Определение физических условий в аккреционных пятнах звезд типа T тельца на основе анализа их спектров тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ ИМЕНИ М.В. ЛОМОНОСОВА

Государственный астрономический институт имени П.К. Штернберга

На правах рукописи УДК 524.338.5

Додин Александр Владимирович

ОПРЕДЕЛЕНИЕ ФИЗИЧЕСКИХ УСЛОВИЙ В АККРЕЦИОННЫХ ПЯТНАХ ЗВЕЗД ТИПА Т ТЕЛЬЦА НА ОСНОВЕ АНАЛИЗА ИХ

СПЕКТРОВ

01.03.02 - Астрофизика и звездная астрономия

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

2 5 ДПР 2013

МОСКВА - 2013 г.

005057953

005057953

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

Научный руководитель:

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук Ламзин Сергей Анатольевич заместитель директора по научной работе Государственного астрономического института им. П.К. Штернберга МГУ им. М.В. Ломоносова

доктор физико-математических наук, профессор,

Гринин Владимир Павлович

зав. лабораторией звездообразования главной астрономической обсерватории РАН

Ведущая организация:

доктор физико-математических наук, доцент,

Машонкина Людмила Ивановна

ведущий научный сотрудник Института астрономии РАН

НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория"

(Украина, Крым, пгт. Научный)

Защита состоится 16 мая 2013 г. в 14:00 на заседании диссертационного совета Д501.001.86 при Государственном астрономическом институте им. П.К. Штернберга (ГАИШ МГУ), расположенном по адресу: Университетский проспект, дом 13, 119991, Москва

С диссертацией можно ознакомиться в Научной библиотеке Московского государственного университета имени М.В. Ломоносова (119991, г. Москва, Ломоносовский проспект, д.27, Фундаментальная библиотека).

Автореферат разослан 15 апреля 2013 года

Ученый секретарь диссертационного совета, доктор физико-математических

наук /о С.О. Алексеев

Общая характеристика работы

Актуальность работы.

Нет сомнений в том, что эмиссия в линиях и континууме, наблюдаемая в спектрах классических звезд типа Т Тельца (CTTS), обусловлена аккрецией вещества протопланетного диска на молодые звезды малой массы и сопровождающим этот процесс истечением вещества. Наблюдения показывают, что эмиссионные линии в оптических спектрах CTTS состоят из двух компонент: узкого (FWHM ~ 30 км/с) и широкого (FWHM ~ 100 км/с), которые формируются в различных пространственных областях. Можно считать доказанным, что узкие компоненты эмиссионных линий формируются в атмосфере CTTS, прогреваемой излучением аккреционной УВ: наблюдательные аргументы в пользу этой точки зрения приведены в работах Петрова и др. 2001, 2011 [11,12]; Гама и др. 2008 [6], а также в диссертации. Представленные в диссертации JITP-расчеты в рамках простой модели круглого однородного пятна согласуются с наблюдаемым спектром узких компонент: для всех рассмотренных в диссертации CTTS удается подобрать модель, спектр которой похож на наблюдаемый, по крайней мере в том, что линии, показывающие эмиссию в наблюдаемых спектрах, показывают эмиссии и в моделях, а проведенные не-JlTP расчеты для атомов Ca и Не позволяют количественно интерпретировать наблюдаемые спектры. Широкие компоненты, по-видимому, образуются в магнитосфере звезды на значительном 1 — ЗЯ„) расстоянии от фотосферы - см., например, Гомес де Кастро и Вердуго (2003) [7] и Додин и др. (2012) [16]. Заметный вклад в широкие компоненты некоторых линий может также давать истекающее вещество.

В последние несколько лет Ж.-Ф. Донати с коллегами опубликовал серию работ по доплеровскому картированию CTTS, использовав для этих целей абсорбционные линии фотосферы и узкие компоненты эмиссионных линий - см. обзор Донати и Ландстрит (2009) [3] и приведенные там ссылки. Эти работы широко цитируются, а полученная информация используется для глобальных выводов о структуре магнитного поля молодых звезд и характере их взаимодействия с протопланетным диском - см., например, Донати и др. (2010) [4]. Однако достоверность результатов, полученных в работах группы Донати, вызывает у нас серьезные сомнения по следующим причинам:

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

горячем пятне растет наружу.

