreich P., Tremain S. The dynamics of planetary rings, ARA&A, 20, 249 (1982)

138. Goodrich R.W. New observations of Herbig-Haro objects and related stars, AJ92, 885 (1986)

139. Goodson A.P., Bohm K.H., Winglee R. Jets from Accreting Magnetic Young Stellar Objects. I. Comparison of Observations and High-Resolution Simulation Results, ApJ 524, 142 (1999)

140. Gomez M., Whitney В., Kenyon S. A survey of optical and near-infrared jets in taurus embedded sources, AJ 114, p. 1138 (1997)

141. Grady C. A., Silvis J. M. The circumstellar gas surrounding 51 Ophiuchi A candidate proto-planetary system similar to Beta Pictoris, ApJ 402, L61 (1993)

142. Grady C. A., Perez M. R., The P. S., Grinin V. P. et al. The (3 Pictoris phenomenon among young stars. II. UV observations of the Herbig AE star UX Ononis, A&A 302, 472 (1995)

143. Grady C., Perez M.R., Talavera A. et al. The Pictoris phenomenon among Herbig Ae/Be stars. UV and optical high dispersion spectra, A&A Supl. Ser. 120, 157 (1996)

144. Grady C.A., Sitko M.L., Russel R.W., et al. Infalling Planetesimals in Pre-Main Stellar Systems, in Protostars and Planets IV, V.Mannings, A.P.Boss, S.R. Russell Eds., (Tucson: University of Arizona Press) p.613 (2000)

145. Grady C. A., Devine D., Woodgate B. et al. STIS Coronagraphic Imaging of the Herbig AE Star: HD 163296, ApJ 544, 895 (2000)

146. Grady C., Woodgate В., Stapelfeldt K. et al. The HST/STIS Coronagraphic Survey of Pre- Main Sequence Stars, Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 36, p. 1367 (2004)

147. Graham J.A. Clumpy accretion onto pre-main-sequence stars PASP 104, 479 (1992)

148. Grinin V.P. Young stars with non-periodic algol-type minima, A&A Transact. 3, 17 (1992)

149. Grinin V. P. Polarimetric activity of Herbig Ae/Be stars, in The Nature and

150. Evolutionary Status of Herbig Ae/Be Stars, eds. P.S. The, M.R. Perez and E.J.P. van den Heuvel, ASPC 62. p.63 (1994)

151. Grinin V.P. Anisotropic Outflows from Herbig Ae/be Stars, Proc. of the ESO Workshop, Eds. L. Kaper and A. W. Fullerton, Springer-Verlag, p.164 (1998)

152. Grinin V.P. Photopolarimetric Activity of Pre-Main-Sequence Stars, in Disks, Planetesimals, and Planets, (Eds. F. Garzon, C. Eiroa, D. de Winter, and T. J. Mahoney, ASP Conf. Proc. Vol. 219, p.216 (2000)

153. Grinin V.P., Mitskevich A.S. Stochastic models of stellar winds in T Tauri stars, Ap&SS 185, 107 (1991)

154. Grinin V.P., Tambovtseva L.V. Variable circumstellar obscuration and variability of emission lines in the spectra of the Herbig Ae/Be stars, A&A 293, 396, (1995)

155. Grinin V.P., Tambovtseva L.V. The dusty disk winds in young binary systems with the low-mass secondary components, in Towards Other Earths: DARWIN/TFP and the Search forExtrasolar Terrestrial Planets, Heidelberg, Germany, ESA SP-539, p. 429 (2003)

156. Grinin V. P., Kiselev N. N., Minikulov N. Kh., Chernova G.P., Voshchinnikov N.V. The investigations of 'zodiacal light' of isolated AE-Herbig stars with non-periodic algol-type minima, Astrophys. and Space Sci. 186, 283 (1991)

157. Grinin V.P., The P.S., D. de Winter et al. The Beta Pictoris phenomenon among young stars. 1: The case of the Herbig AE star UX Orionis, A&A 392, 165,(1994a)

158. Grinin V. P., Kozlova O., Rostopchina A. The f3 Pictoris Phenomenon among Young Stars. III. The Case of Herbig Ae/Be Star RR Таи in Circumstellar Dust Disks and Planet Formation, Proc. of the 10th IAP Astrophysics Meeting, eds.

159. R. Ferlet, A. Vidal-Madjar, p.363 (1994b)

160. Grinin V.P., Kolotilov E.A., Rostopchina A.N. Dust around young stars. Pho-topolarimetric observations of the T Tauri star BM Andromedae, A&A Suppl. S. 112, 457 (1995)

161. Grinin V.P., Natta A., Tambovtseva L.V. Evaporation of star-grazing bodies in the vicinity of UX Ori-type stars, A&A 313, 857, (1996a)

162. Grinin V. P., Kozlova О. V., The P. S., Rostopchina A. N. The (3 Pictoris phenomenon among young stars. III. The Herbig AE stars WW Vulpeculae, RR Tauris and BF Ononis, A&A 309, 474 (1996b)

163. Grinin V.P., Kozlova O.V., Natta A. et al. Optical spectra of five UX Orionis-type stars, A&A 379, 482 (2001)

164. Grosso N., Alves J., Wood K. et al. Spatial Study with the Very Large Telescope of a New Resolved Edge-on Circumstellar Dust Disk Discovered at the Periphery of the p Ophiuchi Dark Cloud, ApJ 586, 296j(2003)

165. Gullbring E., Gahm G. F., Simultaneous multicolour photometric and polari-metric observations of four T Tauri stars, A&A, 308, 821 (1996)

166. Giirtler J., Friedemann C., Reimann H.-G. et al. A comparative study of the long-term light variations of six young irregular variables, A&A Suppl. Ser. 140, 293 (1999)

167. Gyldenkerne K. The light and colour variation of Epsilon Aurigae Vistas Astr. 12, 199 (1970)

168. Hamann F., Persson S.E. Emission-Line Studies of Young Stars. II. The Herbig Ae/Be Stars, ApJS 82, 285 (1992)

169. Hamilton C.M., Herbst W., Shih C., Ferro A.J. Eclipses by a Circumstellar Dust Feature in the Pre-main-Sequence Star KH15D, ApJ 554, L201 (2001)

170. Hamilton C., Herbst W., Bailer-Jones C. A. L., Mundt R. Accretion and Outflow Signatures Observed in a Weak-Lined T Tauri Star? The Special Case of KH 15D, Bull. AAS 34, 1134 (2002)

171. Haro G. Herbig's Nebulous Objects Near NGC 1999, ApJ 115, 572 (1952)

172. Hartigan P., Hartmann L., Kenyon S. J., Hewett R., Stauffer J. How to unveil a T Tauri star, ApJS 70, 899 (1989)

173. Hartigan P., Kenyon S., Hartmann L. et al. Optical excess emission in T Tauri stars, ApJ 382, 617 (1991)

174. Hartigan P., Edwards S.E., Ghandour L. Mass-loss rates, ionization fractions, shock velocities, and magnetic fields of stellar jets, ApJ 436, 125 (1994)

175. Hartigan P., Edwards S., Ghandour L. Disk Accretion and Mass Loss from Young Stars, ApJ 452, 736 (1995)

176. Hartmann L. Comparisons between the accretion flows of low- and intermediate mass stars, New Astronomy Review 43, 1 (1999)

