Исследование магнитных полей молодых звезд малой массы тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ им. М.В. ЛОМОНОСОВА Государственные астрономический институт ны П.К. Штернберга

на правах рукоииеи

УДК 524

СМИРНОВ Даниил Анатолия

ИССЛЕДОВАНИЕ МАГНЦТНЫХ ПОЛЕ) МОЛОДЫХ ЗВЕЗД МАЛОЙ МАССЫ

Специальность 01.03.02 астрофизика и радиоастрономия

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

МОСКВА, 2006

Работа выполнена на кафедре астрофизики и звездной астрономии Физического факультета Московского государственного университета им. М.13. Ломоносова

Научный руководитель:

доктор физико-математических наук Ламзин Сергей Анатольевич заместитель директора Государственного астрономического института им. U.K. Штернберга по научной работе

Официальные оппоненты:

кандидат физик»-математических наук Рябчикова Татьяна Александровна

старший научный сотрудник отдела нестационарных звезд ы звездной спектроскоп«« Института астрономии РАН

доктор физико-математических наук Соколов Дмитрия Дмитриевич профессор кафедры математики Физического факультета Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова

Ведущая организация:

Специальная астрофизическая обсерватория РАН

Защита состоится 9 ноября 2006 г. в И00 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 6 октября 2006 г.

Ученый секретарь диссертационного совета кандидат фиэ.-мат. наук

Общая характеристика работы Актуальность темы

Звезды типа Т Тельца (Т Tauri stars, TTS) - это молодые звезды с массой < 2А/© и возрастом около 10е — 10т 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 (Joy, 1945). На диаграмме Герцшпрунга-Ресссла звезды типа Т Тельца располагаются справа над главной последовательностью, в области 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).

По современным воззрениям, активность CTTS обусловлена управляемой магнитным полем аккрецией вещества протопланетного диска на центральную звезду. 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 нестационарные трехмерные магнитогидродинамические расчеты. При этом приходится вводить различные упрощающие предположения, адекватность которых может быть проверена лишь путем сравнения результатов расчета с наблюдениями. CTTS относительно близки к нам и это позволяет считать их наиболее перспективными кандидатами для проверки теоретических расчетов (Romanova ct al., 2003). Таким образом, изучение характера аккреции на CTTS имеет значение выходящее за рамки изучения свойств молодых звезд, которое, конечно же, актуально само но себе.

В традиционных теориях магнитосферной аккреции предполагается, что угловая скорость вращения центральной звезды равна кеплеровской скорости вращения диска в том месте, где диск «обрезается» силовыми линиями магнитного поля. В случае CTTS исследователям представляется хорошая возможность проверить эти теории на практике, ибо многие параметры теории (такие как масса звезды, радиус, скорость вращения, величина магнитного поля и темп аккреции) являются, в принципе, наблюдаемыми - см. к примеру John а-Кг и 11 & Gafford, (2002). Konigl (1991), Cameron & Campbell (1993) и Shu et al. (1994) аналитически ис-

следовали изаимодейстиис диполыюго магнитного ноли (ось которого совпадает с осью вращения звезды) с аккреционным диском. Позднее Romanova et al. (2003, 2004} выполнили трехмерные МГД-расчеты процесса аккреции на замагниченую заезду. При атом оказалось, что картина течения вещества и геонегр и я магнитного поля должны быть много сложнее, нежели предполагалось в упомянутых выше теориях. Хорошим тестом состоятельности этого является непосредственное измерение величины и конфигурации магнитных полей CTTS.

Уверенность в том, что магнитное поле играет ключевую роль в эволюции CTTS настолько велика, что выражения «классические звезды Т Тельца» н «молодые магнитные звезда с аккреционными дисками» все чаще и чаще употребляются как синонимы. Поэтому любая достоверная информация о величине и структуре магнитного поля TTS имеет весьма важное значение.

Цель работы

Цель диссертации - исследование величины и структуры магнитных полей молодых звезд малой массы на основе спектрополяриметричееких наблюдений, выполненных на 6м телескопе САО РАН. В главах 1 и II расыатрнваются CTTS Т Tau и BP Тан соответственно, а в главе III -фуор FU Ori.

На защиту выносятся следующие основные результаты диссертации.

1. Результаты измерения средней величины продольной компоненты магнитного поля (Вц) в фотосфере звезды Т Тан, величина которой менялась с течением времени в интервале от ä 150 ± 30 до 15 =Ь 30 Гс.

2. Результаты измерений средней величины Бц в магнитосфере Т Tau (в области формирования линии Не I 5876), которая менялась с течением времени в диапазоне от 350 до 1100 Гс.

3. Оценки параметров магнитного поля Т Tau в предположении о его дипольной конфигурации (Вр ~ 4 кГс, угол между осью вращения звезды и магнитной осью ~ 85"), а также вывод о том, что если угол между осью вращения Т Tau и лучом зрения превышает 10", то поле в фотосфере Т Tau существенно отличается от дипольного.

4. Впервые помученные оценки величины магнитного поля и диске {В < 300 Гс), дисковом ветре (В < 300 Гс) и в области формирования эмисионной компоненты линии На (£J < 100 Гс) для фуора FU Ori.

Все перечисленные пункты определяют также научную новизну результатов.

Основные результаты работы опубликованы в 4 статьях в журнале «Письма в Астрономический Журнал» и одной статье в журнале «Astronomy & Astrophysics». В список положений, вынесенных на защиту, включены лишь те результаты и выводы, в которых вклад автора был основным, или, по крайней мере, равным вкладу других соавторов.

Апробация. Результаты полученные в диссертации докладывались и обсуждались 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,, на конференции «Магнитные звезды» н САО РАН в августе 2004 г., и научном семинаре в ФИАНе.

Содержание диссертации

Диссертация состоит из введения, трех глав, заключения и списка цитируемой литературы из 76 наименований. Общий объем диссертация составляет 83 страницы, включая 19 рисунков и 10 таблиц.

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

Глава I. Исследование магнитного поля в фотосфере и магнитосфере Т Tau

Глава посвящена измерениям напряженности магнитного поля звезды Т Tau и интерпретации полученных результатов. Ее основные результаты излажены в наших работах [1], [2], [4] (см, «Список печатных работ содержащих основные результаты диссерации»).

В разделе 1.1 представлено описание наблюдательного материала -спектров Т Tau и вспомогательных звезд, полученных на 6м телескопе

а

CAO в фокусе Нэсмнт-2 на спектрографе ОЗСИ, оснащенном анализатором крушвой поляризации. Приведено описание условий наблюдений, аппаратуры и параметров спектрографа.

В разделе 1.2 описана методика обработки спектров. Особое внимание уделено учету систематических инструментальных ошибок: в наблюдениях 1996 г. использовался анализатор на ромбах Френеля, без возможности вращения фазоедви тающего элемента, а в последующих наблюдениях применялся новый анализатор на основе кальцитового поляроида, в котором реализована возможность поворота фазовой пластинки. Этим обусловлено отличие в методиках обработки спектров полученных в 1996 г. и в последующие года. В 1996 г. для этого мы использовали спектры звзезды £ Tau. Поскольку эта звезда является гигантом, предполагалось, что напряженность магнитного поля на поверхности этой звезды близка к нулю. Таким образом, мы предполагали, что отличные от нуля величины величины относительного смещения спектральных линий в право- и лево поляризованном спектре в спектре £ Tau являются следствием только инструментальных эффектов.

В последующих наблюдениях мы использовали возможность вращать фазоедвигающнй элемент спектрографа, так что право- и левополярнзо-ванные спектры менялись на ПЗС-матриие местами. При этом изменяется знак величины относительного смещения спектральных линий вызванного эффектом Зеемапа, знак же величины смещения порожденного инструментальными эффектами не изменяется. Тем самым, мы получаем простой и эффективный способ устранить систематические инструментальные ошибки.

