Анализ ультрафиолетовых спектров звезд типа Т тельца тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ им. М.В.ЛОМОНОСОВА Государственный Астрономический институт им. П.К.Штернберга

на правах рукописи УДК 524.338.5

КРАВЦОВА Александра Сергеевна

АНАЛИЗ

УЛЬТРАФИОЛЕТОВЫХ СПЕКТРОВ ЗВЕЗД ТИПА Т ТЕЛЬЦА

Специальность 01.03.02 астрофизика, радиоастрономия Автореферат

диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

МОСКВА - 2004

Работа выполнена в Государственном астрономическом институте им. П.К.Штернберга при Московском государственном университете им. М.В.Ломоносова

Научный руководитель:

кандидат физико-математических наук Ламзин Сергей

Анатольевич

Официальные оппоненты:

ч.л*шь»т физико-математических наук Архипова Вера Петровна

доктор физико-математических наук Гринин Владимир Павлович

Ведущая организация:

Крымская астрофизическая обсерватория

Защита состоится 18 марта 2004 г. в 14 часов на заседании Диссертационного совета Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова, шифр Д.501.001.86

Адрес: 119992, Москва, Университетский проспект, 13.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Государственного Астрономического института им. П.К.Штернберга МГУ (Москва, Университетский проспект, 13)

Автореферат разослан 16 февраля 2004 г.

Ученый секретарь диссертационного совета кандидат физ.-мат. наук АЛЕКСЕЕВ СО.

Общая характеристика работы

Актуальность темы.

Звезды типа Т Тельца — это молодые звезды с массой < 2М0и возрастом около 106 — 107 лет, находящиеся на стадии сжатия к главной последовательности. С наблюдательной точки зрения они представляют собой субгиганты спектральных классов G-M с эмиссией в линиях и избыточной интенсивностью УФ и ИК континуума по сравнению со звездами главной последовательности тех же спектральных классов. Несмотря на более чем полувековую историю их изучения, вопрос о природе активности этих объектов остается открытым. В на-. стоящее время большинство исследователей полагает, что наблюдаемая у классических звезд типа Т Тельца (СТ^) эмиссия в линиях и континууме является результатом дисковой аккреции на замагни-ченную молодую звезду, однако детали этого процесса мало изучены.

Идея взаимодействия аккреционного диска с магнитосферой центрального объекта привлекается для объяснения природы весьма широкого класса астрономических объектов: ядер активных галактик и квазаров, рентгеновских пульсаров, поляров, молодых звезд. Моделировать этот процесс весьма сложно, поскольку для этого нужны трехмерные нестационарные магнитогидродинамические расчеты. При этом приходится вводить различные упрощающие предположения, адекватность которых может быть проверена лишь путем сравнения результатов расчета с наблюдениями. Из-за относительной близости От, удалось получить большой объем наблюдательной информации об этих объектах, что позволяет считать их наиболее перспективными кандидатами для проверки теоретических расчетов (Романова и др., 2003). То же самое можно сказать и о формировании биполярных джетов, которое сопровождает процесс аккреции у всех вышеперечисленных объектов. Таким образом, изучение характера аккреции на СТК и сопутствующего ей истечения имеет значение, выходящее за рамки изучения свойств молодых звезд, которое, конечно же, актуально и само по себе.

Анализ ультрафиолетовых спектров СТ^ представляет особый интерес по двум причинам. Во-первых, в области длин волн 1100-3000 А наблюдаемая эмиссия в линиях и континууме практически полностью обусловлена процессом аккреции, а не фотосферой центральной, сравнительно холодной звезды. Во-вторых, в этом спектральном диапазоне имеется довольно много резонансных линий наиболее обильных элементов, что позволяет исследовать не только горячий газ, падающий на звезду, но и сравнительно холодный газ звездного ветра.

Стоит также отметить, что по ряду причин УФ спектры CTTS исследовались сравнительно мало.

Цель работы

В диссертации анализируются спектры сравнительно высокого (до R ~ 4 • ДО) разрешения CTTS в диапазоне 1200-3100 А, полученных с Космического телескопа им.Хаббла. Цель работы — оценка величины межзвездного поглощения в направлении на изучаемые звезды, определение основных параметров CTTS, а также изучение кинематики и физических параметров газа в окрестностях этих объектов.

На защиту выносятся следующие основные положения диссертации:

II Наличие систематического превышения величин межзвездного поглощения Ау в направлении на звезды типа Т Тельца, определенных по оптическим спектрам, над найденными нами из анализа УФ спектров верхними пределами величин Av. Скорее всего, этот результат свидетельствует о том, что закон межзвездного поглощения в направлении на области звездообразования Tau-Aur и Ориона в УФ диапазоне сильно отличается от стандартного, что обусловлено дефицитом мелких пылинок в окрестностях молодых звезд.

2. Обнаружение аномально малого наблюдаемого отношения потока в линиях дублета CIV 1550 к потоку в избыточном континууме в случае звезд DR Таи, Т Таи, RY Tauf DS Таи, DG Таи, TW Нуа. ВИДИМО, это означает, что основная масса аккрецируемого вещества паца-ет на звезду почти по касательной к ее поверхности без образования аккреционной ударной волны.

3. Вывод о том, что основная часть эмиссионного континуума в случае шести CTTS образуется в турбулентном или пограничном слое вблизи поверхности звезды, где происходит торможение вещества.

4. Две альтернативные гипотезы о характере дисковой аккреции на CTTS: двухкомпонентная аккреция (через пограничный слой и магнитосферу) и магнитосферная аккреция в виде струй, основная масса вещества которых падает на звезду почти по касательной к ее поверхности.

5. Уточненные параметры звезд DR Tau, T Таи, RY Таи: массы, радиусы, светимости, темпы аккреции.

DRTau: М = 0.9MPl R = 1.8R. ~Lbol = 3М = 1(Г7М0/год.

TTau: M = 1.8M,, R = 2.Ой,, Ьш = 5.3L,, М = 1.310"7A/, /roA. RYTau: М = 1.7М,., Я = 1.6Я,,, LM = 8L«, М = 1.910 -7М10/год.

. 6. Результаты анализа профилей эмиссионных и абсорбционных линий звезд DR Таи и TW Нуа, и, в частности, вывод о том, что коротковолновые абсорбционные компоненты линий обеих звезд формируются в ветре, линии тока которого направлены практически перпендикулярно плоскости диска, т.е. в джете.

Перечисленные пункты определяют также научную новизну результатов, полученных в диссертации. Все главные выводы основаны на новых наблюдениях с Космического телескопа им. Хаббла.

Научная и практическая значимость результатов исследований-определяется тем, что получены принципиально новые данные о характере межзвездного поглощения в направлении на области звездообразования Tau-Aur и Ориона, а также о движении вещества вблизи некоторых CTTS. Уточнение и обобщение полученных в диссертации результатов позволяет существенно продвинуться в понимании физических процессов, происходящих как в межзвездной среде об* ластей звездообразования, так и в ближайших окрестностях молодых звезд.

Результаты исследований, проведенных автором, опубликованы в реферируемых научных журналах в пяти статьях.

Часть результатов, вошедших в диссертацию, опубликована в статьях коллектива авторов. Вклад соавторов в обсуждение проблем, обработку данных, их анализ и получение результатов был равным. В список положений, вынесенных на защиту, включены лишь те результаты и выводы, в которых вклад автора диссертации был основным или, по крайней мере, равным вкладу других соавторов..

Апробация. Результаты, полученные в диссертации, неоднократно докладывались и обсуждались на семинаре по звездной астрономии в ГАИШ и научном семинаре в ФИАНе, на конференции молодых ученых «Ломоносов-2003», на конференции по Астрофизике высоких энергий в Москве «НЕА-2002», на конференции в Бразилии «Open Issues in Local Star Formation» в апреле 2003г.

Содержание диссертации

Диссертация состоит из введения, трехглав, заключения и списка цитируемой литературы из 101 наименования. Общий объем диссертации составляет 87 страниц, включая 27 рисунков и 5 таблиц.

Во Введении обосновывается актуальность темы диссертации и кратко излагается современный взгляд на природу активности молодых звезд типа Т Тельца. Формулируется цель работы и положения, вынесенные на защиту. Кроме того, во Введении приведен список публикаций по теме диссертации.

Глава 1. Распределение энергии в УФ континууме CTTS и оценка величины межзвездного поглощения

В разделе 1.1 представлено описание наблюдательного материала — спектров CTTS высокого разрешения, полученных на спектрографе STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph) Космического телескопа им. Хаббла. Всего было проанализировано 42 спектра низкого и промежуточного разрешения 13 CTTS, отождествлено свыше ста эмиссионных и абсорбционных линий УФ диапазона. Описана методика проведения уровня континуума и исследован вопрос о влиянии спектрального разрешения на точность этой процедуры. Показано, что в случае STIS-спектров промежуточного и низкого разрешения проведение уровня континуума оказывается достоверным, тогда как в случае ШЕ-спектров ошибка в уровне континуума при А < 1700 А может быть значительной из-за блендирования многочисленными эмиссионными линиями небольшой интенсивности.