177. Hartmann L. Accretion processes in star formation, Cambridge University Press, p. 64 (2000)

178. Hartmann L., Kenyon S.J. On the nature of FU Orionis objects, ApJ 299, 462 (1985)

179. Hartmann L., Kenyon S., Hartigan P. Young stars Episodic phenomena, activity and variability, in Protostars and Planets III, Eds. E.H.Levy and J.I.Limine, p. 497, (1993)

180. Hartmann L., Kenyon S.J., Calvet N., The excess infrared emission of Herbig Ae/Be stars Disks or envelopesApJ 407, 219 (1993

181. Hartmann L., Hewett R., Calvet N. Magneto spheric accretion models for T Tauri stars. 1: Balmer line profiles without rotation, ApJ 426, 669, (1994)

182. Herbig G.H. Variable Stars in Diffuse Nebulae, PASP 62, 142 (1950)

183. Herbig G.H. The spectra of two nebulous objects near NGC 1999, ApJ 113, 697 (1951)

184. Herbig G. H. The Spectra of Be- and Ae-TYPE Stars Associated with Nebulosity, ApJS 4, 337 (1960)

185. Herbig G.H. The Structure and Spectrum of R Monocerotis, ApJ 152, 439 (1968)

186. Herbig G.H. The Young Cluster 1С 348, ApJ 497, 736 (1998)

187. Herbig G.H., Jones B.F. Large proper motions of the Herbig-Haro objects HH 1 and HH 2, AJ 86, 1232 (1981)

188. Herbig G.H., Bell K.R., Robbin K., Catalog of emission line stars of the orion population: 3, Lick Observatory Bulletin N 1111, Santa Cruz, (1988)

189. Herbig G.H., Petrov P.P. Duemmler R., High-Resolution Spectroscopy of FU Orionis Stars, ApJ, 595, 348 (2003)

190. Herbst W., Shevchenko V.S. A Photometric Catalog of Herbig AE/BE Stars and Discussion of the Nature and Cause of the Variations of UX Orionis Stars,1. AJ 118, 1043 (1999)

191. Herbst W., Holtzman J.A., Klasky R.S. Photometric variations of Orion population stars. II Ae-irregular variables and T Tauri stars, AJ 88, 1648 (1983)

192. Herbst W., Herbst D.K., Grossman E.J., Weinstein D. Catalogue of UBVRI photometry of T Tauri stars and analysis of the causes of their variability, A J 108, 1906 (1994)

193. Herbst W., Hamilton C.M., Vrba F., et al. Fine Structure in the Circumstellar Environment of a Young, Solar-like Star: The Unique Eclipses of KH 15D, PASP 114, 1167 (2002)

194. Hernquist L., Katzs H. TREESPH A unification of SPH with the hierarchical tree method, ApJSS 70, 419, (1989)

195. Hillenbrandt L.A., Strom S. E., Vrba F. J., Keene J. Herbig Ae/Be stars -Intermediate-mass stars surrounded by massive circumstellar accretion disks, ApJ 397, 613 (1992)

196. Hinkle К. H., Simon T. Two micron CO absorption lines in the spectrum of Epsilon Aurigae during eclipse, ApJ 315, 296 (1987)

197. Hirth G. A., Mundt R., Solf S., Ray T.P. Asymmetries in bipolar jets from young stars, ApJ 427, L99 (1994)

198. Hirth G.A., Mundt R., Solf J., Spatial and kinematic properties of the forbidden emission line region of T Tauri stars, A&A Suppl. 126, 437 (1997)

199. Hodapp K.W., Walker C.H., Reipurth B. et al. A Disk Shadow around the Young Star ASR Ц in NGC 1333, ApJ 601, L79 (2004)

200. Holtzman J.A., Herbst W., Booth J.F. Photometric variations of Orion population stars. IV Coordinated spectroscopy in 1984/1985 with some success for RY Таи, AJ 92, 1387 (1986)

201. Huang S.-S. An Interpretation of e Aurigae, ApJ 141, 976 (1965)

202. Hubrig S., Scholler M., Yudin R.V. Magnetic fields in Herbig Ae stars, A&A, 428, LI (2004)

203. Hubrig S., Yudin R.V., Scholler M., Pogodin M.A. Accurate magnetic field measurements of Vega-like stars and Herbig Ae/Be stars, A&A, 446, 1089 (2006)

204. Hueso R., Guillot T. Evolution of protoplanetary disks: constraints from DM Tauri and GM Aurigae, A&A 442, 703 (2005)

205. Hummel W., Dachs J. Non-coherent scattering in vertically extended Be star disks Winebottle-type emission-line profiles, A&A 262, L17 (1992)

206. Hutchinson M. G., Albinson J. S., Barrett P. et al. Photometry and polarimetry of pre-main sequence stars, A&A 285, 883 (1994)

207. Itoh Y., Tamura M., Hayashi S. S., et al. Near-Infrared Coronagraphy of the GG Tauri A Binary System, PASJ 54, 963 (2002)

208. Jayawardhana R., Mohanty S., Basri G. et al., Evidence for a T Tauri Phase in Young Brown Dwarfs, ApJ 592, 282 (2003)

209. Jessberger E.K., Kissel J. Comets in the Post-Halley Era, ed. R.I. Newburn, M. Neugebauer and J. Rahe (Dordrecht: Kluwer), p. 1075 (1991)

210. Johns-Krull C.M., Valenti J.A., Hatzes A.P., Kanaan A., Spectropolarimetry of Magneto spheric Accretion on the Classical T Tauri Star BP Tauri, ApJ 510, L41 (1999)

211. Johnson J.A., Marcy G.W., Hamilton C.M. et al., KH 15D: A Spectroscopic Binary, AJ 128, 1265 (2004)

212. Johnson J.A., Winn J.N., The History of the Mysterious Eclipses of KH 15D: Asiago Observatory, 1967-1982, AJ 127, 2344 (2004)

213. Kawazoe E., Mineshige S. Unstable accretion disks in FU Orionis stars PASJ 45, 715 (1993)

214. Kearns K.M., Herbst W. Additional Periodic Variables in NGC 2264, AJ 116,261 (1998)

215. Kenyon S. J., Hartmann L. Spectral energy distributions of T Tauri stars -Disk flaring and limits on accretion, ApJ 323, 714 (1987)

216. Kenyon S. J., Hartmann L. Pre-Main-Sequence Evolution in the Taurus-Auriga Molecular Cloud, ApJ Suppl. Ser. 101, 117 (1995)

217. Klahr H. H., Bodenheimer P. Turbulence in Accretion Disks: Vorticity Generation and Angular Momentum Transport via the Global Baroclinic Instability, ApJ, 582, 869 (2003)

218. Kley W., Mass flow and accretion through gaps in accretion discs, MNRAS 303, 696 (1999)

219. Konigl A. Self-similar models of magnetized accretion disks, ApJ 342, 208 (1989)

220. Konigl A. Disk accretion onto magnetic T Tauri stars, ApJ 370, L39 (1991)

221. Konigl A., Pudritz R.E. Disk Winds and the Accretion-Outflow Connection, in Protostars and Planets IV, Tucson: University of Arizona Press; eds Mannings V., Boss A.P., Russell S.S.) p. 759 (2000)