Разделе 1.3 приведены результаты измерений величины В^ (т.е. величины продольной компоненты напряженности магнитного поля) по фото сферным линиям.

В 1996 г. по абсорбционным линиям получено значение /7ц ~ +162 Гс с ошибкой измерения (Гц — 30 Гс. Также подробно описана процедура устранения инструментальных эффектов с помощью звезды-стандарта s Tau. Достигнутая точность учета ошибок составила величину ас — 20 Гс. Итого, по результатам наблюдений 1996 г, была принята оценка Вц = +160 ±40 Гс.

В последующих наблюдениях (в 2002 и 2003 гг.) по фотосферлым линиям были получены значения = +1-40 ± 50 Гс и Bf — +15 ± 30 Гс соответственно. При этом точность учета систематических ошибок составила величину <тс — Iß Гс.

Поскольку приведенные величины лежат вблизи порога чуиствитель-ности нашей аппаратуры (на уровне 3 — 4(7), в разделе приведены дополнительные тесгы демонстрирующие, что наблюдаемое смещение спектральных линий имеет магнитную природу.

Раздел 1.4 посвящен результатам измерений величины Сц в магнитосфере Т Тан. Полученные нами в 2003 г. спектры Т Таи занимают спектральный диапазон от 5700 А до 6050 А, в который попадает эмиссионная линия гелия Не! 5876. По современным представлениям эмиссионные линии гелия образуются у CTTS в аккрецируемом веществе в магнитосфере молодой,звезды, т.е. за пределами фотосферы. Поэтому у Т Таи мы отдельно измерили величину Вц по профилю линии Не 1 5876. Полученные значения заметно менялись от ночи к ночи (от 400 до 1100 Гс). По случайному совпадению наблюдения двух ночей пришлись практически на одну и ту же фазу вращательного периода, однахо величина ВII в эти две ночи отличается почти в три раза. Профили линии гелия в эти ночи также были разными, что, впрочем, характерно и для других CTTS - см., например, Alencar, Batalia (2002). Обсуждаются возможные причины этого феномена.

В разделе 1.5 приводится оценка параметров магнитного поля Т Таи на основании полученных результатов. В подразделе 1.5.1 производится анализ влияния аккреции на точность оценки наблюдаемых величин напряженности магнитного поля. Расчеты Romanova et а1. (2003) показали, что при дисковой аккреции на молодую звезду, обладающую дивольным магнитным полем, вещество падает, главным образом, в районе магнитных полюсов, т.е. на область с наибольшей напряженностью магнитного поля. Аккрецируемое вещество нагревает поверхность звезды, и если вклад агора чих» областей и формирование некоторой спектральной линии мал, то оценка средних значений величин напряженности магнитного ноля полученная из анализа данной линии, окажется заниженной. Мы оценили величину этого эффекта. Оказалось, что пренебрегая наличием горячих пятен мы ошибаемся в оценке значений В (усредненная по поверхности напряженность магнитного поля) и не более, чем на 15%, что меньше современной точности измерения этих величин у молодых звезд. Причина столь малого эффекта - сравнительно небольшая 10%) доля поверхности звезды, в пределах которой выделяется подавляющее большинство аккреционной энергии (Romanova et al., 2003, 2004).

В подразделе 1.5.2 производится оценка иарметров магнитного ноли Т

Tau в предположении о его днполином характере. Guenther et al, (1999), а также Job ns-К ru II et al. (2001) нашли для T Tau В = 2.3 ± 0.15 кГс, а в наших наблюдениях были получены следующие оценки значений В\\ : +150 ± 50 Гс в 1996 и 2002 гг. и +15 ± 30 Гс в 2003 г. Если поле у Т Таи - дипольное и стационарное, то отличие наблюдаемых значений ¿7ц и В более чем на порядок можно объяснить тем, что угол S между осью диполя и лучом зрения во время наших наблюдения был близок к 90". (При 6 — 90° компоненты поля Вц направленные к наблюдателю и от него взаимно компенсируются, поэтому наблюдаемое значение £ц в этом случае должно быть равно нулю.) Мы рассмотрели этот вопрос с количественной точки зрения, опираясь на результаты наших наблюдений. Оказалось, что наши результаты и результаты Guenther et al. (1999), Johng-Kmll et al. (2001) в рамках дипольной модели не противоречат друг другу в том лишь случае, если:

1) ЗкГс< Во < 4,3 кГс, где Во - напряженность магнитного поля на полюсе диполя.

2) а < 80® и/или i > 10°, где а - угол между осью вращения звезды и осью магнитного диполя, i - наклон оси вращения к лучу зрения.

Отсюда можно сделать два следующих утверждения:

1) Бели будущие наблюдения (с помощью интерферометра VLTI, например), покажут, что наклон оси вращения T Таи к лучу зрения превышает 10", то результаты измерений величин В и Вц означают, что поле этой звезды вблизи се поверхности существенно отличается от диполь-ного.

2) Если же окажется, что i < 10", то наблюдения не противоречат гипотезе о том, что поле T Таи - дипольное, причем ось диполя образует с осью вращения угол ^ 85°,

Раздел 1.6 посвящен обсуждению полученных в главе I результатов.

Глава II. Магнитное поле в магнитосфере BP Tau

Глава посвящена измерениям напряженности магнитного поля в маг-литосфере звезды BP Tau и интерпретации полученных результатов. Основные результаты главы изложены в работе ¡5].

В разделе II.1 представлено описание наблюдательного материала -спектров BP Tau, полученных на 6м телескопе CAO в фокусе Нэсмит-2 на спектрографе ОЗСП, оснащенном анализатором круговой поляризации. Приведено описание условий наблюдений, аппаратуры и параметров спектрографа.

е

В следующем разделе излагается методика обработки спектров и полученные результаты. Особое внимание уделено описанию методов измерения сдвигов спектральных линий в спектрах с противоположной поляризцией и оценки ошибок измерения. Измеренные нами значения продольной компоненты магнитного поля BP Tau (от 900 до 2700 Гс) в области формирования линии Не! 5876 близки к результатам аналогичных измерений Job па-Кг ul! et al. (1999), Valent) et a). (2003), Symington et al. (2005).

Раздел И.З посвящен обсуждению полученных результатов. Symington et al. (2005) использовали свои результаты, приведенные в упомянутых выше работах, да я оценки параметров магнитного поля BP Тан, полагая, что линия Не! 5876 формируется вблизи магнитного полюса звезды в струе газа, которая падает на звезду практически вдоль оси магнитного диполя. Сравнивая вычисленные в рамках этой модели величины с наблюдаемыми авторы получили следующие значения: Вр с; 3 кГс, 0 ~ 40° (здесь Bp - напряженность магнитного поля на полюсе диполя, (3 -угол между осью вращения н магнитной осью).

Мы задались целью уточнить эти результаты и оцепить достоверность принятой модели используя наши наблюдения. При этом мы использовали иную методику, нежели Symington et al. (2005), поскольку в их работе в явном виде не учитываются ошибки индивидуальных измерений. Полученный нами результат {Вр ~ 2.5 кГс и 0 а 40") находится в разумном соответствии с результатами Symington et al. (2005). Однако, оказалось, что вероятность принятия гипотезы о соответствии наблюдаемых и теоретических данных <1%.

В этой связи в дисертации рассматривается, насколько реалистична модель аккреции, в которой предполагается, что газ падает на звезду вдоль магнитной оси. Показано, что если для анализа наблюдательных данных использовать модель из работы Symington et al. (2005), то оценка величины Вр окажется заниженной, а полученное значение ¡3 не будет иметь никакого отношения к реальности.