Раздел 12 посвящен оценке межзвездного поглощения в направлении на 12 CTTS: TTau, RYTau, DRTau, BP Tau, DS Таи, DG Таи, SU Аиг, СО Ori, GW Ori, GX Ori, EZ Ori, VI044 Ori. Использованный в диссертации метод определения Av основан на том, что кривая межзвездного поглощения Ад (А) имеет локальный максимум в районе 2200 А (Блесс, Сэвэйдж, 1972), что приводит к депрессии наблюдаемого спектра звезд в этой области. Если исправлять наблюдаемое распределение энергии за межзвездное поглощение при различных значениях Av, то при достаточно большой величине Ау вблизи 2200 А появится горб, что означает превышение реального значения Ау. С помощью этой методики в случае CTTS можно оценить лишь верхний предел Av, поскольку истинное распределение энергии в УФ спектре этих объектов a'priori неизвестно.

Оказалось, что полученные нами верхние пределы Av почти для всех исследованных звезд меньше величин, полученных из оптических наблюдений, причем особенно велико различие в случае СО Ori и Т Таи. Этот эффект сохраняется, даже если вместо стандартной, кривой межзвездного поглощения с Rv = Ау/Е(В - V) =3.1 (Ситон, 1979) использовать зависимость Ад(А) с Ry = 5.0. Из 12 звезд только

для ВР Таи значения Av, определенные по оптическому и УФ спектрам, получились одинаковыми. Скорее всего, этот результат свидетельствует о том, что закон межзвездного поглощения в направлении на изученные звезды сильно отличается от стандартного в УФ диапазоне, что обусловлено дефицитом мелких пылинок в окрестностях молодых звезд. Однако мы не можем исключить, что величины Ау, полученные из анализа оптических спектров, могут быть систематически завышены. Таким образом, вопрос об истинной величине Ay-требует дальнейшего изучения. Однако это обстоятельство не влияет на наши выводы о характере аккреции вещества на исследованные CTTS и оценки их параметров (см.ниже), поскольку они практически не зависят от имеющейся неопределенности в величине межзвездного поглощения в направлениях на изучаемые объекты.

В разделе 1.3 анализируется форма кривой F£(A)„ описывающей распределение энергии в УФ континууме некоторых CTTS. Еще Хер-биги Гудрих (1986) обратили внимание на то, что распределение энергии в УФ континууме Т Таи, RY Таи и FK Ser имеет следующую особенность: если в длинноволновой части УФ спектра, примерно до 1800 А, континуум является продолжением т.н. вуалирующего континуума оптического диапазона, то в области более коротких длин волн непрерывный спектр становится почти плоским. Мы показали, что такая же особенность континуума наблюдается у звезд TW Нуа, ВР Таи и GW Ori, причем вывод о наличии перегиба на кривой F¿(A) около 2000 А не зависит от существующей неопределенности в величине межзвездного поглощения. По-видимому, такой вид кривой F¿(A), означает, что коротковолновая его часть у этих звезд формируется в области с гораздо более высокой температурой по сравнению с областью формирования континуума с Л > 2000 А. Физическая причина двух-компонентной структуры континуума обсуждается в следующей главе.

Глава 2. Характер аккреции на CTTS

В разделе 2.1 проводится оценка отношения потока в линиях дублета CIV 1550 к болометрической светимости эмиссионного континуума. Принято считать, что основным источником избыточного континуума молодых звезд является аккреционная ударная волна - АУВ (Кальвет, Гуллбринг, 1998). По современным представлениям аккре-цируемое вещество падает на звезду вдоль силовых линий магнитного поля, разгоняется до скоростей ~ 300 км/с, и падает почти ради-ально на звезду. Торможение газа происходит в тонком (по сравнению с размером звезды) слое в ударной волне. Энергия, запасенная

в падающем веществе, высвечивается в континууме и спектральных линиях. Линии дублета С IV 1550 также формируются в АУВ в падающем на звезду веществе — это видно по профилям линий данного дублета, которые имеют протяженное красное крыло, простирающееся вплоть до скоростей 350-400 км/с. Из расчетов Ламзина (1998) следует, что если весь избыточный континуум образуется в АУВ, то отношение £ светимостей в линиях данного дублета к светимости в эмиссионном континууме должно быть не менее 0.05. Мы определили наблюдаемую величину £ для звезд ОЯТаи, ТТаи, ЯУТаи, Т\¥Нуа, Б8 Таи и Бв Таи — звезды спектральных классов К и М, для которых ранее нашли величину межзвездного поглощения. Оказалось, что отношение f для этих звезд аномально мало: на порядок, два, а в отдельных случаях, и на три меньше предсказываемого теорией.

В разделе 2.2 рассмотрены возможные варианты объяснения полученного расхождения. Показано, что оно не может быть обусловлено ошибкой в теоретических расчетах, дефицитом углерода в аккре-цируемом веществе либо дополнительным поглощением УФ излучения в околозвездной оболочке. Это привело нас к выводу о том, что линии дублета С IV 1550 и эмиссионный континуум не могут формироваться в одной и той же области, а это значит, что не все падающее на звезду вещество тормозится в АУВ. Нами предложены две схемы аккреции, при которых это возможно.

Модель двухкомпонентной аккреции предполагает, что аккреционный диск не разрушается магнитным полем на каком-то расстоянии от звезды, а доходит до ее поверхности. При этом аккрецируемое вещество в основном попадает на звезду прямо из диска, проходя через пограничный слой и оседая в экваториальной области. Основным источником светимости в системе является диск, причем половина всей энергии должна выделяться собственно в диске, а половина — в пограничном слое у поверхности звезды (Шакура, Сюняев, 1973; Линден-Белл, Прингл, 1974). Малая часть аккрецируемого вещества все-таки вмораживается в магнитосферу звезды и падает на ее поверхность со значительной высоты, образуя АУВ, в которой формируются линии дублета С^ 1550.

Однако эта схема не может объяснить наблюдаемые особенности спектра звезды Нуа, у которой диск, по-видимому, не доходит до поверхности звезды (о чем пойдет речь в Главе 3). Поэтому была предложена альтернативная схема, основанная на результатах расчетов Романовой и др. (2003). Из этих расчетов следует, что при больших углах между осью вращения и осью магнитнгого диполя аксиальная симметрия внутренних областей диска нарушается, и вещество падает на звезду в виде двух или более струй. Мы предположили, что

лишь небольшая доля вещества каждой из струй падает на звезду почти перпендикулярно поверхности, тогда как основная масса вещества подходит к поверхности звезды с малой радиальной компонентой скорости, то есть летит почти параллельно поверхности звезды. АУВ образуется лишь в случае, когда газ имеет большую радиальную компоненту скорости, а торможение остального аккрецируемого вещества происходит в турбулентном слое у поверхности звезды, также, как и в случае, пограничного слоя, то есть без образования ударной волны. В рамках этой схемы эмиссионный континуум формируется в турбулентном слое.

При дипольной геометрии магнитного поля центральной звезды вещество должно падать в виде струй. Однако, отвергать на этом основании модель двухпотоковой аккреции не следует, поскольку магнитное поле CTTS может иметь структуру, существенно отличную от ди-польной (Смирнов и др., 2003). В этом случае магнитное поле может и не разрушать внутренних областей диска, позволяя ему доходить до поверхности звезды.

Раздел 2.3 посвящен анализу двухкомпонентной структуры УФ континуума, которая наблюдается у звезд ВР Таи, GW Ori, T Таи и RY Таи. Показано, что эту особенность УФ континуума CTTS нельзя объяснить в рамках гипотезы о том, что эмиссионный континуум этих звезд формируется только в АУВ. Это обстоятельство рассматривается нами как косвенный аргумент в пользу нашего вывода о том, что основная масса аккрецируемого вещества падает на звезду с малой радиальной компонентой скорости.