222. Koresko C.D., A Circumstellar Disk in a Pre-main-sequence Binary Star, ApJ 507, L145 (1998)

223. Krishna Swamy K.S. Physics of Comets (Singapore: World Scientific Publishing) p.310 (1997)

224. Krist J.E., Stapelfeldt K.R., Watson A.M., Hubble Space Telescope/WFPC2 Images of the GG Tauri Circumbinary Disk, ApJ 570, 785 (2002)

225. Kuan P., Kuhi L.V. P Cygni stars and mass loss, ApJ 199, 148 (1975)

226. Kumar С. K., Davila J. M., Rajan R. S. The accretion of interplanetary dust by AP and AM stars, ApJ 337, 414 (1989)

227. Kupka F., Piskunov N.E., Ryabchikova T.A. Stempels, H.C., Weiss, W.W. VALD-2: Progress of the Vienna Atomic Line Data Base, A&A Suppl. Ser. 138, 119 (1999)

228. Kurosawa R., Harries T.J., Symington N.H. On the formation of Ha line emission around classical T Tauri stars, MNRAS 370, 580 (2006)

229. Kurucz R. L. Model atmospheres for G, F, A, B, and О stars, ApJ Suppl. 40, 1 (1979)

230. Kiihrt E. Temperature profiles and thermal stresses in cometary nuclei, Icarus 60, 512 (1984)

231. Kwan J., Tademaru E., Jets from T Tauri stars Spectroscopic evidence and collimation mechanism, ApJ 332, L41 (1988)

232. Kwan J., Tademaru E. Disk Winds from T Tauri Stars, ApJ 454, 382 (1995)

233. Lachaume R., Malbet F., Monin J.-L. The vertical structure of T Tauri accretion discs. III. Consistent interpretation of spectra and visibilities with a two-layer model, A&A 400, 185 (2003)

234. Lada C.J. Cold outflows,energetic winds, and enigmatic jets around young stellar objects, Ann.Rev. Astron. Astrophys. 23, 267 (1985)

235. Lada C.J. Infrared Energy distribution and the nature of young stellar objects, in: Formation and Evolution of low Mass Stars, eds. A.K. Dupree and M.T.V.T. Lago, (Dordrecht: Kluwer) p.l (1988)

236. Lagrange A-M., Ferlet R, Vidal-Madjar A. The Beta Pictoris circumstellar disk. IV Redshifted UV lines, A&A 173, 289 (1987)

237. Lagrange-Henry A.-M., Vidal-Madjar A., Ferlet R. The Beta Pictoris circumstellar disk. VI Evidence for material falling on to the star, A&A 190, 275 (1988)

238. Lagrange A.-M., Backman D., Artymowicz, P. Planetary Material around Main-Sequence Stars, in Protostars and Planets IV\ ed. V. Mannings, A.P.Boss,

239. S.R.Russell (Tucson: University of Arizona Press) p. 639 (2000)

240. Lamy P. L. Interaction of interplanetary dust grains with the solar radiation field, A&A 35, 197 (1974)

241. Lamy P. L. Optical properties of silicates in the far ultraviolet, Icarus 34, 68 (1978)

242. Lamzin S.A., Melnikov S.Yu., Grankin K.N., Ezhkova O.V., A possible dependence of DF Tauri's photometric activity on the relative orbital positions of the binary components, A&A 372, 922 (2001)

243. Lamzin S. A., Smirnov D. A., Fabrika S. N. On the structure of magnetic field of T Таи, in Proc. of the Conference "Open issues in local star formation", Ouro Preto, Brasil, Astrophys. & Space Sci. Library v. 299 CD-ROM

244. Laughlin G., Bodenheimer P. Nonaxisymmetric evolution in protostellar disks, ApJ 436, 335 (1994)

245. Lavalley-Fouquet C., Cabrit S., Dougados C. DG Таи: A shocking jet, A&A 356, L41 (2000)

246. Levison H. F., Dunkan M. J., Wetherill G. W. Secular Resonances and Cometary Orbits in the beta-Pictoris System, Nature 372, 441 (1994)

247. Levreault R.M. Molecular outflows and mass loss in the pre-main-sequence stars, ApJ 330, 897 (1988)

248. Lin D.N.C., Papaloizou J.C.B. On the tidal interaction between protostellar disks and companions, in Protostars and Planets III eds. E.H. Levy, J.I. Lunine, Tucson: Univ. Arizona Press, p. 749 (1993)

249. Lissauer J. J., Backman D. E. The Epsilon Aurigae secondary A binary embedded within a disk?, ApJ 286, L39 (1984)

250. Lissauer J. J., Wolk S. J., Griffit C. A., Backman D. E., The epsilon Aurigae Secondary: A Hydrostatically Supported Disk, ApJ 465, 371 (1996)

251. Lissauer J. Formation of Giant Planets and Brown Dwarfs in Extrasolar Planets: Today and Tomorrow, ASP Conf. Proc. Vol. 321, p. 271 (2004)

252. Lopez-Martin L., Cabrit S., Dougados C. Proper motions and velocity asymmetries in the RWAurjet, A&A, 405, LI (2003)

253. Lubow S.H., Artymowicz P. Interactions of Young Binaries with Disks, in Protostars and Planets IV eds. V. Mannings, A.P. Boss, S.S. Russel, Tucson: Univ.Arizona Press, p. 731 (2000)

254. Lucy L. B. Computing radiative equilibria with Monte Carlo techniques A&A 344, 282 (1999)

255. Ludendorff G. Untersuchungen uber den Lichtwechsel von e Aurigae, Astron. Nachr. 164, 81 (1904)

256. Lynden-Bell D., Pringle J. E. The evolution of viscous discs and the origin of the nebular variables, MNRAS, 168, 603 (1974)

257. Makita M., Miyawaki K., Matsuda T. Two- and three-dimensional numerical simulations of accretion discs in a close binary system, MNRAS 316, 906 (2000)

258. Mastrodemos N., Morris M. Bipolar Preplanetary Nebulae: Hydrodynamics of Dusty Winds in Binary Systems. I. Formation of Accretion Disks, ApJ 497, 303 (1998)

259. Mastrodemos N., Morris M. Bipolar Pre-Planetary Nebulae: Hydrodynamics of Dusty Winds in Binary Systems. II. Morphology of the Circumstellar Envelopes, ApJ 523, 357 (1999)

260. Mathieu R.D., Adams F.C., Latham D.W. The T Tauri spectroscopic binary GW Orionis, AJ 101, 2184 (1991)

261. Mathieu R.D., Ghez A.M., Jensen E.K.N., Simon M. Young Binary Stars and Associated Disk's in Protostars and Planets IV, Eds. V. Mannings, A. Boss, and S.S. Russell, Tucson: Univ. Arizona Press, p. 559 (2000)

262. Mathis J.S., Rumpl W., Nordsieck K.H. The size distribution of interstellargrains, ApJ 217, 425 (1977)

263. Matsumoto Т., Hanawa T. Fragmentation of a Molecular Cloud Core versus Fragmentation of the Massive Protoplanetary Disk in the Main Accretion Phase, ApJ 595, 913 (2003)