На основании вышесказанного мы полагаем, что плохое согласие расчетной кривой с наблюдениями связано с неудачно выбранной моделью, а оценка значений Вр и /3, полученная Symington et al. (2005), не заслуживает доверия. Тем более нельзя на основании -имеющихся данных судить о том, является ли магнитное поле 13Р Тан дипольным или нет.

Наряду с переменностью напряженности магнитного ноля BP Таи демонстрирует также переменность профиля линии гелия. При этом интсп-

сивность линии гелия умеж.шастсн с* ростом величины В^. Обосновывается гипотеза о том, что это связано с изменением структуры магнитного поля звезды.

Глава III. Поиск магнитного поля у фуора FU Ori

Глава посвящена результатам измерения магнитного поля в диске, дисковом ветре и в области формирования эмисионной компоненты линии HQ у фуора FU Ori, Основные результаты этой главы изложены работе [31.

В разделе HI.1 представлено описание наблюдательного материала -спектров FU Ori и вспомогательных звезд, полученных на 6м телескопе CAO в фокусе Нэсмит-2 на спектрографе ОЗСП, оснащенном анализатором круговой поляризации.

Раздел III.2 посвящен результатам измерений. В полученных нами спектрах присутствовали как абсорбционные линии металлов, так к линяя водорода На. По линиям металлов получено значение В]| = +30±130 Гс, т.е. в области формирования линий металлов величина Bj не превышает 350-400 Гс (по уровню Зст.)

Что касается липии На, то ее абсорбционная и эмиссионная компоненты, по-видимому, образуются в различных областях (Errico et al., 2003). Поэтому мы измеряли величину зеемановского смещения для этих компонент по отдельности. Для абсорбционной компоненты было получено значение Вц — +30 ±68 Гс, а для эмиссионной - В\\ ~ —10±32 Гс. Таким образом, в области формирования абсорбционной компоненты линии На, J9| < 200 Гс, а эмиссионной - Ву < 100 Гс (по уровню За).

В разделе 111.3 обсуждаются полученные результаты. Hartmann & Calvet (1995) показали, что линии металлов образуются в аккреционном диске FU Ori, а у наиболее сильных линий имеется и смещенный в коротковолновую область компонент, формирующийся в ветре. Если принять скорость и плотность газа в ветре равными 300 км/с и 3 • 101г см-3 соответственно (Calvet et al, 1993), то из соотношения pwV£f2 < В2/Вк следует, что для того, чтобы контролировать движение ветра требуется поле с напряженностью не менее 300 Гс. Найденные нами верхние пределы напряженности продольной компоненты поля, полученные по линиям металлов и по абсорбционному компоненту линии не противоречат этому значению.

В недавней работе Donati et al. (2005) приведены результаты изме-

рении продольной компоненты магнитно га ноли FU Oil; испол wya для анализа 4700 спектральных линий, авторы достигли очень высокой точности: заявленная величина Вц = 32±8 Гс, что согласуется с полученным нами верхним проделом.

Согласно Calvet at al. (1993) линии тока дискового остра FU On почти перпендикулярны плоскости диска, ось вращения которого наклонена к лучу зрения под углом 30°— 45°. Поэтому из полученных нами ограничений на величину Бц следует, что полная напряженность поля в области формирования линий, не превышает 300 Гс. Таким образом, если магнитное поле действительно коллимирует ветер FU Ori, то его напряженность (уществепно не превосходит минимально необходимую для этого величину.

По оценке Errico et al. (2003) напряженность магнитного поля В в области формирования эмиссионной компоненты линии На, должна быть ~ 103 Гс, тогда как полученный нами верхний предел величины Вц составляет всего 100 Гс. Отсюда следует, что либо оценка величины В сильно завышена, либо в момент наблюдения силовые линии поля были почти перпендикулярны лучу зрения. На основании имеющихся данных трудно судить, какое из этих объяснений правильно.

В диссертации отмечено, что критическим тестом для модели Errico et al. (2003) была бы оценка величины вблизи момента максимальной интенсивности эмиссионной компоненты линии На. Между тем, во время паших наблюдений интенсивность эмиссионного лика линии Н„ 6i>uia более чем вдвое меньше максимального значения.

В Заключении приведены основные выводы и результаты работы.

Всего по теме диссертации опубликовано 5 статей в журналах -»Письма в Астрономический Журнал* и «Astronomy & Astrophysics», также результаты опубликованы в материалах трех конференций.

Список печатных работ, содержащих основные результаты диссертации:

1. Sroirnov D.A., Fabrika S.N., Lamzin S.A., VaJyavin G.G., 2003, *РохэгЫе detection of of a magnetic field m T Tau» , Astronomy & Astrophysics 401, 1057-1061.

2. Д.А.Смирнов, С.А.Ламзин, С.Н.Фабрика, Г.А. Чунтонов, «О возможной переменности магнитного поля Т Таи*, 2004, Письма в Астрономический Журнал, т.ЗО стр. 506

3. Смирнов Д.А., Ламзнн С.А., Фабрика С.Н., *Измерение продольной компоненты напряэ/сенности магнитного поля FU On*, 2003, Письма в Астрономический Журнал, Т.2Э, С.300-304.

4. Смирнов Д. А., Романова М.М., Ламзнн С.А., «Анализ результатов измерения магнитного поля Т Таи», 2005, Письма в Астрономический Журнал, т. 31 стр. 335

5. Чунтонов Г.А., Смирнов Д.А., Ламзин С.А., * Новые результаты измерений магнитного поля BP Таи*, 2007, Письма в Астрономический Журнал, в печати.

€. Ламэин С.А., Смирнов Д.А., Фабрика С.Н. «On the structure of magnetic field of T Tau» , AphSSLib, Vol. 299, Proc. of Conf. «Open Issues in LocaJ Star Formation» (Brazil, 5-10 April), CD, 2003.

7. Смирнов Д. А. «Измерение магнитных полей молодых звезд» , 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. *Дис-ковал 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

Alencar S.H.P., Batalha С.: Variability of Southern T Tauri Stars. II. The Spectral Variability of the Classical T Tauri Star TW Hydrae, Astrophys.J. 571 j 378 (2002).

Ca!vet N-, Hartmann L., Kcnyon S, J., Mass loss from pre-main-sequence accretion disks. I - The accelerating wind of FU Orionis, Astrophys.J., 402, 623 (1903).

Donati J.F., Paletou F., Bouvier J., Ferreira J., Direct detection of a magnetic field in the innermost regions of an accretion disk, Nature, Volume 438, Issue 7067, pp. 466-469 (2005).

Errico L., Vittone A,, Larozin, S.A., Variability of the Ha and Na I D Line Profiles in the Spectrum of FU Ori, Astronomy Letters, vol. 29, p. 105-110 (2003).

Guentber Eike W., Lehmann H., Emerson James P., Staude J, Measurements of magnetic field strength on T Tavri stars, Ast ton. Astrophys. 341, 768 (1999).

Hartmann L., Calvet N., Observational constraints on FU ORI winds, Astronomical J., 109, 1846 (1995).

Joy A.H., T 7burt Variable Stars, Astrophys. J. 102, 168 (1945).

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).

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

Johns-Krull, C.M., Gafford, A.D., New Tests of Magnetospheric Accretion in T Tauri Stars, Astrophys. J. 573, 685 (2002).

Koenigî A., Disk accretion onto magnetic T Tauri stars, Astrophys. J. 370, 39 (1991)

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).

Romanova M.M., Ustyugova G.V., Koldoba A.V., Lovelace lt.V.E., The Propeller Regime of Disk Accretion to a Rapidly Rotating Magnetized Star, Astrophys.J. 616, 151 (2004).

Sim F., Najita J., Ostitkcr E., Wilkin P., Ruden S.; Lizano S., Magnetocentrifugally driven flows from young stars and disks, Astrophys. J. 429, 781 (1994).