Глава 3. Кинематика вещества в окрестностях DRTau и TWHya

Заключительная глава диссертации посвящена подробному анализу спектров звезд DR Таи и TW Нуа для выяснения характера движения вещества в их окрестности. В разделе 3.1 рассмотрена звезда DR Таи. Из анализа профилей линий различных ионов в спектре звезды сделан вывод о том, где они формируются и оценены физические параметры в этих областях. В частности показано, что линии высокозарядных ионов (С+3 и т.п.) образуются в падающем на звезду с высоты ~ Д, газе, тогда как линии ионов с зарядом +1, вероятно, формируются во внутренних областях аккреционного диска. Сделан вывод о том, что в этой области вращение диска сильно отличается от кеплеровского. Абсорбционные компоненты линий Мд II и Fe II образуются в звездном ветре, причем в той его области, которая движется со скоростью около 400 км/с почти перпендикулярно плоскости диска, т.е. в джете. Температура газа в этой части ветра лежит в интер-

вале от 5000 до 10000 К, причем в ионизационном балансе внутренних областей ветра большую роль играет Ьа-излучение, которое формируется в центральных областях системы. Сделан вывод о том, что эмиссионные линии Нг возникают в аккреционном диске в результате флуоресцентной накачки квантами, главным образом, из красного крылалинии Ьа.

В разделе 3.2 рассмотрена звезда TW Нуа. Из анализа профилей линий в ее спектре получены следующие выводы о кинематике газа в окрестности этой звезды. Аккрецируемое вещество вмораживается в силовые линии магнитного поля Т\У Нуа, поднимается в магнитосфере на расстояние г > Я, над плоскостью диска и падает на звезду вблизи ее экватора почти перпендикулярно его плоскости. Истечение вещества происходит из области диска, радиус внешней границы которой не превышает 1 а.е. Как и в случае БЯ Таи, коротковолновые абсорбционные компоненты линий ионов с зарядом +1 формируются в той части дискового ветра, которая движется практически перпендикулярно плоскости диска, т.е. в джете. Полоидальная компонента скорости газа в джете TW Нуа уменьшается по мере удаления от осиджетас 200 до 30 км/с. Линии Нг формируются в атмосфере диска на расстоянии ~ 1 а.е. от звезды за пределами зоны истечения.

В Заключении приведены основные выводы и результаты работы. Всего по теме диссертации опубликовано 5 статей в журнале «Письма в Астрономический Журнал», также результаты опубликованы в материалах трех международных конференций.

Основные результаты опубликованы в следующих работах:

1. Кравцова А.С., «Оценка межзвездного поглощения и вклада аккреционной ударной волны в формирование эмиссионного континуума в случае DS Таи и DG Таи», Письма в Астрон. Журн. 29, 526,2003.

2. Кравцова А.С., Ламзин С.А., «Анализ УФ спектров звезд типа Т Тельца, по Телескопа: DRTau», Письма в Астрон. Журн. 28, 748, 2002.

3. Кравцова А.С., Ламзин С.А., «Анализ УФ спектров звезд типа Т Тельца, полученных с Космического Телескопа: оценка межзвездного поглощения и вклада аккреционной ударной волны в формирование эмиссионного континуума», Письма в Астрон. Журн. 28, 928, 2002.

4. Кравцова А.С., Ламзин С.А., «Особенности распределения энергии в УФ континууме звезд типа Т Тельца», Письма в Астрон. Журн. 29, 643, 2003.

5. Ламзин С.А., Кравцова А.С., Романова М.М., Баталья Ч., «Кинематика и параметры газа в окрестности TW Нуа», Письма в Астрон. Журн. 30 (в печати), 2004.

6. Ламзин С.А., Кравцова AC. (Lamzin S.A., Kravtsova AS.) «Two-stream accretion model for CTTS», AphSSIib, Vol. 299, Proc. of Conf. «Open Issues in Local Star Formation» (Brazil, 5-10 April), CD, 2003.

7. Кравцова А.С. «Результаты анализа УФ спектров звезд типа Т Тельца», сборник тезисов докладов конференции «Ломоносов-2003», Физический ф-т МГУ, стр. 10,2003.

8. Кравцова А.С., Ламзин С.А., Смирнов Д.А, Фабрика С.Н. «Дисковая аккреция на замагниченные молодые звезды», сборник тезисов докладов Всероссийской конференции «Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра (НЕА-2002)», ИКИ РАН, стр.14, 2002.

Список литературы

1. Блесс, Севейдж (Bless R.C., Savage B.D.), «Ultraviolet Photometry from the Orbiting Astronomical Observatory. II. Interstellar Extinction», Astrophys.J. 293 (1972).

2. Кальвет, Гуллбринг (Calvet N., Gullbring E.)( «The Structure and Emission of the Accretion Shock in T Tauri Stars», Astrophys. J. 509, 802 (1998).

3. Ламзин С. А., «Структура ударной волны в случае аккреции на молодые звезды малой массы», Астрон. журн. 75,367 (1998).

4. Линден-Белл, Прингл (Lynden-Bell D., Pringle J.E.), «The evolution of viscous discs and the origin of the nebular variables», Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 168,603 (1974).

5. Романова и др. (Romanova M.M., Ustyugova G.V., Koldoba A.V. et al.), «Relativistic Poynting Jets from Accretion Disks», Astrophys. J. 595, 1009 (2003).

6. Ситон (Seaton MJ.), «Interstellar extinction in the UV», Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 187p, 73 (1979).

7. Смирнов и др. (Smirnov D.A., Fabrika S.N., Lamzin S.A., Valyavin G.G.), «Possible detection of a magnetic field in TTauri», Astron. Astrophys. 401,1057 (2003).

8. Хербиг, Гудрих (Herbig G.H., Goodrich R.W.), «Near-simultaneous ultraviolet and optical spectrophotometry of T Tauri stars», Astrophys. J. 309,294(1986).

9. Шакура, Сюняев (ShakuraN.I,SyunyaevR.A.), «Black holes in binary systems. Observational appearance», Astron. Astrophys. 24,337 (1973).

Кравцова Александра Сергеевна

Анализ ультрафиолетовых спектров звезд типа Т Тельца.

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Подписано к печати 12.02.2004 Усл. печ. л. 0.7

Формат 60x84/16. Тираж 100 экз. Заказ №9.

Отпечатано в ГАИШ МГУ. г. Москва, Университетский пр., 13.

11 - 31 о 6

ВВЕДЕНИЕ.

ГЛАВА 1. РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ЭНЕРГИИ В УФ КОНТИНУУМЕ СТТБ И ОЦЕНКА ■4Ц ВЕЛИЧИНЫ МЕЖЗВЕЗДНОГО ПОГЛОЩЕНИЯ

1.1. Методика обработки спектров.

Наблюдательный материал.

Определение уровня непрерывного спектра. Спектральные линии.

Влияние спектрального разрешения на точность проведения континуума.

1.2. Оценка межзвездного поглощения.

1.3. Составной характер распределения энергии в УФ-континууме.

Выводы Главы 1.

ГЛАВА 2. ХАРАКТЕР АККРЕЦИИ НА СТТБ

2.1. Оценка вклада потока в линиях дублета С IV 1550 в общую светимость эмиссионного континуума.

2.2. Возможные причины малости наблюдаемых потоков в линиях С IV.

Модели геометрии течения вещества в СТТБ.

2.3. Двухкомпонентный характер УФ континуума. Физическая интерпретация.

Выводы Главы 2.

ГЛАВА 3. КИНЕМАТИКА ВЕЩЕСТВА В ОКРЕСТНОСТЯХ БИ. ТА1Г И ТЛУ НУА

3.1. БЯ Таи.

Аккреция.

Аккреционный диск.

Истечение вещества.

3.2. Т\У Нуа.

Аккреция.

Истечение вещества.

Молекулярный водород.

Выводы Главы 3.

Звезды типа Т Тельца (Т Tauri stars, TTS) - это молодые звезды с массой < 2М®, и возрастом около 106 — 107 лет, находящиеся на стадии сжатия к главной последовательности. Они были выделены в отдельный класс астрофизических объектов еще А.Джоем по их характерным эмиссионным спектрам, напоминающим спектр солнечной хромосферы (Джой, 1945). На диаграмме Герцшпрунга-Рессела звезды типа Т Тельца располагаются справа над главной последовательностью, обычно в области поздних спектральных классов G-M. Различают классические звезды типа Т Тельца (Classical Т Tauri Stars, CTTS) и звезды типа Т Тельца со слабыми линиями (Weak Line Т Tauri Stars, WTTS). Данная работа полностью посвящена классическим звездам типа Т Тельца.

Сейчас уже не оспаривается никем, что CTTS - это звезды, на которые все еще продолжает падать вещество из образовавшегося вокруг звезды аккреционного диска. Если раньше об аккреционных дисках только догадывались, судя по косвенным признакам, таким, как избыток излучения в ИК диапазоне, то сегодня их можно напрямую увидеть. Впервые изображения околозвездных дисков были получены методом интерферометрии в миллиметровом диапазоне (Сарджент, Вельх, 1993). Также на сегодняшний день есть изображения дисков, полученных с Космического телескопа им.Хаббла (О'Делл и др., 1993). Именно диски и продолжающаяся аккреция ответственна за наблюдаемые отличия CTTS от звезд главной последовательности.