2) Принято считать, что наблюдаемое уменьшение глубины фотосферных линий в спектрах CTTS по сравнению со звездами главной последовательности тех же спектральных классов вызвано тем, что на фотосферный спектр молодой звезды накладывается т.н. вуалирующий континуум (Хартиган и др., 1989, [8]). Однако наблюдения и расчеты, представленные в диссертации, показали, что существенный вклад в вуалирование вносят эмиссионные линии, возникающие в горячем пятне и частично заполняющие фотосфер-ные линии. В диссертации показано, что степень вуалирования линиями, как правило, отличается в несколько раз даже в пределах узкого спехтрально-го диапазона. Иными словами, эмиссия в линиях искажает профили разных фотосферных линий в различной степени. Меж тем группа Донати для до-плеровского картирования использует т.н. LSD метод, суть которого сводится к анализу единственного профиля, который получается усреднением большой совокупности фотосферных линий, естественно, без учета искажения их профилей эмиссионными линиями горячего пятна.

В диссертации показано, что если не учитывать вуалирование фотосфер-ного спектра эмиссионными линиями горячего пятна, то возникает непредсказуемые ошибки в оценках параметров аккреционного пятна и таких параметров звезды, как Те/, v sin i, Ау. Иными словами, есть основания полагать, что все измерения этих параметров, выполненные до сих пор, являются в той или иной мере неточными. И напротив, учет вуалирования линиями решает как проблему немонотонного распределения вуалирования, описанную в работе Стемпельса и Пискунова (2003) [14], так и проблему вуалирования в ИК области, поставленную в работе Фишера и др. (2011) [5]. Воспроизведение наблюдаемого спектра эмиссионных линий позволяет получить оценки параметров аккреционной зоны, которые не зависят от неопределенности в величине и законе межзвезного поглощения, более того, при наличии спектров CTTS в абсолютных единицах, можно восстановить сам закон межзвезного поглощения в направлении на изучаемые CTTS.

В последнее десятилетие рядом авторов были выполнены трехмерные численные МГД-расчеты, моделирующие процесс магнитосферной дисковой аккреции на звезды различных типов: от нейтронных звезд и белых карликов до CTTS - см. обзор Романовой и др. (2009) [13] и приведенные там ссылки. Из-за сложности расчетов авторы вводят различные упрощения, оправданность которых можно выяснить только путем сравнения получаемых результатов с наблюдениями. Метод доплеровского картирования - весьма перспективный подход для такого сравнения, a CTTS - самые подходящие объекты, поскольку в спектрах этих звезд проявляются все составляющие аккреционного потока: от точки остановки на границе магнитосферы до поверхности

звезды - см. работу Аленкар (2007) [1] и приведенные там ссылки. При этом многие CTTS удалены от Солнца на расстояние менее 150 пк, что позволяет получать для них спектры высокого качества, необходимые для доплеров-ской томографии. Поняв физику магнитосферной аккреции в случае CTTS, можно использовать полученные результаты и для звезд других типов.

Цель диссертационной работы.

Количественная интерпретация спектров CTTS в рамках модели магнитосферной аккреции на основе расчетов спектра излучения аккреционной зоны; определение физических условий в аккреционной зоне. Достижение поставленной цели предусматривает решение следующих основных задач:

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

2. Расчет спектра звезды с аккреционным пятном.

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

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

5. Измерение магнитного поля в зоне аккреции.

Научная новизна.

Основные результаты работы являются новыми и заключаются в следующем:

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

• В рамках модели магнитосферной аккреции удается одновременно воспроизвести фотосферный спектр, вуалирование и спектр узких компонент эмиссионных линий, путем подбора физических параметров ударной волпы.