Symington N.H., Harries T.J., Kurosawa R.., Naylor T., T Tauri stellar

magnetic fields: Hel measurements, MNRAS 358, 977 (2005).

Valenti J.A., Johns-Krull C.M., Observations of Magnetic Fields on T Tauri Stars, Astrophysics and Space Science, v. 292, Issue 1, p. 619-629 (2004).

Смирнов Даниил Анатольевич

Исследование магнитных полей молодых звезд малой массы

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Подписано в печать 04.10.2006 Формат 60x88 1/16. Объем 1 пл. Тираж 100 экз. Заказ № 537 Отпечатано в ООО «Соцветие красою) 119992 г.Москва, Ленинские горы, д.! Главное здание МГУ, к. А-102

Введение

Содержание

Глава I. Исследование Mai ншнсл о поля в фотосфере и магнитосфере Г Гаи

1.1 Наблюдательный материал

1.2 Обработка наблюдений

1.3 Mai нит нос иоле Тlau в фотосфере

1.3.1 Наблюдения 1996 г

1.3.2 Наблюдения 2002 г

1.3.3 Наблюдения

1.4 Mai ни шое полеТ Tau в магнитосфере

1.5 Оценка параметров Mai нитного поля ТТаи

1.5.1 Влияние аккреции на точность оценки наблюдаемых величин В и ¿>|

1.5.2 Оценка пармы ров машитнот поля ТТаи в предположении о его дппольном характере

1.6 Обсуждение результатов

Глава II. Магнитное поле в магнитосфере BP Tau

11.1 Наблюдл1ельныи материал

11.2 Обработка и результаты

11.3 Обсуждение

Глава III. Поиск Mai hhthoi о поля у фуора FU Ori

111.1 Наблюдательный материал

111.2 Обработка и регулыаты

111.3 Обсуждение

Феномен звезд типа Т Tau

Звезды 1ипа Т Тельца (Т Tauri stars, TTS) эю молодые звезды с массой < 2Mr и возрастом около 106 - 107 лет, находящиеся на сгадии сжатия к главной последовательное:и Они были выделены в отдельный класс астрофизических объектов еще А Джоем по их характерным эмиссионным спектрам, напоминающим спектр солнечной хромосферы (.Joy, 1945) На диаграмме Герцшпрунга-Рессела звезды типа Т Тельца располагаются справа над главной последовательностью (ГП), обычно и облас 1 и 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)

Сейчас уже никем не оспаривав!ся, что CTTS - это звезды, на которые все еще продолжает падать вещество из образовавшеюся вокруг звезды аккреционною диска Если раньше об аккреционных дисках только добывались, судя по кос венным признакам, таким, как избыток излучения в ИК диапазоне, ю сегодня их можно напрямую увидеть Впервые и юбражения околозвездных дисков были получены методом интерферометрии в миллиметровом диапазоне (Sargent & Welch, 1993) Также на сеюдняшний день есть изображения дисков, полученных с Кос мического телескопа им Хаббла (O'Dell et all, 1993) Именно диски и продолжающаяся аккреция ответственна за наблюдаемые елличия CTTS от звезд иишной последоваюльности избыточная эмиссия в конгинууме, особенно заметная в ИК и УФ диапазонах, а также линейчатый эмиссионный спекгр низкого возбуждения За избыток излучения в ИК дипазоне oi-ветственен аккреционный диск, нагретый центральной звездой Причем по форме í пекipa можно заключить, что диск не является пассивным образованием, юлько лишь переизлучающим свет звезды, а активно вза-имодействуег с ней

В оптическом диапазоне в спектрах CTTS можно видеть фотосферное излучение центральной звезды, но его абсорбционные линии менее глубоки, чем у звезд ГП iex же спектральных классов Это связано с тем, что в спектрах CTTS ирису 1С1вует дополнительный континуум нефото-сферного происхождения, или, как еще называют «вуалирующий континуум» Исследованию эгого явления в оптической части спектра посвящено множество работ (например, Basil, Batalla, 1990) У наиболее ак-1ивных CTTS излучение вуалирующего континуума может в несколько раз превышать излучение фотосферы, при этом абсорбционные линии ПОЧ1И исчезают, как, например, в случае DG Tail (Hessman, Guenther, 1997) Ин1енсивнос ib добавочною континуума возрастает в коротковолновую область, что указывает на излучение дос таточно юрячею 1аза В УФ часхи cneKipa мы видим именно добавочный континуум, учитывая, что звезды поздних спектральных классов, к которым обычно принадлежат CTTS, излучаю i пренебрежимо мало при Л < 3Ü00 Á

Эмиссионный спектр CTTS похож на спектр солнечной хромоеферы В ошике самыми сильными линиями являются линии На и Н,К Call Также присутс 1вуют мноючисленные линии Fel, Fell, линии Бальмеровкой серии, Nal, Cal, Hol Хараюерной особенное 1ью спектров CTTS являю ich линии Fei 4063, 4132, усиленные флуоресценцией (Joy, 1945, Hei big, 1945) CTTS обычно имеют в спектрах довольно сильные запрещенные линии [Sil] и [01], которые образуются в областях малой плот-нос in довольно далеко от звезды УФ часхь спекгра еще более богата эмиссионными линиями

В ближней ИК облас 1и наиболее сильны линии триплета Call 8498, 8542, 8602, а также линия Hei 10830 и водородные линии серий Пашена и Бреке:а В более далекое ИК излучение основной вклад вносит не с ама звезда, а ызопылевой диск, окружающий ее (Gurtler et al , 1999)

Характерным свойивом CTTS является переменность эмиссионною с rieKipa Обусловлена она обычно изменениями инхенсивности вуалирующею кон1инуума, которая может сильно меняться за время порядка суюк и даже часов (Petrov et al, 2001) У некоюрых звезд удалось выдели :ь период, например, у самой Т Tau (Herbst et al, 1986), но для большинства CTTS единою периода не нашли. С течением времени меняются и профили линий, и потоки в >тих линиях, и величина вуалирующею кон1инуума Здесь умеет но вспомнить, что изначально TTS классифицировали как неправильные переменные (Hoffmeister, 1949) Можно выделить три основные физические механизма переменнос1и.

1 Вращак'льная модуляция звезды с холодными или горячими пяшами на поверхности

2 Переменный темп аккреции на звезду

3 Пс-pi \к иная величина поглощения в направлении на звезду, связанная, вероятно, с нсре1улярными затмениями звезды пылевыми облаками

За прошедшие полвека для обьяснения вышеперечисленных наблюдаемых особенностей звезд типа Т Тельца было предложено нес колько моделей, сменявших друг дру!а по мере усовершенствования 1еории, с о цюп с юропы, н получения более качественного наблюдательной) материала, с друюй сюроны По современным воззрениям, активность CTTS обусловлена управляемой магнитным нолем аккрецией проюпланетною диска на центральную звезду Изучение .этого феномена тесно связано с мсследованием молодых звезд малой массы, но в то же время 1еории ма1нитоеферной аккреции широко применяются при изучении пульсаров (к примеру Ghosh, Lamb, 1979), аккреции на черные дыры в активных ядрах галактик (к примеру Koide et al, 1999) и тп

Для объяснения активности CTTS в рамках модели магнитосферпой аккреции необходимо наличие крупномасштабного магнитного поля с напряженностью ~ 10J Гс И действительно, в недавних исследованиях (Jolms-Krull et al 1999а, 2001, Guenther et al 1999) по зеемановскому уширению фотосферных линий у некоторых CTTS были найдены по-верхнис1ные ма[нитные поля с напряженностью 1-3 кГс (подробнее о методах измерений магнитных полей CTTS см далее во Введении) Не вызывает сомнения, что подобные сильные магнитные поля играют ключевую роль в поведении аккрецируемого вещества вблизи центральной звезды