Для CTTS характерны магнитные поля величиной порядка килогаус-са. Косвенными признаками наличия сильного магнитного поля являются сильные УФ эмиссионные линии и рентгеновская светимость, превышающие ио интенсивности на 2-3 порядка аналогичные солнечные величины (Монтмерле и др., 1983). В 90-х появилась возможность напрямую измерить величины магнитного поля, используя Зеемановское уширение магнито-чувствительных линий (например, Джонс-Крулл и др., 1999). Магнитное поле играет немаловажную роль в жизни CTTS, упорядочивая процесс аккреции на центральную звезду.

В наблюдательном проявлении CTTS отличаются от звезд главной последовательности тем, что у них есть избыточная эмиссия, особенно заметная в ИК и УФ диапазонах, а также линейчатый эмиссионный спектр низкого возбуждения. За избыток излучения в ИК дииазоне ответственен аккреционный диск, нагретый центральной звездой. Причем но форме спектра в данной области можно заключить, что диск не является пассивным образованием, только лишь переизлучающим свет звезды, а активно взаимодействует с ней. Действительно, распределение энергии является плоским в диапазоне 1-10 мкм, а светимость в ИК диапазоне очень высока, частенько даже превосходит светимость центрального объекта системы. Это говорит о собственном излучении диска, обусловленном аккрецией вещества на центральную звезду.

В оптическом диапазоне в спектрах CTTS можно видеть фотосферное излучение центральной звезды, но его абсорбционные линии менее глубоки, чем у звезд ГП тех же спектральных классов. Это связано с тем, что в спектрах CTTS присутствует дополнительный континуум нефото-сферного происхождения, или, как еще его называют, вейлинг (вуалирование). Исследованию и оценке величины вейлинга в оптической части спектра посвящено множество работ (например, Басри, Баталья, 1990). У наиболее активных CTTS величина вейлинга может в несколько раз превышать излучение фотосферы, при этом абсорбционные линии почти исчезают, как, например, в случае DG Tau (Хессман, Гюнтер, 1997). Интенсивность добавочного континуума возрастает в коротковолновую область, что указывает на излучение достаточно горячего газа. В УФ части спектра мы видим именно добавочный континуум, учитывая, что звезды поздних спектральных классов, к которым обычно принадлежат CTTS, излучают пренебрежимо мало при А < 3000 Ä.

Из-за наличия вейлинга у CTTS возникают трудности с определением их спектрального класса, и, что еще хуже, с определением величины межзвездного поглощения в направлении на CTTS. Это происходит потому, что оценка А у проводится путем сравнения спектра изучаемой звезды и teinplate-cneKTpa звезды того же спектрального класса. Результат таких неопределенностей налицо: для одной и той же звезды, при использовании различных способов нахождения величины вейлинга, могут получиться величины межзвездного поглощения, отличающиеся друг от друга в несколько раз, как например в случае DR Tau: различные авторы дают для нее А^ от 0.5т (Уайт, Гец, 2001) до 3.2т (Хартиган и др., 1995). Конечно, ни о каких точных определениях параметров звезд при такой неопределенности в величине межзвездного поглощения не может быть и речи.

Эмиссионный спектр CTTS похож па спектр солнечной хромосферы. В оптике самыми сильными линиями являются линии HQ и Н,К Call. Также присутствуют многочисленные линии Fel, Fell, линии Бальме-ровской серии, Nal, Cal, Hei. Характерной особенностью спектров CTTS являются линии Fei 4063, 4132, усиленные флуоресценцией (Джой, 1945; Хербиг, 1945). CTTS обычно имеют в спектрах довольно сильные запрещенные линии [SI] и [01], которые образуются в областях малой плотности довольно далеко от звезды. "УФ часть спектра еще более богата эмиссионными линиями. Там есть резонансный дублет Mg II 2800, линия La, в которой, кстати, высвечивается до 10% всей энергии звезды. Наблюдаются многочисленные линии Fell, линии высокоионизованных элементов Hell, CIV, SiIV, NV, ОVI. Но наряду с ними можно обнаружить линии нейтральных элементов, как например OI, SI, Mgl. Это говорит о том, что в УФ излучение звезд типа Т Тельца дают вклад области с сильно отличающимися физическими параметрами. В основном, УФ излучение CTTS исследовалось по IUE-спектрам. Наиболее важные результаты представлены, например, в обзоре (Имхоф, Аппенцеллер, 1987).

В ближней ИК области наиболее сильны линии триплета Call 8498, 8542, 8662, а также линия Hei 10830 и водородные линии серий Пашена и Брекета. В более далекое ИК излучение основной вклад вносит не сама звезда, а газопылевой диск, окружающий ее (Гюртлер и др., 1999).

Характерным свойством TTS является переменность эмиссионного спектра. Обусловлена она обычно изменениями интенсивности вуалирующего континуума, которая может сильно меняться за время порядка суток и даже часов (Петров и др. 2001). У некоторых звезд удалось выделить период, например, у самой Т Tau (Хербст и др., 198G), но для большинства CTTS единого периода не нашли. С течением времени меняются и профили линий, и потоки в этих линиях, и величина вейлинга. Здесь уместно вспомнить, что изначально TTS классифицировали как неправильные переменные (Хоффмайстер, 1949). Можно выделить три основные физические механизма переменности:

1. Вращательная модуляция звезды с холодными или горячими пятнами на поверхности.

2. Переменный темп аккреции на звезду.

3. Переменная величина поглощения в направлении на звезду, связанная, вероятно, с нерегулярными затмениями звезды пылевыми облаками.

За прошедшие полвека для объяснения вышеперечисленных наблюдаемых особенностей звезд типа Т Тельца было предложено несколько моделей, сменявших друг друга по мере усовершенствования теории, с одной стороны, и получения более качественного наблюдательного материала, с другой стороны. По современным воззрениям, активность CTTS обусловлена аккрецией вещества протопланетного диска на центральную звезду, обладающую крупномасштабным магнитным полем с напряженностью ~ 103 Гс, которое останавливает диск на расстоянии ~ 3 — 5 Я* от поверхности звезды. Здесь вещество диска вмораживается в магнитное поле, и далее падает на звезду вдоль силовых линий магнитного поля. При падении аккрецирующее вещество разгоняется до скорости ~ 300 км/с, а затем тормозится в ударной волне, при этом нагревается и высвечивает энергию.

Таким образом, считается, что наблюдаемая у классических звезд типа Т Тельца эмиссия в линиях и континууме обусловлена излучением аккреционной ударной волны (АУВ) (например, Наджита и др. 2000). В пользу этой теории говорят протяженные (до 400 км/с) красные крылья линий высокотемпературных ионов, например, СIV.

Кроме аккреции в молодых звездах наблюдается и истечение вещества в окружающее пространство, или, как принято сейчас говорить, звездный ветер. Это истечение вещества хорошо видно по профилям таких линий, как HQ, Mg II и некоторых других: в синем крыле этих линий присутствует абсорбция, простирающаяся на сотни км/с. Например, в случае DR Таи она тянется вплоть до 400 км/с. На сегодняшний день не совсем ясно, откуда именно стартует этот звездный ветер, и какой механизм приводит к ускорению вещества ветра до таких скоростей. Усложняет ситуацию то, что ветер также является переменным во времени, и для изучения этой переменности, обычно нерегулярной, необходимы длительные ряды наблюдений. Наиболее детальное исследование в этом направлении проведено для SU Aur (Джонс, Басри, 1995; Петров и др., 199G) и для RW Aur (Петров и др., 2001; Гринин и др., 1985)

Принято считать, что у звезд тина Т Тельца истечение вещества происходит с поверхности аккреционного диска в результате совместного действия магнитных и центробежных сил. Сейчас рассматриваются два типа моделей, описывающих этот процесс, различие между которыми, грубо говоря, сводится к роли магнитного ноля звезды в формировании ветра (Шу и др., 2000; Кенигл и Пудритц, 2000). Однако все модели предсказывают, что вещество истекает из диска под сравнительно малым углом к его поверхности, а затем, на каком-то расстоянии от исходной точки, происходит коллимация ветра в квазицилиндрический джет, ось которого перпендикулярна плоскости диска. Отсутствие достоверной информации о вязкости и проводимости приводит к тому, что модели дискового ветра являются феноменологическими, т.е. содержат набор свободных параметров, от которых зависит форма линий тока, а также распределение температуры и плотности в ветре. Остается открытым вопрос о размере области диска, из которой "дует" ветер, и о расстоянии, на котором происходит коллимация ветра в джет.