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

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

• Вычисление спектра звезды с аккреционной зоной позволило выделить широкий эмиссионный компонент у линии Hell 4686 Ä.

• В спектрах CTTS найдены наблюдаемые проявления неоднородности аккреционной зоны.

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

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

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

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

Основные положения выносимые на защиту:

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

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

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

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

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

Работы автора по теме диссертации.

По теме диссертации опубликовано 7 печатных работ из них б из списка

ВАК.

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

[2] Додин A.B. и Ламзин С.А. Интерпретация эффекта вуалирования фо-тосферного спектра звезд типа Т Тельца в рамках аккреционной модели. Письма в Астрономический журнал, 38, 727 (2012).

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

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

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

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

Доступно по адресу http://arxiv.org/abs/1302.5357.

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

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

[7] Dodin A.V., Chountonov G.A., Lamzin S.A. Magnetic field of young star RW Aur. In "Magnetic Stars" Proceedings of the International Conference. Nizhniy Arkhyz, 2011.

Апробация.

Основные положения диссертационной работы докладывались на Всероссийской молодежной астрономической конференции "Наблюдаемые проявления эволюции звезд" 15-19 октября 2012, CAO РАН, на международной конференции "Magnetic Stars-2010", на Международном молодежном научном форуме "JIOMOHOCOB-2010"; семинарах "Магнитоплазменные процессы в релятивистской астрофизике" в 2011, 2012, 2013 гг.

Личный вклад автора в совместных работах.

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

Объем и структура работы.

Диссертация состоит из введения, 3 глав, заключения и списка литературы. Список использованной литературы содержит 133 наименования. Текст диссертации содержит 137 страниц машинописного текста, включая 56 рисунков и 11 таблиц.

Содержание работы

Во Введении излагаются представления о звездах типа Т Тельца, обосновывается актуальность темы и формулируются цель работы и положения выносимые на защиту.

Глава 1. Структура и спектр излучения зоны аккреции в ЛТР приближении

В первой главе ставится вопрос о необходимости нового моделирования спектра горячего пятна, которое бы учитывало не только излучение в континууме (как это сделано в работе Кальвет и Гуллбринг, 1998 [2]), но также излучение в линиях. Описываются модельные предположения и диапазон рассматриваемых параметров аккреционной ударной волны. Производится

рассчет структуры зоны перед фронтом ударной волны, которая не только переизлучает коротковолновое излучение УВ обратно в направлении звезды, но и поглощает излучение горячего пятна, изменяя его спектр. Зона перед фронтом УВ рассчитывалась приближенно в программе CLOUDY и только для континуума.

Расчеты структуры и спектра горячего пятна были выполнены с помощью модифицированной программы ATLAS9 (Куруц, 1970 [9]) в рамках JITP-приближения для плоскопараллельного слоя с солнечным обилием элементов. Тестовые вычисления показали, что программа работает правильно. Оказалось, что основные параметры задачи - скорость Vo и плотность No аккреци-руемого газа перед фронтом УВ и Те/ звезды. Спектр пятна зависит, главным образом, от отношения К мощности внешнею излучения к мощности излучения невозмущенной атмосферы, причем при малых значениях К горячее пятно проявляет себя, в основном, в линиях, а заметная эмиссия в континууме появляется при бблыних К. При одинаковых К, но разных значениях Vo и Nq различия спектров пятна невелики, однако не следует забывать, что в рамках JITP-приближения вид спектров определяется, прежде всего, зависимостью Т — Т(тnoss), поэтому учет отклонений от JITP может существенно изменить этот вывод.

Предполагая, что на поверхности звезды с Те/ от 3750 К до 5000 К имеется одно пятно круглой формы, в пределах которого значения Vo и Nq одинаковы, было рассчитано, как должны выглядеть результирующие спектры системы звезда+пятно при разных относительных размерах пятна / и его положении относительно наблюдателя, характеризуемого углом а между лучом зрения и осью симметрии пятна. Для каждой из звезд, у которых было обнаружено вуалирование линиями (Гам и др., 2008 [6]; Петров и др., 2011 [12]), удалось подобрать модель, спектр которой похож на наблюдаемый, по крайней мере, в том, что линии, показывающие эмиссию в наблюдаемых спектрах, показывают эмиссии и в моделях.