Основываясь на моделях изначально разработанных для изучения компак!ных обьекгов в рентгеновский пульсарах (Ghosh, Lamb 1979) и предполаия, чю CTTS имею! магнитные поля дипольной конфшу-рации, Camenzind (1990) и Konigl (1991) показали, чю магнитосфера ос ынавливает диск на рассюянии ~ 3 - 5/2* от поверхности звезды Здесь вещество диска вмораживается в магнитное поле, и далее падае1 на звезду вдоль силовых линий магнитного ноля При эюм, характерный темп аккреции составляет от Ю-9 до 107Мо в год (Basri к Bertout 1989, Hartigaii et al 1995, Gullbnng et al 1998) При падении аккрецирующее вещееibo разгоняется до скороаи ~ 300 км/с, а затем тормозится в ударной волне, при этом нагревается и высвечивает энергию Таким образом, счи1аегся, что наблюдаемая у CTTS эмиссия в линиях и кошинууме обусловлена излучением аккреционной ударной волны (см. например рабспу Najita et al , 2000) В пользу этой теории говорят протяженные (до 400 км/с) красные крылья линий высокотемпературных ионов, например, СIV

Если эмиссия CTTS в оптическом диапазоне так или иначе связана с процессом аккреции, то ситуация с рентгеновским излучением этих обьекюв не 1ак однозначна Уже первые наблюдения молодых звезд со с путника НЕАО-В обнаружили, что их cueKip в диапазоне Ö 5 - 4 5 кэВ напоминает излучение плазмы с температурой ~ 107 K(Gahm, 1980, Feigelbon et al., 1981). 3ia величина существенно превышает темпера-!}P>i до hompoH может на1реться газ за фронюм аккреционной ударной волны CTTS, и поэтому ренпеновское излучение молодых звезд с самого начала связывали с проявлениями активности солнечного типа Солнечная хромоеферно-корональная активность предполатет наличие матшных полей весьма сложной геометрической структуры Множе-ciBO waiHHTHbix «петель» и «арок» просхирающихся от фоюсферы до короны звезды, удерживают нагретую плазму, а перезамыкание (иловых линий магнитного поля нагревает ее до 1емпературы порядка 108 К Эш позволяет объясни:ь происхождение ренпеновского излучения CTTS в диапазоне > 1 кэВ

В храдиционных теориях магнитосферной аккреции предпола!ается, чю уиювая (корос 1ь вращения центральной звезды равна кеплеровской скорости вращения диска в том месте, где диск «обрезается» силовыми линиями магнитного поля В случае CTTS исследователям представля-о 1 ся хорошая возможность проверихь эти теории на практике, ибо многие параметры теории (такие как масса звезды, радиус, скорость вращения, величина магнитного поля и темп аккреции) являются, в принципе, наблюдаемыми (см к примеру Johns-Krull к Gafford, 2002) Korngl (1991), Cameion к Campbell (1993) и Shu et al (1994) аналитически исследовали взаимодействие дипольною магнитного поля (ось которого совпадает с осью вращения звезды) с аккреционным диском Каждая из )тих ¡еорий позволят получи:ь выражение для напряженности MaiHHiHoro поля звезды, как функцию массы, ¡емпа аккреции, радиуса, периода вращения и набора свободных параметров (подробнее в работе Johns-Krull et al 1999а) Хорошим тестом состоятельности этих теорий является непосредственное измерение магнитных полей CTTS

Уверенность в том, что магнитное поле играе1 ключевую роль в эволюции CTTS настолько велика, что выражения «классические звезды Т

Тельца» и «молодые магнитные звезды с аккреционными дисками» все чаще и чаще упогреблякжя как синонимы Поэтому любая достоверная информация о величине и структуре магнишого поля TTS имее1 весьма важное значение

Фуиры эю подкласс CTTS, у коюрых наблюдалось увеличение блеска на 4"'-6'" за время менее десяти лег (Herbig, 1966) Прототипом иод-класса являекя FU On, вспышка которой произошла в 1936 г По современным воззрениям причиной вспышки является сильное увеличение гемнл аккреции и з дис ка, окружающе! о звезду типа Т Тельца В резуль-raie аккреционная светимость станови!ся в сотни раз больше светимос ги центральной звезды, поэтому считется, что наблюдаемый абсорбционный t искiр обьекюв аипа FU On (фуоров) - это спектр излучения аккреционною дис ка Магнитное поле CTTS не можег удерживав диск со с голь большим темпом аккреции, и после вспышки его вну1ренняя граница должна доходить до поверхности звезды - с м Hartmann, Kenyon (1996) и приведенные гам ссылки

Давно известно, что линии Бальмеровской серии, а также линии NalD и CalIK в спектре FU On имеют глубокие и широкие профили 1ипа Р Cyg, чю свидетельствует о мощном истечение вещества из окрес ihoc гей звезды Hartmann, Calvet (1995) привели убеди 1ельные доводы в пользу 10Ю, что истечение происходит с поверхносхи кеплеров-ского диска Наблюдаемый в оптических линиях ветер «дует» из внутренних (Я < 3 х 1012 см) областей аккреционного диска, причем исхека-ющий газ имеет скорос гь Vw ~ 300 км/с, довольно низкую хемперачуру

Та < 6000 К) и высокую пленность N ~ 1012 - 1013 см"3 (СаЬгсЧ е1 а1, 1993) Темп потери массы при этом весьма велик ~ Ю-5 М0/год

Ч гобы обьясни I ь наличие у линий На, №I О, Са IIК и II Ь,к -шис-сионных компонент, 01А1^е1о а1 (2000) предположили, что в основании всчра имеюкя области с инверсией температуры (хромосфера) Анализируя характер изменения формы профилей линий Иа1 О и Ь,к в спек1ре Ри Он Еггко е1 а! (2003) пришли к выводу, чю изменение профилен связано с осевым вращением вну]ренних областей аккреционною диска и дисковою ветра, у которых распределение температуры и ориентация линий тока вещества ветра не имеют осевой симметрии При-чинои ас иммР1рии может бьпь взаимодействие околозвездно! о вещес!ва с \иишшшм полем звезды, при условии, чю мапшхная ось замсмно наклонена к оси вращения

Таким образом, в случае Ри Он магни!ное поле можег играть двоякую роль во-первых, силовые линии поля могут играть роль направляющих вдочь которых движется вещество дисковою ветра, а, во-вюрых, магнитное поле звезды может бьпь причиной возникновения асимметрии структуры диска и ветра Поэтому вопрос об обнаружении магнитною поля Щ Оп и исследовании его параметров представляется весьма ак

ГУНЛЬНЫМ

До сих пор вопрос о происхождении магнитных полей молодых звезд ос 1ается о 1 крытым Во многих работах анализ активных процессов ос-новываекя на теории динамо-механизма генерации магнитного поля в конвек!ивных оболочках (см , например, обзор Версий, 1990 и приведенные iaw ссылки) Также рассматриваем гипотеза реликтoboiо магпш-ною ноля (см , например, работу Me&tel, 1967) В ^юй гипотезе звездное ма! нитное поле рассматривается как остаток (реликт) магнихного поля межзвездной среды Первой предпосылкой теории остаточною магнетизма (мла работа Cowling (1945), который показал, что время затухания дипольной моды магнитного поля в звездах с массой М > 15- 2М0 прево(Ходи1 характерное время их ядерной эвлюции На этом основании был сделан вывод, чю магнитное поле в звездах может быть остатком öl ^похи звездообразования

Spitzer (1958) и Mestel (1967) в своих pa6oiax сформулировали основные положения 1еории остаточного магнитного поля При этом, по их оценкам получалось, что для звезды с массой А/ ~ 2А/0 среднее иоле В ~ 10° Гс, чю на много порядков превышае! наблюдаемые значения