Джеты, или биполярные узконаправленные струи газа, наблюдаются в запрещенных оптических линиях [Sil], [Ol], [NU] - эти эмиссионные линии обычно имеют один компонент на лучевой скорости звезды и один, сдвинутый в синюю область на 70-300 км/с - именно он формируется в джете. Иногда наблюдается и компонент, сдвинутый в красную область - резонно предположить, что она обусловлена второй струей джета (counterjet). Протяженность джетов, а точнее излучающей области, составляет 100-500 а.е. Темп истечения вещества в джетах невелик, ~ Ю-9 - 10~10М©/год, (Мундт, 1988; Айслеффель и др., 2000), но до сих пор неясно, какая доля звездного ветра коллимируется в джет. Также неясно, каков механизм ускорения джетов и их коллимации. Кроме того, у молодых звезд в молекулярных линиях наблюдаются биполярные менее коллимированные потоки, которые, вероятно, возникают в результате взаимодействия джетов с остатками протозвездного облака (Ричер и др.", 2000).

На сегодняшний день есть немало нерешенных проблем, связанных с кинематикой и физическими условиями вещества в окрестностях CTTS. Настоящая диссертация направлена на решение некоторых из этих вопросов на основе анализа ультрафиолетовых спектров, которые изучены гораздо меньше, чем оптические. Между тем, некоторые особенности CTTS можно понять только из анализа спектров в УФ диапазоне.

Например, в УФ диапазоне находятся резонансные, а, значит, наиболее сильные линии самых обильных элементов (Н, С, О, S, Si, Mg), в отличии от оптического диапазона, где линии преимущественно субор-динатные. Поэтому в абсорбционных УФ линиях можно исследовать вещество с не очень высокими температурами. В диапазоне с Л < 1700 Â в спектрах CTTS видно множество эмиссионных линий Н2, которые формируются в области с температурой Т< 3000 К.

В УФ диапазоне мы видим именно излучение источника активности CTTS: континуум при Л < 3000 Â - это эмиссионный континуум, который практически не искажен фотосферным излучением центральной звезды, так как звезды Т Тельца относятся преимущественно к спектральным классам К-М. Поэтому при анализе не возникает сложной задачи отделения излучения различной природы друг от друга. Естественно, результаты, полученные из анализа такого почти неискаженного вуалирующего излучения, гораздо надежнее. Однако, остается проблема, связанная с тем, что профили большинства спектральных линий УФ диапазона, как, впрочем, и оптического, формируются в нескольких пространственно разделенных областях с весьма различными физическими и кинематическими характеристиками.

Еще одной особенностью УФ диапазона является возможность оценки величины межзвездного поглощения в направлении на CTTS. Как было отмечено выше, для звезд типа Т Тельца очень сложно определить величину ку, без которой невозможно найти параметры изучаемых звезд. Анализ спектров CTTS в области 1200-3000 Â позволяет независимо определить, по крайней мере, верхний предел величины Ау (см. подробнее Гл. 1).

Важной причиной, побудившей нас исследовать УФ спектры, явилось наличие хорошего наблюдательного материала. Вообще, возможность анализа УФ излучения CTTS появилась еще в 70-е годы, когда запустили Astronomical Netherlands Satellite (ANS, 1974 год), но с его помощью получали только УФ фотометрию. Следующим был International Ultraviolet Explorer (IUE, 1979 год). На этом спутнике впервые были получены УФ спектры CTTS, но с довольно низким спектральным разрешением

АЛ ~ бА). При таком разрешении мало того, что возникают трудности, например, с определением потоков в отдельных спектральных линиях, еще и становится невозможно правильно определить уровень континуума, так как бленды множества эмиссионных линий могут создать некий исевдоконтинуум.

С запуском Космического телескопа им.Хаббла появились новые УФ спектры. Сначала их получали на спектрографе GHRS (Goddhard High Resolution Spectrograph). Это были спектры достаточно высокого разрешения, но на маленьких 30 А) участках вблизи сильных спектральных линий. На смену GHRS пришел спектрограф STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph), получающий УФ спектры высокого разрешения (АЛ ~ O.OlA), которые покрывают весь диапазон от 1200 до 3100 А, причем все полученные данные через год после наблюдений выкладываются в открытый доступ. Спектры CTTS на этом спектрографе получают с 2000 года по настоящее время. К сожалению, на сегодняшний день имеется крайне мало публикаций, посвященных анализу STIS-спектров звезд типа Т Тельца: если не считать работ, сделанных нашей группой, всего одна публикация посвященная звезде TW Нуа (Херцег и др. 2002) и одна, посвященная Т Таи (Вальтер и др. 2003).

Цель работы

Цель диссертации - анализ спектров высокого разрешения звезд типа Т о

Тельца в диапазоне 1200-3100 А, полученных с Космического Телескопа, с последующим решением задач:

- оценки величины межзвездного поглощения в направлении на изучаемые звезды

- определения основных параметров CTTS

- изучения кинематики и физических параметров газа в окрестностях CTTS

- проверки существующих представлений о природе активности CTTS

Результаты, выносимые на защиту

Автор выносит на защиту следующие результаты:

1. Наличие систематического превышения величин межзвездного поглощения Ау в направлении на звезды типа Т Тельца, определенных по оптическим спектрам, над найденными нами из анализа УФ спектров верхними пределами величин Ау. Скорее всего, этот результат свидетельствует о том, что закон межзвездного поглощения в направлении на область звездообразования Таи-Аиггв УФ диапазоне сильно отличается от стандартного, что обусловлено дефицитом мелких пылинок в окрестностях молодых звезд.

2. Обнаружение аномально малого наблюдаемого отношения потока в линиях дублета СIV к потоку в избыточном континууме в случае звезд DR Tau, Т Tau, RY Tau, DS Tau, DG Tau, TW Hya. Видимо, это означает, что основная масса аккрецируемого вещества падает на звезду почти по касательной к ее поверхности без образования АУВ.

3. Вывод о том, что основная часть эмиссионного континуума в случае шести CTTS образуется в турбулентном или пограничном слое вблизи поверхности звезды, где происходит торможение вещества.

4. Две альтернативных гипотезы о характере дисковой аккреции на CTTS: двухкомионентная аккреция (через пограничный слой и магнитосферу) и магнитосферная аккреция в виде струй, основная масса вещества которых надает на звезду почти по касательной-к ее поверхности.

5. Уточненные параметры звезд DR Tau, Т Tau, RY Tau: массы, радиусы, светимости, темпы аккреции.

6. Результаты анализа профилей эмиссионных и абсорбционных линий звезд DR Таи и TW Нуа, и, в частности, вывод о том, что коротковолновые абсорбционные компоненты линий обеих звезд формируются в ветре, уже сколлимировавшемся в джет.

Все перечисленные пункты определяют также научную новизну результатов. Апробация результатов была проведена на конференции молодых ученых "Ломоносов-2003", на конференции по Астрофизике высоких энергий в Москве "НЕА-2002", на конференции в Бразилии "Open Issues in Local Star Formation" в апреле 2003г., а также на семинаре но звездной астрономии в ГАИШ и научном семинаре в ФИАНе.

Основные результаты работы опубликованы в 5 статьях в журнале "Письма в АЖ", 1 из которых написана без соавторов. В список положений, вынесенных на защиту, включены лишь те результаты и выводы, в которых мой вклад был основным, или, по крайней мере, равным вкладу других соавторов.

Список печатных работ, содержащих основные результаты диссертации:

1. Кравцова A.C., "Оценка меэюзвездного поглощения и вклада аккреционной ударной волны в формирование эмиссионного континуума в случае DS Таи и DG Таи" , Письма в Астрон. Жури. 29, 526, 2003.

2. Кравцова A.C., Ламзин С.А., "Анализ УФ спектров звезд типа Т Тельца, полученных с Космического Телескопа: DR Таи", Письма в Астрон. Журн. 28, 748, 2002.

3. Кравцова A.C., Ламзин С.А., "Анализ УФ спектров звезд типа Т Тельца, полученных с Космического Телескопа: оценка межзвездного поглощения и вклада аккреционной ударной волны в формирование эмиссионного континуума", Письма в Астрон. Журн. 28, 928, 2002.

4. Кравцова A.C., Ламзин С.А., "Особенности распределения энергии в УФ континууме звезд типа Т Тельца", Письма в Астрон. Журн. 29, 643, 2003.

5. Ламзин С.А., Кравцова A.C., Романова М.М., Баталья Ч., "Кинематика и параметры газа в окрестности TW Нуа", Письма в Астрон. Журн. 30 (в печати), 2004.

G. Ламзин С.А., Кравцова A.C. (Lamzin S.A., Kravtsova A.S.) "Two-stream accretion model for CTTS", AphSSLib, Vol. 299, Proc. of Conf. "Open Issues in Local Star Formation"(Brazil, 5-10 April), CD, 2003.

7. Кравцова A.C. "Результаты анализа УФ спектров звезд типа Т Тельца", сборник тезисов докладов конференции "Ломоносов-2003", Физический ф-т МГУ, стр.10, 2003.