264. Mayor M., Urdy S. Mass Function and Distributions of the Orbital Elements of Sub stellar Companions in Disk, Planetezimals, and Planets, Eds. F.Garzon et al. ASP Conf. 219, p. 441 (2000)

265. Mayor M., Udry S., Halbwachs J.-L., Arenou F. Binaries at the Bottom of the Main Sequence and below in The Formation of Binary Stars, IAU Symp. 200, Ed. by H.Zinnecker, R.D.Mathieu, Potsdam, p. 45 (2001)

266. Mazeh Т., Goldberg D., Duquennoy A., Mayor M. On the mass-ratio distribution of spectroscopic binaries with solar-type primaries, ApJ 401, 265 (1992)

267. Mazzali P.A., The effect of rotation on stellar wind emission lines In: A Decade of UV Astronomy with the IUE Satellite, ESA SP-281, p.163 (1988)

268. McCabe C.-E., Ghez A.M., A Detailed Study of the GG Таи Circumbinary Disk in The Formation of Binary Stars, IAU Symp. 200, Ed. by H.Zinnecker, R.D.Mathieu, Potsdam, p. 245 (2001)

269. McCaughrean M.J., Stapelfeldt K.R., Close L.M., High-resolution optical and near-infrared imaging of young circumstellar disks, in Protostars and Planets IV, Eds. V.Mannings, A. Boss, and S.S. Russell, Tucson: Univ. Arizona Press, p.485 (2000)

270. Mendoza E.E. Infrared photometry of T Tauri stars and related objects, ApJ 143, 1010 (1966)

271. Men'shchikov A.B., Henning Т., Fisher O. Self-consistent Model of the Dusty Torus around HL Tauri, ApJ 519, 257 (1999)

272. Michalas D., Conti P.S. Some speculations concerning the significance of Beals's Type III P Cygni line profiles, ApJ 235, 515 (1980)

273. Millan-Gabet R., Schloerb F. P., Traub W. A. Spatially Resolved Circumstellar Structure of Herbig AE/BE Stars in the Near-Infrared, ApJ 546, 358 (2001)

274. Mitskevich A.S., Natta A., Grinin V.P. Formation of double-peaked lines in stochastic winds of T Tauri stars, ApJ 404, 751 1993

275. Miyake K., Nakagawa Y. Dust particle settling in passive disks around T Tauri stars: Models and IRAS observations, ApJ 441, 361 (1995)

276. Mohanty S. Jayawardhana R., Basri G. The T Tauri Phase Down to Nearly Planetary Masses: Echelle Spectra of 82 Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs, ApJ 626, 498 (2005)

277. Monnier J. D., Millan-Gabet R., Billmeier R. et al. The Near-Infrared Size-Luminosity Relations for Herbig Ae/Be Disks, ApJ 624, 832 (2005)

278. Mora A., Natta, A., Eiroa, C. et al. A dynamical study of the circumstellar gas in UX Orionis, A&A 393, 259 (2002)

279. Morris S.C. The Spectroscopic Orbit of Epsilon Aurigae, JRASC 56, 210 (1962)

280. Mozurkewich D., Armstrong J. Т., Hindsley R. B. et al. Angular Diameters of Stars from the Mark III Optical Interferometer, AJ 126, 2502 (2003)

281. Mukai Т., Yamamoto T. A Model of the Circumsolar Dust Cloud PAS J 31, 585 (1979)

282. Mukai Т., Schwehm G., Interaction of grains with the solar energetic particles, A&A 95, 373 (1981)

283. Mundy L.G., Looney L.W., Welch W.J. The structure and evolutions of envelopes and disks in young stellar systems, in: Protostars and Planets IV, (eds. V. Mannings, A.P. Boss, S.S. Russel, The University of Arizona Press, Tucson), p. 355 (2000)

284. Mundt R., Fried J.W. Jets from young stars, ApJ 274, 83 (1983)

285. Muzerolle J., Calvet N., Hartmann L. Emission-Line Diagnostics of T Tauri Magneto spheric Accretion. II. Improved Model Tests and Insights into Accretion Physics, ApJ 550, 944 (2001)

286. Muzerolle J., Calvet N., Hartmann L., D'Alessio P. Unveiling the Inner Disk Structure of T Tauri Stars, ApJ 597, L149 (2003)

287. Muzerolle J., D'Alessio P., Calvet N., Hartmann L. Magnetospheres and disk accretion in Herbig Ae/Be stars, ApJ 617, 406 (2004)

288. Nakamoto Т., Nakagawa Y. Formation, early evolution, and gravitational stability of protoplanetary disks ApJ 421, 640 (1994)

289. Natta A., Giovanardi C. Sodium lines in T Tauri stars Diagnostics of pre-main-sequence winds ApJ 356, 646 (1990)

290. Natta A., Whitney B.A. Models of scattered light in UXORs, A&A 364, 633 (2000)

291. Natta A., Grinin V.P., Mannings V., Ungerechts H. The Evolutionary Status of UX Orionis-Type Stars, ApJ 491, 885 (1997)

292. Natta A., Prusti Т., Neri R., Thi W.F., Grinin V.P., Mannings V. The circumstellar environment of UX ORI, A&A 350, 541 (1999)

293. Natta A, Grinin V.P., Mannings V., Properties and Evolution of Disks around Pre-Main-Sequence Stars of Intermediate Mass, in Protostars and Planets IV. V. Mannigs, A.P. Boss and S.S. Russel Eds., Tucson: University of Arizona Press, p. 559 (2000a)

294. Natta A, Grinin V.P., Tambovtseva L.V. An Interesting Episode of Accretion Activity in UX Orionis, ApJ 542, 421 (20006)

295. Natta A., Prusti Т., Neri R., Wooden D., Grinin V. P., Mannings V. A reconsideration of disk properties in Herbig Ae stars, A&A 371, 186 (2001)

296. Natta A., Testi L., Muzerolle J. et al. Accretion in brown dwarfs: An infrared view, A&A 424, 603 (2004)

297. Natta A., Testi L., Calvet N. et al. Dust in protoplanetary disk. Properties and evolution in Protostars and Planets V, B. Reipurth, D. Jewitt, and K. Keil (eds.), University of Arizona Press, Tucson, p.767 (2007)

298. Neckel Т., Staude H. J., Sarcander M., Birkle K. Herbig-Haro emission in two bipolar reflection nebulae, A&A 175, 231 (1987)

299. Niccolini G., Woitke P., Lopez B. High precision Monte Carlo radiative transfer in dusty media, A&A 399, 703 (2003)

300. Nomura H. Structure and Instabilities of an Irradiated Viscous Protoplanetary Disk, ApJ 567, 587 (2002)

301. O'Sullivan M., Truss M., Walker C. et al. Modelling the photopolarimetric variability of АА Таи, MNRAS 358, 632 (2005)

302. Ostriker E., Shu F.H. Magnetocentrifugally Driven Flows from Young Stars and Disks. IV. The Accretion Funnel and Dead Zone, ApJ 447, 813 (1995)