С друг ой ( юроны, нос ле первых оценок электропроводное i и и эффек-хивносш омической диссипации в межзвездных облаках (Spitzer, 1968, Дудоров, 1977) сложилась прямо противоположная картина, оказалось, что г, процессе звездообразования могут существовать С1адии, на ко-юрых остаточное поле может диссипировать прак!ически полностью Дальнейшее уючнение гипотезы позволило обойти и эти трудности, и в своем современном виде теория остаточного магнитного поля предсказывает магнишые поля сравнимые с наблюдаемыми, ге порядка 1 кГс (Дудоров, 1995)

Методики измерения магнитных полей молодых звезд

Практически все методики измерения магнитных полей звезд основаны на, -эффекте Зеемана На пракшке широко используются два наблюдаемых проявления ЭЮ10 эффекта

1) так называемое «зеемановское» уширение спекхральных линий,

2) круювая поляризация ^-компонентов спектральной линии

В прос тейшей модели спектра магнитной звезды профиль линии можно описахь выражением F(А) = Fb(A)*/+Fq(A)*(1 —/), где Fg - спектр формирующийся в областях с магнитным полем, Fq - спектр формирующимся в областях без магнитного поля, / - фактор заполнения, отражающий долю площади занимаемую матнитными областями Необходимо отме!и 1 ь, чю «магнитный» спектр, Fb, отличается от «немагнитного» не юлько вследс твие зеемановского уширения линий, но также и потому, чю Mai ни1ное поле влияет на параметры звездной атмосферы

В этом случае, можно измерить магнитное поле по его влиянию на эквивалентные ширины спек1ральных линий В сильных линиях о-компоненты, смещаясь к крыльям, усиливают непрозрачность в линии, увеличивая тем самым ее эквивалентную ширину (Basil et al 1992) Сравнивая наблюдаемый спектр звезды с теоретическим, можно оценить величину поверхностного магнитного поля Этот метод требует очень ючно знать ашосферные параметры исследуемой звезды Подчеркнем, чю )Ю1 мешддасч нам величину модуля ма1 ни!ного поля умноженного на фактор заполнения / (Basil et al 1992, Guenthei et al 1999)

Измерение величины круговой поляризации спектральных линий по смещению ^-компонент огносихельно центральной длины волны являемся, пожалуй, самым «прямым» методом измерения магни!ных полей звезд, но и эы меюдика имеет некоторые 01раничения Главная особен-нопь состоит в том, чю сг-компоненгы линии поляризованы в противоположных направлениях и направление круговой поляризации каждой из компонеш зависит oi ориеныции поля Таким образом, на видимой поверхности звезды обласхи с противоположной полярностью мслут «компенсировать» друг друга и измеренная таким образом напряженное ib поля буде] близка к нулю (хороший пример - Солнце, наблюдения ел дельных пяхен даю! величины поля до трех кГс, в ю время как наблюдения всей поверхнос1и целиком даю: величины порядка нескольких laycc) Оиюсчиельное смещение а-компонент пропорционально усредненной по наблюдаемой поверхности звезды продольной компоненте маг-ни1ною поля До недавнего времени, эхим методом магнитное поле у холодных звезд (как молодых, так и звезд главной последовательности) не удавалось обнаружив, точнее наблюдения давали лишь верхний предел величины поля (например работы Vogt 1980, Brown & Landstreet 1981, Bona et al 1981) Исключением стало обнаружение значимой круювой поляризации у некоторых бысхро вращающихся карликов и звезд типа RS CVn (с м например работу Donati et al , 1997)

В<е измерения преде гавленные в данной работе выполнены но (пек-1рополяриме1риче( кои меюдике, 1 е измерением величины зеемановско-го расщепления гт-комнонент спектральных линий

Цель работы

Цель ди( (ерыции исследование магнихных нолей молодых звезд малой массы на основе спектрополяриметрических наблюдений, выполненных на 6 м к'леекопе CAO РАН В Гл I и II расмахриваюия CTTS Т Tau и DP Tan (ooiвен пзенно, а в Гл III - фуор FU Он

Результаты, выносимые на защиту

1. Резулылты измерений средней величины продольной компоненты машиною поля В\\ в фотосфере звезды Т Tau, величина которой менялась с к'чепием времени в интервале oi ~ 150 ± 30 до 15 ± 30 Гс

2. Результаты измерений средней величины Яц в магнигшнфере Т Tau (в облас ги формирования линии Hei 5876), коюрая менялась с течением времени в диапазоне от 350 до 1100 Гс

3. Оценки параметров магнихного поля Т Таи в предположении о (чо дипольиой конфигурации (Вр ~ 4 кГс, угол между осью вращения звезды и магии той осью ~ 85°), а также вывод о юм, чю если уюл между ос ыо вращения Т Tau и лучом зрения превышает 10°, то поле в (фотосфере Т Тан существенно отличается от дипольного

4. Впервые полученные оценки величины магнитного поля в диске {В < 300 Гс), дисковом Beipe (В < 300 Гс ) и в области формирования >мис ионной компоненты линии Я« (В < 100 Гс) для фуора FU Оп

Все перечисленные пункты определяют также научную новизну ре-зулыаюв Апробация результатов была проведена на конференции молодых ученых «Ломонос ов-2003», на конференции по Ас1рофизике высоких -энергий в Москве «НЕА-2002», на конференции в Бразилии «Open Issues m Local Star Formation» в апреле 2003г, на конференции «Маг-ни1ные звезды» в CAO РАН в августе 2004 г, и научном семинаре в ФИАНе

Основные результаты работы опубликованы в 4 статьях в журнале «Письма в АЖ» и одной статье в журнале «Astronomy & Astrophysics» В список положений, вынесенных на защиту, включены лишь те резуль-laii.i и выводы, в коюрых мой вклад был основным или, по крайней мере, равным вкладу других соавторов

Список печатных работ, содержащих основные резулыахы диссертации

1 Smiinov D А , Fabrika S N , Lamzin S А , Valyavin G G , 2003, «Pobublt dctedion of of a magnetic field in T Tau», A&A 401, 1057-1061

2 Д А Смирнов С А Ламзин, С H Фабрика, Г А Чунюнов, «О возможной пере меннтгпи магнитного поля Т Таи», 2004, Письма в АЖ гЗОстр 50G

3 Смирнов Д А , Ламзин С А , Фабрика С Н , «Измерение продольной компотmriы напряженности магнитного поля FU Orí», 2003, Письма в АЖ Т 29, С 300-304

1 Смирнов Д А , Романова М М , Ламзин С А , «Анализ результатов измерения магнитного поля Т Таи», 2005, Письма в АЖ т 31 стр 335

5 Чунюнов ГА , Смирнов Д А , Ламзин С А , «Новые результаты измерений магнитного поля BP Таи», 2007, Письма в АЖ т 33 стр 43

6 Ламзин С А Смирнов ДА, Фабрика СН «On the structure, of rnaqnetu field of T Таи», AphSSLib, Vol 299, Proc of Conf «Open Issues in Local Star Formation» (Brazil, 5-10 April), CD, 2003

7 Смирнов Д А «Измерение магнитных полей молодых звезд», сборник 1езисов докладов конференции «Ломоносов-2003», Физический ф-т МГУ, с 1 р 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 «Ас грофизика высоких энергий се-1 одни и завтра (НЕА-2002)», ИКИ РАН, стр 14, 2002

Заключение

В диссертации проведен анализ спектрополяриметрических наблюдений звезд Т Tau, FU Ori и BP Tau, выполненных в разные годы на бм телескопе CAO РАН с помощью спектрографа ОЗСП Были получены следующие основные результаты

1 Впервые измерена продольная компонента магнитного поля в фотосфере звезды Т Tau, средняя по поверхности величина которого оказалась равной ~ 150 Гс На данный момент, это самое сильное магнитное поле когда-либо обнаруженное у холодных звезд спектрополяриметриче-скими методом Также обнаружена переменность величины продольной компоненты магнит нот о поля Т Tau