8. Кравцова A.C., Ламзин С.А., Смирнов Д.А., Фабрика С.Н. "Дисковая аккреция па замагпичеппые молодые звезды", сборник тезисов докладов Всероссийской конференции "Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра (НЕА-2002)", ИКИ РАН, стр.14, 2002.

Выводы Главы 3

1. У звезд БЯ Таи и Т\¥ Нуа, наблюдаемых под достаточно малыми углами г (23° и 10° соответственно), абсорбционные компоненты линий образуются в ветре, уже сколлимировавшемся в джет.

2. Температура ветра в БЯ Таи составляет ~ 7000 К, при этом в Ьа-излучение играет большую роль в ионизационном балансе. Темп аккреции на звезду ~ 10~7М©/год. Характер движения газа во внутренних областях диска, вероятно, сильно отличается от кеилеровского.

3. Аккрецируемое вещество вмораживается в силовые линии магнитного поля Т\¥ Нуа поднимается в магнитосфере на расстояние г > Я* над плоскостью диска и падает на звезду вблизи ее экватора почти перпендикулярно его плоскости. Истечение вещества происходит из области диска, радиус внешней границы которой не превышает 1 а.е. Полоидаль-ная компонента скорости газа в джете Т\У Нуа уменьшается по мере удаления от оси джета от 200 до 30 км/с.

Заключение

В диссертации проведен анализ УФ спектров тринадцати звезд типа Т Тельца. Данные спектры были полученны с Космического телескопа им.Хаббла с помощью спектрографа STIS. На основе анализа получены следующие основные результаты:

1. Отождествлены абсорбционные и эмиссионные линии в диапазоне длин волн 1200-3000 Ä, характерные для молодых звезд типа Т Тельца. Наряду с линиями высокотемпературных ионов, таких, как СIV и NV, обнаружены линии нейтральных атомов (N1, SI, Ol) и линии молекулярного водорода.

2. Показано, что спектральное разрешение влияет на интерпретацию УФ спектров звезд тина Т Тельца. Определение уровня континуума по спектрам с разрешением R~ 24000 и даже R~ 2000 вполне надежно, но при анализе IUE-спектров с (¿А ~ 6Ä) ошибка в уровне континуума при А < 1700 Ä может быть значительной.

3. Обнаружено систематическое превышение величин межзвездного поглощения Ау в направлении на звезды типа Т Тельца, определенных по оптическим спектрам, над найденными нами из анализа УФ спектров верхними пределами величин Ау. Вероятно, это показывает, что закон межзвездного поглощения в направлении на область Т Тельца в УФ диапазоне сильно отличается от стандартного, что обусловлено пониженным количеством мелких пылинок, ответственных за формирование "горба" в районе 2200 Ä.

4. На кривой, описывающей распределение энергии в УФ континууме BP Tau, Т Tau, RY Tau, GW Ori около 2000 Ä есть перегиб, что указывает на составной характер континуума в данной области. Видимо, коротковолновой континуум формируется в области с гораздо более высокой температурой по сравнению с областью формирования континуума при А > 2000 Ä.

5. Из сравнения наблюдаемых и теоретических отношений потоков в линиях дублета СIV и эмиссионном континууме найдено, что указанные линии и добавочный континуум не могут образовываться в одном и том же месте. Это справедливо по крайней мере для 6 звезд типа Т Тельца: Т Tau, DR Tau, RY Tau, DS Tau, DG Tau, TW Hya. Скорее всего, в случае этих звезд большая часть аккрецируемого вещества падает на звезду с маленькой радиальной компонетной скорости, не образуя при этом АУВ. Вероятно, двухкомнонентная природа УФ континуума CTTS также обусловлена наличием двух зон энерговыделения: АУВ и турбулентного или пограничного слоя.

6. Предложены две схемы нерадиальной аккреции.

А) Модель двухкомпонентной аккреции. Аккреционный диск доходит до поверхности звезды и вещество оседает в экваториальной плоскости звезды, образуя пограничный слой. При этом малая часть вещества все же вмораживается в магнитные силовые линии и но ним течет на звезду с образованием АУВ. Эмиссионный континуум в такой модели образуется, главным образом, в пограничном слое.

Б) Модель струй. Аккреционный диск на близких расстояниях от звезды теряет осесимметричность, и вещество падает на звезду, образуя 2 или более струй, причем падение основной части вещества происходит сильно нерадиально, в результате чего его торможение происходит без образования АУВ. В этом случае эмиссионный континуум формируется в турбулентном слое.

7. Найдены параметры звезд Т Tau, DR Tau, RY Tau: массы центральных объектов, их радиусы и верхние пределы светимости, а также темпы аккреции и болометрические светимости эмиссионных континуумов.

8. Проанализированы профили эмиссионных и абсорбционных линий в случае звезд DR Tau и TW Нуа с указанием области их формирования, оценкой физических и кинематических характеристик в них. Показано, в частности, что абсорбционные компоненты в синем крыле линий обеих звезд формируются в ветре, уже сколлимировавшемся в джет.

Наша работа свидетельствует о перспективности изучения спектров CTTS в УФ диапазоне. Полученные нами выводы нетривиальны и позволяют существенно уточнить характер аккреции и истечения вещества CTTS, и, конечно, нуждаются в дальнейшей проверке. Поэтому необходимо получать УФ спектры более высокого качества для большого числа молодых звезд. Особенно информативны оказались бы длинные ряды наблюдений, которые дают возможность исследовать переменность излучения CTTS как на малых, так и на больших временах.

В заключение я хочу от всей души поблагодарить своего научного руководителя, Сергея Анатольевича Ламзина за сотрудничество и постоянную поддержку. А также хочется сказать Большое СПАСИБО за доверие и любовь Жаровой Алле, Козыревой Валентине, Попову Сергею Борисовичу, без которого я бы вообще не узнала, что на свете есть такая наука - астрономия, Сурдину Владимиру Георгиевичу, Архиповой Вере Петровне, Купрякову Юрию, Петрову Петру Петровичу, Миронову Алексею, Постнову Константину Александровичу, Волкову Игорю Михайловичу, Корниловой Людмиле, Засову Анатолию Владимировичу, Би-зяеву Дмитрию и многим другим сотрудникам ГАИШ.

1. Aflcjie4>cj)ejib h pp. (Eisloffel J., Mundt R., Ray T.P., Rodriguez L.F.), "Collimation and Propagation of Stellar Jets", Protostars and Planets IV Book Tucson: University of Arizona Press; eds Mannings, Boss et al., p.815 (2000).

2. AjieHKap h ^p. (Alencar S.H.P., Johns-Krull C.M., Basri G.), "The Spectral Variability of the Classical T Tauri Star DR Tauri", Astron. J. 122, 3335 (2001).

3. AjieiiKap, BaTajibH (Alencar S.H.P., Batalha C.) "Variability of Southern T Tauri Stars. II. The Spectral Variability of the Classical T Tauri Star TW Hydrae", Astrophys.J. 571, 378 (2002).

4. AnecoH h flp. (Akeson R.L., Ciardi D.R., van Belle G.T. et al.) "Constraints on Circumstellar Disk Parameters from Multiwavelength Observations: T Tauri and SU Aurigae", Astrophys.J. 566, 1124 (2002).

5. AnncHnejuiep h #p. (Appenzeller I., Reitermann A., Stahl O.), "Highresolution spectroscopy of DR Tauri", Astron. Astrophys. 100, 815 (1988).

6. ApAHJia h ,n,p. (Ardila D.R., Basri G., Walter F.M. et al.), "Observations of T Tauri Stars using Hubble Space Telescope GHRS. I. Far-Ultraviolet Emission Lines", Astrophys.J. 566, 1100 (2002).

7. Bapa4)cf> n ,rjp. (Baraffe I., Chabrier G., Allard F., Hauschildt P.H.), "Evolutionary models for solar metallicity low-mass stars: mass-magnitude relationships and color-magnitude diagrams", Astron. Astrophys. 337, 403 (1998).

8. Bacpn, BaTajibii (Basri G., Batalha C.) "Hamilton echelle spectra of young stars. I optical veiling", Astrophys.J., 363, 654 (1990).

9. BacpH, Bepxy (Basri G., Bertout C.) "Accretion disks around T Tauri stars. II Balmer emission", Astrophys.J. 341, 340 (1989).

10. BaTajibii h ^p. (Batalha C. Batalha N.M., Alencar S.H.P., Lopes D.F. et al) "Variability of Southern T Tauri Stars (VASTT). III. The Continuum Flux Changes of the TW Hydrae Bright Spot", Astrophys.J.580, 343 (2002).