303. Oudmaijer R., Drew J.E. Ha spectropolarimetry of Be] and Herbig Be stars, MNRAS 305, 166 (1999)

304. Padgett D., Brandner W., Stapelfeldt K.R. et al. HUBBLE SPACE TELE-SCOPE/NICMOS Imaging of Disks and Envelopes around Very Young Stars, AJ 117, 1490 (1999)

305. Palla F., Stahler S.W. The Pre-Main-Sequence Evolution of Intermediate-Mass Stars, ApJ 418, 414 (1993)

306. Palla F., Stahler S.W. Star Formation in the Orion Nebula Cluster, ApJ 525, 772 (1999)

307. Perez M., Grady C. Observational Overview of Young Intermediate-Mass Objects: Herbig Ae/Be Stars Sp. Sci. Rev. 82, 407 (1997)

308. Perez M., Grady С., ТЬё P.S. Ultraviolet Spectral Variability in the Herbig Ae-Star HR5999 Part Eleven - the Accretion Interpretation, A&A 274, 381 (1993)

309. Petrov P.P., Zaitseva G.V., Efimov Yu.S. et al., Brightening of the T Tauri star RY Tauri in 1996. Photometry, polarimetry and high-resolution spectroscopy, A&A 341, 553 (1999)

310. Petrov P.P., Gahm G.F., Gameiro J.F., et al. Non-axisymmetric accretion on the classical TTS RW Aur A, A&A 369, 993 (2001)

311. Petterson O.K., Tobin W. Beta Pictoris: the variable Call H & К absorptions from 1994 to 1996, MNRAS 304, 733 (1999)

312. Pety J., Gueth F., Guillateau S., Dutrey A. Plateau de Bure interferometer observations of the disk and outflow of HH 30, A&A 458, 841 (2006)

313. Pfalzner S., Umbreit S., Henning T. Disk-Disk Encounters between Low-Mass Protoplanetary Accretion Disks, ApJ 629, 526 (2005)

314. Pickett В. K., Mejia A. C., Durisen R. H. et al. The Thermal Regulation of Gravitational Instabilities in Protoplanetary Disks, ApJ 590, 1060 (2003)

315. Pinte C., Menard F. A Model of the Accretion Disk around AA Таи, in Search for Other Wordls (eds. S.S. Holt and D. Demings) p.123 (2004)

316. Piskunov N. E. SYNTH a code for fast spectral synthesis in Stellar Magnetism, Proc. of international meeting on the problem "Physics and evolutionof stars"Eds. Yu.V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk, "NAUKA", Sankt-Petersburg, p. 92 (1992)

317. Pogodin M.A., Miroshnichenko A.S., Tarasov A.E. et al. A new phase of activity of the Herbig Be star HD 200775 in 2001: Evidence for binarity, A&A 417, 715 (2004)

318. Pollack J. В., Toon O.B., Khare B.N. Optical properties of some terrestrialrocks and glasses, Icarus 19, 372 (1973)

319. Praderie F., Catala C, Simon Т., Boesgaard A.M. Short-term spectral variability in AB Aurigae Clues for activity in Herbig AE stars. I - The ultraviolet lines of MG II and Fe II, ApJ 303, 311 (1986)

320. Preibisch Т., Balega Yu.Yu., Schertl D., Smith M.D., Weigelt G. High-resolution near-infrared study of the deeply embedded young stellar object S140 IRS 3, A&A 378, 539 (2001)

321. Proga D., Stone J.M., Drew J.E. Radiation-driven winds from luminous accretion discs, MNRAS 295, 595 (1998)

322. Prusti Т., Mitskevich A. S. Far infrared variability of Herbig Ae/Be stars in Nature and Evolutionary Status of Herbig Ae/Be Stars, eds. P. S. The, M. R. Perez and E. P.J. van den Heuvel, ASP Conference Series, Vol. 62, p. 257 (1994)

323. Pudritz R. E., Ouyed R. , Fendt C. Brandenburg A. Disk Winds, Jets, and Outflows: Theoretical and Computational Foundations, in Protostars and Planets V (Eds. B. Reipurth, D. Jewitt, K. Keil, Univ. of Arizona Press, Tucson) p. 277 (2007)

324. Quillen A.C., Trilling D.E. Do Proto-jovian Planets Drive Outflows?, ApJ 508, 707 (1998)

325. Ray T.P., Mundt R., Dyson J.E. et al. HST Observations of Jets from Young Stars, ApJ 468, L103 (1996)

326. Raymond J.C., Fineschi S., Smith P.L., et al. Solar Wind at 6.8 Solar Radii from UVCS Observation of Comet C/1996Y1 ApJ 508, 410 (1998)

327. Reipurth В., Bally J., Graham J. A. et al. The jet and energy source of HH 34, A&A 164, 51 (1986)

328. Reipurth В., Bally J., Devine D. Giant Herbig-Haro Flows, AJ 114, 2708 (1997)

329. Reyes-Ruiz M., Stepinski T. F. Axisymmetric Two-dimensional Computationof Magnetic Field Dragging in Accretion Disks, ApJ 459, 653 (1996)

330. Roberge A., Weinberger A.J., Malumuth E.M. Spatially Resolved Spectrum of the TW Hydrae Circumstellar Disk, in THE SEARCH FOR OTHER WORLDS AIP Conf. Proc., V. 713, p. 103 (2004)

331. Rodgers В., Wooden D., Grinin V., Shakhovskoj D., Natta A. Spectroscopic Variability of the UXOR Star RR Tauri, ApJ 564, 405 (2002)

332. Romanova M.M., Ustyugova G.V., Koldoba A.V., Lovelace R.V.E. ApJ 610, 920 (2004)

333. Rostopchina A.N., Grinin V.P., Okazaki A. et al. Dust around young stars. Photopolarimetric activity of the classical Herbig Ae/Be star RR Tauri, A&A 327, 145 (1997)

334. Rozyczka M, Laughlin G. Hydrodynamical Evolution of Circumbinary Accretion Disks, in ASP Conf. Ser. 121, Coll. 163, Accretion phenomena and related outflows, p. 792 (1997)

335. Rybicki G. В., Hummer D.G. A generalization of the Sobolev method for flows with nonlocal radiative coupling, ApJ 219, 654 (1978)

336. Rydgren A.E., Zak D.S. On the spectral form of the infrared excess component in T Tauri system, PASP 99, 141 (1987)

337. Safier P.N. Centrifugally driven winds from protostellar disks. I Wind model and thermal structure, ApJ 408, 115 (1993a)

338. Safier P.N. Centrifugally Driven Winds from Protostellar Disks. II. Forbidden-Line Emission in T Tauri Stars, ApJ 408, 148 (19936)

339. Sano Т., Miyama S. M., Umebayashi Т., Nakano T. Magnetorotational Instability in Protoplanetary Disks. II. Ionization State and Unstable Regions, ApJ 543, 486 (2000)

340. Sawada K., Matsuda Т., Hachisu I. Spiral shocks on a Roche lobe overflow ina semi-detached binary system, MNRAS 219, 75 (1986a)