2 По -»мжионнои линии Hei 5876 впервые измерена средняя величина Вц в магнитосфере Т Tau Полученные данные позволяют также ювори1ь об обнаружении переменности поля в области формирования этой линии Показано, что изменение Вц связано не только с вращением звезды, но и с переменностью величины и/или конфигурации поля

3 Получены оценки параметров магнитного поля Т Tau в предположении о ето дипольной конфигурации Показано, что существующие измерения величин В и Вц не противоречат друг другу лишь в том случае, если угол между осью вращения и магнитной осью близок к 85°, а угол между осыо вращения звезды и лучом зрения i < 10° Если же будущие интреферомехрические измерения покажут, что в случае Т Tau г > 10°, ею будет означать, что поле звезды существенно недипольио

4 Приведены соображения в пользу существования у Т Tau магнитною поля сложной, нсдипольной структуры Мы полаыем, чю на поверхности звезды магнитное иоле организовано хаотично, а при удалении от звезды основную роль играет крупномасштабное упорядоченное (диполыюе) поле

5 Впервые получена оценка магнишою поля в диске, дисковом ве:-ре и в области формирования эмис ионной компоненш линии На для сис 1емы FU Ori

6 Получены оценки величины Вц в мапшюсфере звезды BP Tau

На основании полученных резулыаюв, а также на основании результатов измерений проведенных другими авюрами, получены оценки параметров магнитного поля BP Tau, в предположении дипольной конфи-[урации поля в области формирования линии Hei 5876

7 Приведены соображения в пользу того, то причиной краткосрочной переменности магнитного поля BP Tau могут быть нестационарные мелкомас штабные ноля активных областей на поверхности звезды и/или иерезамыкание силовых линий магнитосферы, обусловленное закруткой 31 их линий при вращении звезды

Подводя итог, мы можем сказа!ь, что в рамках существующих ограничений (как annapaiypHbix, так и ограниченною наблюдательною времени) поставленная задача выполнена и цель диссертации дос!шну!а

Некоторые из наших результатов к данному моменту уже уточнены (напряженность магнитного поля FU Огт по линиям металлов, см Гл III), некоторые находятся в хорошем согласии с результатами полученными другими авторами и позволили уточнить их (результаты по BP Tau, см Гл II), некоторые же не подтверждены до сих пор (данные по Т Tau, см Гл I) Интерес, с которым были встречены наши результаты в печати свидетельствует о переспективности спектроиоляриметрических исследований молодых аккрецирующих звезд Разумеется, материал данной диссертации это лишь начало большой работы Увеличение с центрального разрешения и диапазона (за счет применения -эшелле-спектрос копии) позволю значительно повысить точность измерений Длинные непрерывные ряды наблюдений (порядка нескольких периодов вращения звезды) дали бы возможность исследовать переменность магнитного поля молодых звезд как на малых, так и на больших временных интервалах и, быть может, позволили ли бы исследовать геометрию поля, применяя методы Допплер-Зеемановского картирования Весьма перспективным представляется одновременное измерение магнитного поля по спектральным линиям формирующимся в различных облас тях системы звезда-диск (в фотосфере, вблизи ударной волны, в магнитосфере, во внутренних областях диска и тд ) Это позволило бы лучше понять механизмы маг нитосферной аккреции на молодые звезды Кроме тог о, подобные детальные исследования могли бы помочь в решении задачи о зарождении и генерации магнитных полей молодых звезд

В заключение автор хотел бы поблагодарить своею научного руководимом Cepien Анатольевича Ламзина за науку и безграничное 1ерпение, коллектив лаборатории новых фотометричес ких методов ГАИШ за поддержку и ценные советы, сотрудников лаборатории физики звезд CAO за roc теприимс 1 во и полезные дискуссии, Г А ЧунюноваиДО Кудрявцева за помощь в наблюдениях, Т А Рябчикову за советы и помощь в обработке, H Е Пискуноваза предос тавленную программу SYNTHMAG

1. Akcson R L , Ciardi D R, van Belle G T et al , Constraints on Cue urnstellar Disk Parameters from Multiwavelength Observations T Tauri and SU Aurigae, Astrophys J 566, 1124 (2002)

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

3. Aidila D R , Basri G , The Balrner Wavelength Range of BP Tauri, Astiophys J 539, 834 (2000)

4. Babiotk H W , A Catalog of Magnetic Stars, Astiophysical Journal Supplement, vol 3, p 141 (1958)

5. Basil G , Batalha C , Magnetized Disk-Winds and the Origin of Bipolar Outflows, Reviews in Modern Astronomy, v 3, p 234-265 (1990)

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

7. Basil G, Marcy G W , Valenti J A , Limits on the magnetic flux of pie-mcun-sequerice stars, Astrophys J , 390, 622 (1992)

8. Beitout C , Activity of young low-mass stars, New Windows to the Universe, Set, Xlth European Meeting of the International Astronomical Union Edited by F Sanchez and M Vazquez Cambridge University Press, p 269 (1990)

9. Borra E F , Edwards G , Mayor M , The magnetic fields of the late-type stars, Astrophys J , 284, 211 (1984)

10. Bouviei J , Alencar S H P , Harries T J , Johns-Krull C M , Romanova M M , Magrietospheric Accretion in Classical T Tauri Stars, Piotostars &1. Planets V (2006)

11. Brown D N , Landstreet J D , A starch for weak longitudinal magnetic fields on late-type stars, Astrophys J , 246, 899 (1981)

12. Calvet N Ilaitmann L Kenyon S J , Mass loss from pre-main-scquence accrction disks I The ac celeratmg wind of FU Ononis, Astrophys J , 402, 623 (1993)

13. Camenzind, M , Hamilton echelle spectra of young stars I optical veiling, Astrophys J , 363, 654 (1990)

14. Cameron Collier A , Campbell C G , Rotational evolution of magnetic T Tauri stars with accretion discs, Astion Astrophys 274, 309 (1993)

15. Cowling T G , On the Sun's general magnetic field, MNRAS v 105, p 166 (1945)

16. D Angelo G , Errico L , Gomez M T , Smaldone L A , Teodoram M , Vittone A A , A chromospheric model for FU On, Astron Astrophys 356, 888 (2000)

17. Daou A G , Johns-Kiull, C M , Valenti J A , Spectropolanmetry of the Classical T Tauri Star T Tauri, Astronomical J , 131, 520 (2006)

18. Donati J F , Paletou F , Bouvier J , Feireira J , Direct detection of a magnetic field in the innermost regions of an accrction disk, Nature, Volume 438, Issue 7067, pp 466-469 (2005)

19. Donati J F , Semel M , Carter B D., Rees D E, Collier C A, Spectropolarimctric observations of active stars, MNRAS, vol 291, p 658 (1997)

20. 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)

21. Erru o L , Vittone A , Lamzin, S A , Variability of the HJpha and Na I D Line Profile, m the Spec trarn of FU On, Astronomy Letters, vol 29, p 105-110 (2003)

22. Feigelson, E D , Detampli, W M , Obser nations of X-ray emission from T Taun stars, Astrophys J , 243, 89 (1981)

23. Galmi G F , X-iatj observations of T Taun stars, Astrophys J , 242, 163 (1980)

24. Ghosh, P, and Lamb, F K , Accretion by rotating magnetic neutron stars III Accretion torques and period changes in pulsating X-ray sources, Astrophys J , 234, 296-316 (1979)

25. Guenther Eike W, Lehmarm H , Emeison James P, Staude J, Measurements of magnetic field strength on T Taun stars, Astron Astrophys 341, 768 (1999)