11. BepHCTafin h ^p. (Beristain G., Edwards S., Kwan J.), "Permitted Iron Emission Lines in the Classical T Tauri Star DR Tauri", Astrophys. J. 499 , 828 (1998).

12. Bjiecc, CeBeiiA>K (Bless R.C., Savage B.D.), "Ultraviolet Photometry from the Orbiting Astronomical Observatory. II. Interstellar Extinction", Astrophys. J. 171, 293 (1972).

13. Боувье и др. (Bouvier J., Covino Е., Kovo О. et al.), "COYOTES II: SPOT properties and the origin of photometric period variations in T Tauri stars.", Astron. Astrophys. 299, 89 (1995).

14. Валенти и др. (Valenti J.A., Basri G., Jones C.M.), "T Tauri stars in blue", Astron. J. 106, 2024 (1993).

15. Валенти, Джонс-Крулл (Valenti J.A., Johns-Krull C.M., Linsky J.L.), "An IUE Atlas of Pre-Main-Sequence Stars. I. Co-added Final Archive Spectra from the SWP Camera", Astrophys. J. Suppl. 129, 399 (2000).

16. Вальтер и др. (Walter F.M., Herczeg G., Brown A. et al.) "Mapping the Circumstellar Environment of T Tauri with Fluorescent H2 Emission", Astron. J. 126, 3076 (2003).

17. Вебб и др. (Webb R.A., Zuckerman В., Platais I. et al.), "Discovery of Seven T Tauri Stars and a Brown Dwarf Candidatein the Nearby TW Hydrae Association", ApJ 512, L63 (1999).

18. Вевер, Джонс (Weaver Wm.B., Jones G.), "A catalog of co-added IRAS fluxes of Orion population stars", Astrophys. J. Suppl. 78, 239 (1992).

19. Вернер и др. (Verner D.A., Ferland G.J., Korista K.T., Yakovlev D.G.) "Atomic Data for Astrophysics. II. New Analytic FITS for Photoionization Cross Sections of Atoms and Ions", Astrophys. J. 465, 487 (1996).

20. Вилнер и др. (Wilner D.J., Но P.T.P., Kastner J.H., Rodriguez L.F.) "VLA Imaging of the Disk Surrounding the Nearby Young Star TW Hydrae", Astrophys.J. 534, 101 (2000).

21. Виттет и др. (Whittet D.C.B., Shenoy S.S., Clayton G.C., Gordon K.D.) "The ultraviolet extinction curve of intracloud dust in Taurus", Astrophysics of Dust, Estes Park, Colorado, p.4 (2003).

22. Вихмаи и др. (Wichmann R., Bastían U., Krautter J., et al.) "HIPPAR-COS observations of pre-main-sequence stars", Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 301, L39 (1998).

23. Гагне и др. (Gagne M., Caillault J.-P., Stauffer J.R.), "Deep ROSAT HRI observations of the Orion nebula region", Astrophys. J. 445, 280 (1995).

24. Гомес де Кастро, Франкуейра (Gómez de Castro, A.I., Franqueira, M.), "IUE-ULDA Access Guide No. 8: T Tauri Stars", ESA SP-1205 (Noordwijk, The Neetherlands, 1997).

25. Гринин В.П., Петров П.П., Шаховская Н.И. Изв. Крымской астрофизической обсерватории, 71, 109 (1985).

26. Гуллбринг и др. (Gullbring Е., Hartmann L., Briceño С., Calvet N.), "Disk Accretion Rates for T Tauri Stars", Astrophys. J. 492, 323 (1998).

27. Гуллбринг и др. (Gullbring Е., Calvet N., Muzerolle J., Hartmann L.), "The Structure and Emission of the Accretion Shock in T Tauri Stars. II. The Ultraviolet-Continuum Emission", Astrophys. J. 544, 927 (2000).

28. Гюнтер, Хессмаи (Guenther E., Hessman F.), "The spectral variability of DR Tauri", Astron. Astrophys. 268, 192 (1993).

29. Гюртлер и др. (Gurtler J., Schreyer K., Henning Th. et al.), "Infrared spectra of young stars in Chamaeleon", Astron. Astrophys. 346, 205 (1999).

30. Д'Антона, Мацителли (D'Antona F., Mazzitelli I.), "New pre-main-sequence tracks for M less than or equal to 2.5 solar mass as tests of opacities and convection model", Astrophys. J. Suppl. 90, 467 (1994).

31. Дере и др. (Dere К.P., Landi E., Mason H.E., Monsignori Fossi B.C., Young P.R.), "CHIANTI an atomic database for emission lines"Astron. Astrophys. Suppl. 125, 149 (1997).

32. Джой (Joy A.H.), "T Tauri Variable Stars", Astrophys. J. 102, 168 (1945).

33. Джой (Joy A.H.), "Bright-Line Stars among the Taurus Dark Clouds", Astrophys. J. 110, 424 (1949).

34. Джонс (Johns C.), PASP Conf. Series v.244, p.147 "Young Stars Near Earth", (2002).

35. Джоне, Басри (Johns C.M., Basri G.), "The Line Profile Variability of SU Aurigae", Astrophys. J. 449, 341 (1995).

36. Джонс-Крулл и др. (Johns-Krull, C.M., Valenti J.A., Koresko C.), "Measuring the Magnetic Field on the ClassiT Tauri Star BP Tauri", Astrophys. J. 516, 900 (1999).

37. Джонс-Крулл, Валенти (Johns-Krull C.M., Valenti J.A.), "New Infrared Veiling Measurements and Constraints on Accretion Disk Models for Classical T Tauri Stars", Astrophys. J. 561, 1060 (2001).

38. Дучен и др. (Duchene G., Ghez A.M., McCabe C.), "Resolved Near-Infrared Spectroscopy of the Mysterious Pre-Main-Sequence Binary System T Tauri S", Astrophys. J. 568, 771 (2002).

39. Зельдович Я.В., Райзер Ю.П. Физика ударных волн и высокотемпературных гидродинамических явлений^М.: Наука, 1966) (1966).

40. Имхоф, Анненцеллер (Imhoff C.L., Appenzeller I.), "Pre-main sequence stars", in Exploring the universe with the IUE satellite, Dordrecht: Reidel Publishing Co., p.295 (1987).

41. Кальвет, Гуллбринг (Calvet N., Gullbring E.), "The Structure and

42. Emission of the Accretion Shock in T Tauri Stars", Astrophys. J. 509, 8021998).

43. Кан и др. (Kuhn J.R., Potter D., Parise B.) "Imaging Polarimetric Observations of a New Circumstellar Disk System", Astrophys.J. 553, 189 (2001).

44. Кенигл, Пудритц (Konigl A., Pudritz R.E.), "Disk Winds and the Accretion-Outflow Connection", Protostars and Planets IV, Eds. Mannings V., Boss A.P., Russell S.S., Arizona University Press, p.759. (2000).

45. Кеньон и др. (Kenyon, S.J., Hartmann, L., Hewett, R. et al.), "The hot SPOT in DR Tauri", Astron. J. 107, 2153 (1994).

46. Кеньон, Хартманн (Kenyon, S.J., Hartmann, L.), "Pre-Main-Sequence Evolution in the Taurus-Auriga Molecular Cloud", Astrophys.J. Suppl. 101, 117 (1995).

47. Коста и др. (Costa V.M., Gameiro J:F., Lago M.T.V.T.) "Is LkHalpha 264 like a young, extremely active Sun", Monthly Not. Roy. Soc. 307, L231999).

48. Коста и др. (Costa V.M., Lago M.T.V.T., Norci L., Meurs E.J.A.) "T Tauri stars: The UV/X-ray connection", Astron. Astrophys. 354, 6212000).

49. Коэн, Куи (Cohen M., Kuhi L.V.), "Observational studies of pre-main-sequence evolution", Astrophys. J. Suppl. 41, 743 (1979).

50. Кравцова А.С., "Оценка межзвездного поглощения и вклада аккреционной ударной волны в формирование эмиссионного континуума в случае DS Таи и DG Таи", Письма в Астрон. Журн. 29, 526 (2003).

51. Кравцова А.С., Ламзин С.А., "Анализ УФ спектров звезд типа Т Тельца, полученных с Космического Телескопа: DR Таи", Письма в Астрон. Журн. 28, 748 (2002а).

52. Кравцова А.С., Ламзин С.А., "Анализ УФ спектров звезд типа Т Тельца, полученных с Космического Телескопа: оценка межзвездного поглощения и вклада аккреционной ударной волны в формирование эмиссионного континуума", Письма в Астрон. Журн. 28, 928 (20026).

53. Кравцова А.С., Ламзин С.А., "Особенности распределения энергии в УФ континууме звезд типа Т Тельца, Письма в Астрон. Журн. 29, 643 (2003).