341. Sawada K., Matsuda Т., Hachisu I. Accretion shocks in a close binary system MNRAS 221, 679 (19866)

342. Scally A., Clarke C. Destruction of protoplanetary discs in the Orion Nebula Cluster, MNRAS 325, 449 (2001)

343. Sekanina Z. The problem of split comets in review, in Comets, ed. L. L. Wilkening, p. 251 (1982)

344. Semenov D., Wiebe D., Henning Th. Reduction of chemical networks. II. Analysis of the fractional ionisation in protoplanetary discs, A&A 417, 93 (2004)

345. Shakura N. I., Sunyaev R. A. Black holes in binary systems. Observational appearance, A&A 24, 337 (1973)

346. Shang H., Glassgold A.E., Shu F.H., Lizano S. Heating and Ionization of X-Winds, ApJ 564, 853 (2002)

347. Shestakova L.I., Tambovtseva L.V. The thermal destruction of solids near the Sun, Earth, Moon, and Planets 76, 19 (1997)

348. Shevchenko V.S., Grankin K.N., Ibragimov M.A. et al. Periodic phenomena in Ae/Be Herbig stars light curves. I Light curves classification and digital analysis methods, Ap&SS 202, 121 (1993a)

349. Shevchenko V.S., Grankin K. N., Ibragimov M. A. et al. Periodic Phenomena in Ae/be Herbig Stars Light curves. II Results and Probable Interpretation for Selected Stars, Ap&SS, 202, 137 (19936)

350. Shu F.H., Adams F.C, Lizano S. Star formation in molecular clouds: Observation and theory, Ann. Rev. Astron. Astrophys. 25, 23 (1987)

351. Shu F., Najita J., Galli D. et al. The collapse of clouds and the formation and evolution of stars and disks in Protostars and Planets III, eds. E.H.Levy and J.I. Lunine, Univ. Arizona Press, Tucson, London, P. 3 (1993)

352. Shu F., Najita J., Ostriker E. et al. Magnetocentrifugally driven flows from young stars and disks. 1: A generalized model, ApJ 429, 781 (1994a)

353. Shu F. H., Najita J., Ruden S.P., Lizano S. Magnetocentrifugally driven flows from young stars and disks. 2: Formulation of the dynamical problem, ApJ 429, 797 (19946)

354. Silber J., Gledhill Т., Duchene G., Menard F. Near-Infrared Imaging Polarimetry of the GG Tauri Circumbinary Ring, ApJ 536, L89 (2000)

355. Sitko M.L., Halbedel E.M., Lawrence G., Smith J.A., Yanov K. Variable extinction in ED ^5677 and the evolution of dust grains in pre-main-sequence disks, ApJ 432, 753 (1994)

356. Smith B. A., Terrile R. J. A circumstellar disk around Beta Pictoris, Science 226, 1421 (1984)

357. Solf J., Bohm) K.H., High-resolution long-slit spectral imaging of the mass outflows in the immediate vicinity of DG Tauri, ApJ 410, L31 (1993)

358. Sorelli C., Grinin V.R, Natta A. Infall in Eerbig Ae/Be stars: what NA D lines tell us, A&A 309, 155 (1996)

359. Spruit H.C. Magnetohydrodynamic winds and jets from accretion disks, preprint arXiv: astro-ph/9602022 (1996)

360. Stapelfeldt K.R., Watson A.M., Krist J.E. et al. A Variable Asymmetry in the Circumstellar Disk of EE 30, ApJ 516, L95 (1999)

361. Stehle R., Spruit H. C. Stability of accretion discs threaded by a strong magnetic field, MNRAS 323, 587 (2001)

362. Steinacker J., Henning Т., Bacmann A., Semenov D. 3D continuum radiative transfer in complex dust configurations around stellar objects and active galactic nuclei. I. Computational methods and capabilities, A&A 401, 405 (2003)

363. Stone J. M., Pringle J. E. Magnetohydrodynamical non-radiative accretionflows in two dimensions, MNRAS 322, 461 (2001)

364. Stone J.M., Gammie C.F., Balbus S.A., Hawley J.F., Transport Processes in Protostellar Disks, in Protostars and Planets IV. Eds. V.Mannings, A.RBoss, S.S.Russel, Univ. of Arizona Press, Tucson, p. 589 (2000)

365. Tambovtseva L.V. Numerical Modeling of Anisotropic Stellar Winds in Herbig Ae/Be Stars in Cyclical Variability in Stellar Winds, Proc. of the ESO Workshop, Eds. L. Kaper and A. W. Fullerton, Berlin, New York: Springer-Verlag, p.324 (1998)

366. Tambovtseva L.V., Shestakova L.I. The cometary splitting due to the thermal disintegration, Planetary and Space Sci., 47, 319 (1999)

367. Tambovtseva L.V., Grinin V.P., Weigelt G. Moving shadows on the dusty disks of young stars, A&A 448, 633 (2006)

368. The P.S. The photometric behavior of Herbig Ae/Be stars and its interpretation, in The Nature and Evolutionary Status of Herbig Ae/Be Stars, eds. P.S. Thё, M.R. Perez and E.J.P. van den Heuvel, ASPC N 62. p. 23 (1994)

369. The P.S., de Winter D., Perez, M. R. A new catalogue of members and candidate members of the Herbig Ae/Be (HAEBE) stellar group, A&A Suppl. 104, 315 (1994)

370. Terebey S., Shu F. H., Cassen P. The collapse of the cores of slowly rotating isothermal clouds , ApJ 286, 529 (1984)

371. Terquem С., Papaloizou J.С.В. The response of an accretion disc to an inclined dipole with application to AA Таи, A&A 360, 1031 (2000)

372. Tjin A Djie H. R. E., The P.S., Andersen J. et al., The variable Herbig AE star HR 5999. VIII Spectroscopic observations 1975-1985 and correlations with simultaneous photometry, A&AS 78, 1 (1989)

373. Tohline J. E., Hachisu I. The breakup of self-gravitating rings, tori, and thick accretion disks, ApJ 361, 394 (1990)

374. Tokunaga A.T., Dahm S., Gassier W. et al. H2 Emission Nebulosity Associated with KH 15D, ApJ 601, L91 (2004)

375. Tuthill P. G., Monnier J. D., Danchi W. C. A dusty torus around the luminous young star LkHa101 Nature, 409, 1012 (2001)

376. Vink J., Drew J.E., Harries T.J., Oudmaijer R.D. Probing the circumstellar structure of Herbig Ae/Be stars, MNRAS 337, 356 (2002)

377. Vink J.S., Drew J.E., Harries T.J. et al. Probing the circumstellar structures of T Tauri stars and their relationship to those of Herbig stars, MNRAS 359, 1049 (2005)

378. Vinkovic D., Ivezifc Z., Miroshnichenko A. S., Elitzur M. Discs and haloes in pre-main-sequence stars, MNRAS 346, 1151 (2003)

379. Vinkovic D., Jurkic T. Relation between the luminosity of young stellar objects and their circumstellar environment, ApJ 658, 462 (2007)

380. Wade G.A., Drouin D., Bagnulo S. et al. Discovery of the pre-main sequence progenitors of the magnetic Ap/Bp stars?, A&A 442, 31 (2005)

381. Wade G.A., Bagnulo S., Drouin D. et al. A search for strong, ordered magnetic fields in Herbig Ae/Be stars, MNRAS 376, 1145 (2007)