26. Gullbnng E , Barwig H , Schmitt J H M M , Simultaneous optical and ROSAT X-ray obsernations of the classical T Taun star BP Taun , Astron Astrophys 324, 155 (1997)

27. Gullbrmg E , Hartmann L , Briceno C , Calvet N , Disk Accretion Bates for T Taun Stars, Astrophys J , 492, 323 (1998)

28. Gullbrmg E , Petrov P P, Uyin I, Tuommen I , Gahm G F , Loden K , Line profile variations of the classical T Tauri star BP Taun, Astron Astiophys 314, 835 (1996)

29. Gurtler J , Schreyer K , Hennmg Th et al., Infrared spectra of young stars in Charnaeleon, Astron Astrophys 346, 205 (1999)

30. Johns-Kiull, C M , Gafford, A D , New Tests of Magneto spheric Accretion in T Taun Stars, Astrophys J 573, 685 (2002)

31. Johns-Kiull, C M , Valenti J A , Koresko C , Measuring the Magnetic

32. Field on the ClassiT Tauri Star BP Tauri, Abtrophys J 516, 900 (1999a)

33. Johiib-Kiull CM, Valenti JA, Hatzes AP, Kanaan A, Spectropolanrrietry of Magnetospheric Accretion on the Classical T Taint Star BP Tauri, Astrophys J 510, 41 (1999b)

34. Johns-Kiull C M , Valenti J A , New Infrared Veiling Measurements and Constraints on Accretion Disk Models for Classical T Tauri Stars, Astrophyb J 561, 1060 (2001)

35. Johns-Kiull C M , Valenti J A , Saar S H , Testing the Reality of Strong Magnetic Fields on T Tauri Stars Tht Naked T Tauri Star Hubble Abtrophys J 617, 1204 (2004)

36. Johnstone R M , Penbton M V , A search for magnetic fields in the T Taurt stars GW On, CoD-34 7151, and RU Lup, MNRAS 219, 927 (1986)

37. Joy AH, T Tauri Variable Stars, Abtrophys J 102, 168 (1945)

38. Haitigan P, Edwards S , Ghandour L , Disk Accretion and Mass Loss fiorn Young Stars, Astrophys J , 452, 736 (1995)

39. Hartmann L , Calvet N , Observational constraints on FU ORI winds, Astronomical J , 109, 1846 (1995)

40. Hartmann L , Kenyon S , The FU Ononis Phenomenon, Annual Review of Astionomy and Astrophysics, Volume 34, pp 207-240 (1996)

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

42. Heibst W, Booth JF, Chugainov PF etal, The rotation period and inclination angle of T Tauri, Astiophyb J Lett 310, L71 (1986)

43. Hesbman F V ,Guenter E W , The highly veiled T Tauri stars DG Tau,

44. DR Taa, and DI Cep, Astron and Astrophys 321, 497 (1997)

45. Hoffmci&ter C , Die RW Aungae-Sterne und ihre Nebenformcn, Astron Nachnchten, 278, 24 (1949)

46. Koule S , Shibata K , Kudoh T , Relativistic Jet Formation from Black Hole Magnetized Accretion Disks Method, Tests, and Applications of a General RelativisticMaqnetohydrodynamic Numerical Code, Astiophys J , 522, 727 (1999)

47. Koenigl A , Disk accretion onto magnetic T Tauri stars, Astrophys J 370 39 (1991)

48. Kupka F , Piskunov N , Ryabchikova T A , Stempels H C , Weiss W W , VALD-2 Progress of the Vienna Atomic Line Data Base, Astronomy and Astrophysics Supplement, v 138, p 119-133 (1999)

49. Najita J R , Edwards S , Basri G , Can, J , Spectroscopy of Inner Protoplanetarg Disks and the Star-Disk Interface, Protostars and Planets1. (Book Tucson University of Arizona Pi ess, eds Mannings, V , Boss, A P, Russell, S S), p 457 (2000)

50. O'dell, C R , Wen Z , Hu X , Discovery of new objects m the Orion nebula on HST images Shocks, compact sources, and protoplanetary disks, Astrophys J , 410 696 (1993)

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

52. Piskunov, NE, m Proc of the 2nd International Woikshop on Solai Polarization, ed K Nagendra, k J Stenflo, Bangalore, India, 1998, Kluwer ASSL 243, p 515 (1998)

53. Romanova M M , Ustyugova G V , Koldoba A V , Wick J V , Lovelac e R V E , Relatiuistic Poyntiag Jets from Accrction Disks, Astiophys J 595, 1009 (2003)

54. Romanova M M , Ustyugova G V , Koldoba A V , Lovelace R V E , The Propeller Regime of Disk Accretion to a Rapidly Rotating Magnetized Star, Astrophys J 616, 151 (2004)

55. Sargent A I , Welch W J, Millimeter and submillimeter interfere)rnetry of astronomisources, Ann Rev Astron Astrophys , 31,297 (1993)

56. Shu F, Najita J, Ostnker E, Wilkin F, Ruden S, Lizano S, Maynetoctntrifuqally driven flows from young stars and disks, Astrophys J 429, 781 (1994)

57. Simon M , Dutrey A , Guilloteau S , Dynamical Masses of T Tauri Stars and Calibration of Pre-Mam-Sequence Evolution, Astrophys J. 545, 1034 (2000)

58. Sirnrnov D A , Fabrika S N , Lainzin S A , Valyavin G G , Possible detection of a magnetic field m T Tauri, Astron Astrophys 401, 10572003)

59. Spitzer L Jr , Theoretical Problems of Stellar Magnetism, Electromagnetic Phenomena in Co&rnical Physics, Proceedings from IAU Symposium no 6 Edited by Bo Lehnert International Astronomical Union Symposium no 6, Cambiidge University Press, p 169 (1958)

60. Spitzel L Ji , Diffuse matter in space, New York Intei&c Publ J Wiley and Sons (1968)

61. Symington N H , Harries T J , Kurosawa R , Naylor T , T Taari stellar magnetic fields Hel measurements, MNRAS 358, 977 (2005)

62. Valenti J A , Johns-Kiull С M , Observations of Magnetic Fields on T Tauri Stars, Astiophysics and Space Science, v 292, Issue 1, p 619-6292004)

63. Vogt S S , A magnetic study of spotted UV Ceti flare stars and related late-type dwarfs, Astrophys J 240, 567 (1980)

64. White R J , Ghez A M , Observational Constraints on the Formation and Evolution of Binary Stars, Astrophys J 556, 265 (1980)

65. Yang II Johns-Krull С M , Valenti Л A , Measuring the Magnetic Field of the Classical T Tauri Star TW Hydrae, Astrophys J 635, 466 (2005)

66. Дудоров A E , «Ранние стадии эволюции звезд», Киев, Наук Думка, ( 56 (1977)

67. Дудоров А Е , 0( 1 а 1 очное магнишое поле звезд типа Т Тельца, АЖ , 72(6), 881 (1995)

68. Зельдович Я Б , Вайнипейн С И , Рузмайкин А А , «Турбуленхное динамо в астрофизике», М , Наука (1980)

69. Кравцова А С , Ламзин С А , Анализ УФ спектров звезд типа Т Тельца,, полученных с Космическою Телескопа DR Tau, Письма в

70. А( 1рон Журн 28, 748 (2002а)

71. Кравцова АС, Ламзин С А, Анализ УФ с петров 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)

72. Кравцова АС, Ламзин С А, Особенности распределения энергии в УФ континууме звезд 1ипа Т Тельца, Письма в Асзрон Журн 29, 643 (2003)

73. Найденов И Д , Чунтонов ГА , Сообщения CAO, 16, 63 (1976) Панчук В Е , Препринты CAO, 154 (2001) Худе он Д , «Статистика для физиков» M , Мир (1967) Чунюнов ГА , Годовой отчет CAO, 56, 36 (1997)