54. Крист и др. (Krist J.Е., Stapelfeld K.R., Menard F. et al.) "WFPC2 Images of a Face-on Disk Surrounding TW Hydrae", Astrophys. J. 538, 793 (2000).

55. Курочкин H.E., "Вспышечная активность у звезд типа Т Тельца: DR Таи и DQ Таи", Астрон. цирк. 1134, 1 (1980).

56. Курт В.Г., Ламзин С.А., "О линии LQ в спектрах молодых звезд", Астрон. жури. 72, 364 (1995).

57. Куруц, Белл (Kurucz R.L. and Bell В.) Atomic Line Data. Kurucz CD-ROM No. 23. Cambridge, Mass.: Smithsonian Astrophysical Observatory (1995)

58. Ламзин Proc. IAU Colloquim 129, "He II 4686 Line Profile and the Nature of Hot Regions of T Tauri Stars", Ed. Bertout C. etal. (Paris, p.461) (1991).

59. Ламзин (Lamzin S.A.), "On the structure of the accretion shock wave in the case of young stars", Astron. and Astrophys. 295, L20 (1995).

60. Ламзин С.А., "Структура ударной волны в случае аккреции на молодые звезды малой массы", Астрой, журн. 75, 367 (1998).

61. Ламзин С.А., "Расчет профилей резонансных линий СIV, NV, О VI и Si IV, образующихся в аккреционной ударной волне звезд типа Т Тельца. Плоский слой", Астрон. Журн., 80, 542 (2003).

62. Ламзин С.А., Кравцова А.С. (Lamzin S.A., Kravtsova A.S.) "Two-stream accretion model for CTTS", AphSSLib, Vol.299, Proc.of Conf. "Open Issues in Local Star Formation"(Brazil, 5-10 April), CD (2003).

63. Ламзин С.А., Кравцова А.С., Романова M.M., Баталья Ч., "Кинематика и параметры газа в окрестности TW Нуа", Письма в Астрон. Журн. 30 (в печати) (2004).

64. Линден-Белл, Прингл (Lynden-Bell D., Pringle J.E.), "The evolution of viscous discs and the origin of the nebular variables", Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 168, 603 (1974).

65. Мельников С.Ю., Гранкин K.H., Ежкова О.В., Частное сообщение (2002).

66. Меннелла и др. (Mennella V., L.Colangeli L., Bussoletti E. et al.) "A New Approach to the Puzzle of the Ultraviolet Interstellar Extinction Bump", Astrophys. J. 507, L177 (1998).

67. Монтмерле и др. (Montinerle Т., Koch-Miramond L., Falgarone E., Grindlay J.E.), "Einstein observations of the Rho Ophiuchi dark cloud -an X-ray Christmas tree", Astrophys. J. 269, 182 (1983).

68. Мундт (Mundt R.) "Flows and Jets from Young Stars", in Formation and Evolution of Low Mass Stars, eds. by A.K. Dupree and M.T.V.T. Lago, p.257 (1988).

69. Мэсис (Mathis J.S.) "Interstellar dust and extinction", Ann. Rev. Astron. Astrophys. 28, 37 (1990).

70. Наджита и др. (Najita J., Edwards S., Basri G., Carr J.), "Spectroscopy of Inner Protoplanetary Disks and the Star-Disk Interface", Protostars and Planets IV, Arizona University Press, p.457. (2000).

71. О'Делл и др. (O'dell, C.R., Wen Z., Ни X.), "Discovery of new objects in the Orion nebula on HST images Shocks, compact sources, and protoplanetary disks", Astrophys. J., 410, 696 (1993).

72. Петров и др. (Petrov P.P., Gahm G.F., Gameiro J.F. et al.), "Non-axisymmetric accretion on the classiTTS RW Aur A", Astron. Astrophys. 369, 993 (2001).

73. Петров и др. (Petrov P.P., Gullbring E., Ilyin I. et al.), "The gas flows of SU Aiirigae", Astron. Astrophys. 314, 821 (1996).

74. Пиклз (Pickles A.J.), "A Stellar Spectral Flux Library: 1150-25000 A", Publ. Astron. Soc. Рас. 110, 863 (1998).

75. Раймонд, Смит (Raymond J.С., Smith B.S.), "Soft X-ray spectrum of a hot plasma", Astrophys. J. Suppl., 35, 419 (1977).

76. Ричер и др. (Richer J.S., Shepherd D.S., Cabrit S. et al.) "Molecular Outflows from Young Stellar Objects", Protostars and Planets IV Book Tucson: University of Arizona Press; eds Mannings, Boss et al., p.867 (2000).

77. Романова и др. (Romanova M.M., Ustyugova G.V., Koldoba A.V., Lovelace R.V.E.), "Three-dimensional Simulations of Disk Accretion to an Inclined Dipole. I. Magnetospheric Flows at Different в", Astrophys. J. (2002).

78. Романова и др. (Romanova M.M., Ustyugova G.V., Koldoba A.V., Wick J.V., Lovelace R.V.E.), "Relativistic Poynting Jets from Accretion Disks", Astrophys.J. 595, 1009 (2003).

79. Сарджент, Вельх (Sargent A.I., Welch W.J), "Millimeter and submillimeter interferometry of astronomisources", Ann.Rev. Astron. Astrophys., 31,297 (1993).

80. Ситон (Seaton M.J.), "Interstellar extinction in the UV", Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 187p, 73 (1979).

81. Скрутский и др. (Skrutskie M.F., Meyer M.R., Whalen D., Hamilton

82. С.), "Near-Infrared Photometric Monitoring of Young Stellar Objects", Astron. J. 112, 2168 (1996).

83. Смирнов и др. (Smirnov D.A., Fabrika S.N., Lamzin S.A., Valyavin G.G.), "Possible detection of a magnetic field in T Tauri", Astron. Astrophys. 401, 1057 (2003).

84. Смит и др. (Smith K.W., Lewis G.F. Bonnell I.A., Bunclark P.S., Emerson J.P.), "Rapid variations of T Tauri spectral features: clues to the morphology of the inner regions", Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 304, 367 (1999).

85. Уайт, Гец (White R.J., Ghez A.M.), "Observational Constraints on the Formation and Evolution of Binary Stars", Astrophys. J. 556, 265 (2001).

86. Фитцпатрик, Масса (Fitzpatrick E.L., Massa D.) "An analysis on the shapes of ultraviolet extinction curves. I The 2175 A bump", Astrophys. J. 307, 286 (1986).

87. Хартиган и др. (Hartigan P., Edwards S., Ghandour L.), "Disk Accretion and Mass Loss from Young Stars", Astrophys. J. 452, 736 (1995).

88. Хербиг (Herbig G.H.), "Emission Lines of Fe I in RW Aurigae", PASP, 57, 166 (1945).

89. Хербиг, Белл (Herbig G.H., Bell K.R.), Lick Observatory Bull., 1988, v.llll.

90. Хербиг, Гудрих (Herbig G.H., Goodrich R.W.), "Near-simultaneous ultraviolet and optical spectrophotometry of T Tauri stars", Astrophys. J. 309, 294 (1986).

91. Хербиг и др. (Herbig G.H., Petrov P.P., Duemmler R.), "High-Resolution Spectroscopy of FU Orionis Stars", Astrophys. J. 595, 384 (2003).

92. Хербст и др. (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", Astron. J. 108, 1906 (1994).

93. Хербст и др. (Herbst W., Booth J.F., Chugainov P.F. etal) "The rotation period and inclination angle of T Tauri", Astrophys.J.Lett. 310, L71 (1986).

94. Херцег и др. (Herczeg G.J., Linsky J.L., Valenti J.A. et al.) "The Far-Ultraviolet Spectrum of TW Hydrae. I. Observations of H2 Fluorescence", Astrophys.J. 572, 310 (2002).

95. Хессман, Гюнтер (Hessman F.V.,Guenter E.W.) "The highly veiled T Tauri stars DG Tau, DR Tau, and DI Сер", Astron. and Astrophys. 321, 497 (1997).

96. Хоффмайстер (Hoffmeister С.) "Die RW Aurigae-Sterne und ihre Nebenformen", Astron. Nachrichten, 278, 24 (1949).

97. Чаваррия-К. (Chavarria-K C.), "On the brightening of the pre-main-sequence star DR Tau", Astron. Astrophys. 79, L18 (1979).

98. Эдварде (Edwards S.), Частное сообщение (2000).

99. Эррико и др. (Errico L., Lamzin S.A., Vittone A.A.), "UV spectra of T Tauri stars from Hubble Space Telescope: RW Aur", Astron. Astrophys. 357, 951 (2000).

100. Эррико и др. (Errico L., Lamzin S.A., Vittone A.A.), "UV spectra of T Tauri stars from the HST and IUE satellites: BP Tau", Astron. Astrophys. 377, 557 (2001).