382. Walker C., Wood K., Lada C. J. et al. The structure of brown dwarf circumstellar discs, MNRAS 351, 607 (2004)

383. Wardle M. Star Formation and the Hall Effect, Astrophys. Space Sci. 292, 317 (2004)

384. Wardle M., Konigl A. The structure of protostellar accretion disks and the origin of bipolar flows ApJ 410, 218 (1993)

385. Watson A. M., Stapelfeldt, K. R. The Visible and Near-Infrared Dust Opacity Law in the HH 30 Circumstellar Disk, ApJ 602, 860 (2004)

386. Watson A. M., Stapelfeldt K. R. Asymmetry and Variability in the HH 30 Circumstellar Disk, AJ 133, 845 (2007)

387. Weidenschilling S.J. Formation of Planetesimals and Accretion of the Terrestrial Planets, Space Sci. Rev. 92, 281 (2000)

388. Weigelt G., Balega Yu.Yu., Hofmann K.-H. and Preibisch T. High-resolution study of the young stellar objects in Mon R2 IRS 3, A&A 392, 937 (2002)

389. Wenzel W., Extremely young stars in IAU Coll. 4, Non-periodic Phenomena in Variable Stars, ed. L. Detree, p.61 (1969)

390. Whitney B.A., Hartmann L. Model scattering envelopes of young stellar objects. I Method and application to circumstellar disks, ApJ 395, 529 (1992)

391. Whitney B.A., Hartmann L. Model scattering envelopes of young stellar objects. II Infalling envelopes, ApJ 402, 605 (1993)

392. Wiebe D.S., Semenov D.A., Henning Th. Reduction of chemical networks.

393. The case of molecular clouds A&A 399, 197 (2003)

394. Wilking B.A. The formation of low-mass stars, PASP 101, 229 (1989)

395. Wilner D.J., Lay O.P., Subarcsecond millimeter and submillimeter observations of circumstellar disks, In: Protostars and Planets IV. V. Mannigs, A.P. Boss and S.R. Russel Eds., Tucson: University of Arizona Press, p.509 (2000)

396. Winn J.N., Garnavich P.M., Stanek K.Z., Sasselov D.D., Limits on Eclipses of the Pre-Main-Sequence Star KH 15D in the First Half of the 20th Century, ApJ 593, L121 (2003)

397. Winn J.N., Holman M.J., Johnson J.A. et al. KH 15D: Gradual Occultation of a Pre-Main-Sequence Binary, ApJ 603, L45 (2004)

398. Winn J.N., Hamilton C.M., Herbst W.J. et al., The Orbit and Occultations of KH 15D, ApJ 644, 510 (2006)

399. Woitas J., Bacciotti F., Ray T.P. et al., Jet rotation: Launching region, angular momentum balance and magnetic properties in the bipolar outflow from RW Aur, A&A 432, 149 (2005)

400. Wolf S., Henning Т., Stecklum B. Multidimensional self-consistent radiative transfer simulations based on the Monte-Carlo method, A&A 349, 839 (1999)

401. Wolf, S., Padgett, D.L., Stapelfeld K.R. The Circumstellar Disk of the Butterfly Star in Taurus, ApJ 588, 373 (2003)

402. Wood J. A. Meteoritic constraints on processes in the solar nebula in Protostars and Planets II, eds. D. C. Black and M. S. Matthews, The University of Arizona Press, Tucson, p.687 (1985)

403. Wood K., Whitney B. Scattered Light Signatures of Magnetic Accretion in Classical T Tauri Stars, ApJ, 506, L43 (1998)

404. Wood K., Wolk S. J., Stanek K. Z. et al. Optical Variability of the T Tauri Star HH 30 IRS, ApJ Lett. 542, L21 (2000)

405. Wood К., Wolff M. J., Bjorkman J. E., Whitney B. The Spectral Energy Distribution of HH 30 IRS: Constraining the Circumstellar Dust Size Distribution, ApJ, 564, 887 (2002)

406. Yorke H. W., Bodenheimer P., Laughlin G. The formation of protostellar disks. I 1 M(solar), ApJ 411, 274 (1993)

407. Yudin R. V., Evans A. Polarimetry of southern peculiar early-type stars, A&AS 131, 234 (1998)

408. Амбарцумян B.A. Известия АН СССР, серия геогр. и геофиз. 3, 97 (1942)

409. Варсунова О.Ю., В.П. Гринин, С.Г. Сергеев Необычная затменная система КН 15D: новые фотометрические данные, Астрофизика, т.48, 5 (2005)

410. Варсунова О.Ю., Гринин В.П., Сергеев С.Г. Н 187 в начале нового затмения Астрофизика 48, 529 (2005)

411. Бисикало Д.В., Боярчук А.А., Кузнецов О.А. и др. Структура аккерци-онного диска в двойных системах с компонентами не достигшими полости Роша, Астрон. Ж. 72, 190 (1995)

412. Ван де Хюлст Г. Рассеяние света малыми частицами, М. Изд-во Ин. Литературы (1961)

413. Воронцов-Вельяминов Б.А. Газовые туманности и новые звезды, Изд-во АН СССР, с. 38 (1948)

414. Вощинников Н.В. О свойствах пылевых оболочек вокруг звезд Ае/Ве Хербига, АЖ 75, 54 (1998)

415. Вощинников Н.В., Гринин В.П. Пыль вокруг молодых звезд. Модель оболочки звезды Ае Хербига WW Vulpeculae, Астрофизика 34, 181 (1991)

416. Гершберг Р.Е. Epsilon Aurigae белый карлик на завуалированной стадии сверхгиганта? АЖ 67, 76 (1990)

417. Глаголевский Ю.В., Чунтонов Г.А., О магнитных полях звезд Ае/Ве Хербига, Изв. САО 45, 105 (1998)

418. Грачев С. И., Гринин В.П. Анализ профилей линий квазара PEL 5200, Астрофизика 11, 33 (1975)

419. Гринин В. П. Перенос резонансного излучения в движущейся среде с нелокальным лучистым взаимодействием, Астрофизика 14, 201 (1978)

420. Гринин В.П. О происхождении голубой эмиссии, наблюдаемой в глубоких минимумах молодых неправильных переменных звезд, ПАЖ 14, 65 (1988)

421. Гринин В.П. Звездный ветер как стимулятор аккреционной активности в молодых двойных системах, Астрофизика 43, 603 (2000)

422. Гринин В.П. Дисковый ветер в молодых двойных системах и его влияние на инфракрасные избытки излучения молодых звезд, АЖ 79, 422 (2002)

423. Гринин В. П., Катышева Н.А. Бальмеровский декремент в движущихся оболочках звезд, Известия КрАО 62, 59 (1980)

424. Гринин В.П., Мицкевич А.С. Образование эмиссионных линий водорода, кальция и магния в расширяющихся оболочках звезд типа Т Тельца, Астрофизика 32, 383 (1990)

425. Гринин В.П., Ростопчина А.Н. Ориентация околозвездных дисков звезд Ае/Ве Хербига и статистика На профилей, АЖ 73, 194 (1996)

426. Гринин В. П., Козлова О.В. Фотометрическая активность и скорости вращения звезд типа UX Ori и родственных им объектов, Астрофизика 43, 329 (2000)

427. Гринин В.П., Тамбовцева JI.B. Дисковый ветер в молодых двойных системах с маломассивными вторичыми компонентами: наблюдательные проявления в оптическом диапазоне, ПАЖ 28, 667 (2002)

428. Гринин В.П., Тамбовцева JI.B. Механизм затмений в экзотических двойных системах, Астрофизика 49, 473 (2006)

429. Гринин В.П., Ростопчина А.Н., Шаховской Д.Н. О природе циклической переменности блеска звезд типа UX ORI, ПАЖ 24, 925 (1998)

430. Гринии В.П., Тамбовцева J1.B., Сотникова, Н.Я. Дисковый ветер в молодых двойных системах и природа циклической активности молодых звезд, ПАЖ 30, 764 (2004)

431. Гринин В.П., Барсунова О.Ю., Сергеев С.Г. и др. Природа уникальной затменной системы Н 187, ПАЖ 32, 918 (2006)

432. Зайцева Г. В. Исследование неправильной переменной звезды UX Orionis, Переменные звезды 19, 63 (1973)

433. Зайцева Г.В., Колотилов Е. А. Профили эмиссионной линии На в спектрах неправильных переменных, Астрофизика 9, 185 (1973)

434. Зайцева Г.В., Лютый В.М., О природе оптической переменной WW Лисички, ПАЖ 23, 1 (1997)

435. Исмаилов Н.З. Звезда Ае/Ве Хербига HD 200775 как спектроскопическая двойная, АЖ 47, 206 (2003)

436. Ковальчук Г. У., Пугач А.Ф. Морфология Is(A) неправильных переменных. I. Многоцветная фотометрия звезд в Орионе и Таурусе, Кинематика и физика небесных тел 7, 33 (1991)

437. Козлова О.В., Гринин В.П., Ростопчина А.Н. Аккреционная активность звезды Ае Хербига CQ Таи АЖ 77, 42 (2000)

438. Козлова О.В., Гринин В.П., Чунтонов Г.А. Динамические процессы в окрестности звезды Ае Хербига MWC 480 по данным спектрального мониторинга, Астрофизика 46, 331 (2003)

439. Колотилов Е.А. Спектральные и фотометрические наблюдения звезд с быстрой неправильной переменностью. II Линии Н-альфа и Н-бета в спектрах WW Vul, VX Cas и UX ORI, Астрофизика 13, 33 (1977)

440. Копацкая E. H., Шулов О. С. Поляриметрия звезд популяции Ориона,

441. Труды астроном. Обе. Лениградского Университета, 34, 94 (1978)

442. Кукаркин Б.В. и др. Общий каталог Переменных звезд, Москва, Наука (1986)

443. Ламзин С. А. Линия Hell 4686 как индикатор природы эмиссионных областей звезд Т Тельца, АЖ 66, 1330 (1989)

444. Ламзин С. А., Диссертация на соискание ученой степени доктора физ.-мат. наук Москва, (2004)

445. Миникулов Н. X., Рахимов Д.Ю., Волчкова Н.А., Пихун А.И. Исследование кривых блеска молодых неправильных переменных 1. SV СЕР и CQ Таи, Астрофизика 36, 55 (1993)

446. Минин И.Н., Пилипосян А.Г., Шидловская Н.А. Труды Астр. обе. ЛГУ, 20 (1963)

447. Петров П.П. Звезды типа Т Тельца, Астрофизика 46, 611 (2003)

448. Петров П.П., Козак Б.С. Происхождение фотометрической и спектральной переменности RW Аиг, АЖ 84, 1 (2007)

449. Погодин М.А. Теоретические профили бальмеровских линий в спектрах звезд с движущимися оболочками. Учет спектральной зависимости коэффициента поглощегшя водорода, Астрофизика 31, 150 (1989)

450. Погодин М.А. Некоторые особенности спектральной переменности звезд АЕ Хербига с P-Cygni профилями у Бальмеровских линий, Астрофизика 32, 371 (1990)

451. Погодин М.А. Диссертация на соискание ученой степени доктора физ.-мат. наук Санкт-Петербург, (2001)

452. Пугач А. Ф. Оптические свойства околозвездной пыли вокруг звезд с апериодическими ослаблениями блеска, АЖ 81, 517 (2004)

453. Ростопчина А.Н., Гринин В.П., Шаховской Д.Н. Циклическая переменностпъ звезд типа UX Ori. UX Ori, SV Сер и RZ Psc, ПАЖ 22, 291 (1999)

454. Ростопчина А.Н., Гринин В.П., Шаховской Д.Н. и др. Фотополяриметрическая активность звезды Ае Хербига SV Сер, АЖ 77, 420 (2000)

455. Ростопчина А.Н., Гринин В.П., Шаховской Д.Н. Фотометрическая и поляриметрическая активность кдаесической звезды Ае Хербига VV Ser, АЖ 78, 60 (2001)

456. Сафронов B.C. Эволюция протопланетного облака и образование Земли и планет, Москва, Наука (1972)

457. Смирнов Д.А., Ламзин С.А., Фабрика С.Н., Чуитонов Г.А. Возможная переменность магнитного поля звезды Т Таи ПАЖ 30, 506 (2004)

458. В.В. Соболев Движущиеся оболочки звезд, ЛГУ, Ленинград, (1947)

459. Соболев В.В. Рассеяние света в атмосферах планет М. Наука (1972)

460. Сотникова Н.Я., Гринин В.П. Газодинамические процессы в молодых двойных системах как источник циклических вариаций околозвездной экстинк-ции, ПАЖ 33, 667 (2007)

461. Тамбовцева Л.В. Запыленный дисковый ветер в молодых двойных системах, наблюдаемых с полюса, Астрофизика 51, 267 (2008)

462. Тамбовцева Л.В., Гринин В.П., Козлова О.В. Не-ЛТР модели аккреционных дисков звезд типа UX Ori, Астрофизика 42, 75 (1999)

463. Тамбовцева Л.В., Гринин В.П., Роджерс В., Козлова О.В. Диагностика аккреционного диска звезды UX Ori по водородным линиям бальмеровской, пашеновской и брэккетовской серий, Астрон. журн. 78, 514 (2001)

464. Тамбовцева Л.В., Гринин В.П., Пыль в дисковых ветрах молодых звезд как источник переменной околозвездной экстинкции, Письма в АЖ 34, 231 (2008)

465. Таранова О.Г., Шенаврин В.И. Инфракрасная фотометрия пяти долгопериодичных двойных, ПАЖ 27, 393 (2001)

466. Шаховской Д.Н., Гринин В.П., Ростопчина А.Н., Обнаружение круговой поляризации оптического излучения Ае звезды Хербига WW Vul, ПАЖ 27, 438 (2001)

467. Шевченко B.C., Гранкин К.Н., Мельников С.Ю. Ламзин С.А., Квази-алголь GW Aur. Природа затмений и оценка масс компонентов, ПАЖ 25, 505 (1998)

468. Шевченко B.C., Ежкова О.В. Долговременная цикличность звезды Ае Хербига BF Ori: Гигантские протокометы и аккреция из протопланетного диска, ПАЖ 27, 39 (2001)