Из расчетов следует, что в видимом диапазоне разброс степени вуалирования г индивидуальных линий особенно велик в интервале длин волн 50005500 А, в результате чего среднее значение г в этом интервале возрастает. До нашей работы наличие локального максимума на зависимости г = г(А) в районе А га 5300 А интерпретировалось, как немонотонное распределение энергии в спектре эмиссионного континуума, причина которого была непонятна.

Было показано, что если при расчете спектра аккреционного горячего пятна учитывать эмиссию не только в континууме, но и в линиях, а также корректно суммировать вклады в общее излучение от пятна и невозмущенной фотосферы звезды, то наблюдаемое вуалирование спектров CTTS в ближней

ИК области можно объяснить без привлечения дополнительных источников вуалирующего континуума.

Наличие узких эмиссионных компонент внутри фотосферных линий приводит к искажению относительных глубин линий и к изменению формы их профиля, что может привести к систематическим ошибкам в определении параметров звезды: эффективной температуры и lg д. Перемещение пятна относительно наблюдателя при вращении звезды вокруг оси приводит к смещению положения эмиссионных компонент внутри абсорбционных линий, что воспринимается как переменность лучевой скорости звезды. Одновременно меняется и ширина фотосферных линий, что выглядит как переменность величины v sin г. Важно подчеркнуть, что величина эффекта зависит от того, какие именно фотосферные линии будут выбраны для измерений, поскольку даже внутри сравнительно узкого спектрального интервала степень вуалирования линий г может отличаться в несколько раз.

Показана ограниченность использования вуалирования при определении параметров аккреционного пятна, поскольку примерно одинаково вуалированные спектры могут быть получены при различных параметрах пятна, особенно, если спектры рассчитаны в JITP приближении. Поэтому для определения параметров ударной волны, необходимо использовать более сильные линии, которые явным образом проявляют себя как узкие эмиссионные компоненты и которые необходимо рассчитывать с учетом отклонений от JITP. Чувствительные к не-JITP эффектам линии могут помочь преодолеть неопределенность при одновременном определении параметров аккреции N<¡ w Vq, поскольку интенсивность линий, показывающих отклонение от ЛТР, должна зависеть от поля излучения, которое определяется величиной Vq. Учет отклонений от ЛТР для этих линий может оказаться важным при интерпретации спектров: в частности, П. П. Петров (частное сообщение) обнаружил, что в спектре звезды DR Таи фотосферные линии Cal, в отличие от линий других металлов, вуалируются только континуумом. Наши ЛТР-расчеты не позволяют объяснить этот эффект, который, впрочем, может быть связан с дефицитом кальция в аккрецируемом газе.

Содержание главы отображено в двух статьях Додин и Ламзин (2012, 2013) [17,19].

Глава 2. Учет отклонений от JITP для атомов Не и Са

Глава посвящена не-ЛТР моделированию спектров атомов Не и Са, па основе ЛТР моделей атмосфер, рассчитанных в первой главе. Сначала описываются модель атома Не, использованные атомные данные и программа расчета населенности уровней, которая была написана самостоятельно. В случае атома Са была использована модель атома и атомные данные из работы Ма-шонкиной и др. (2007) [10] и программа для расчета населенности атомных

уровней DETAIL, которая была мною модифицирована для учета внешнего излучения. После тестирования программ расчета населенностей уроней, описываются программы для расчета спектров: для гелия программа была польностью написана самостоятельно, для расчета спектра Са была модифицирована программа SYNTHE.

Моделирование спектров CTTS впервые позволило обнаружить, что линия Не II4686 Á состоит не только из узкого, но и из широкого эмиссионного компонента. Совместные измерения величины вуалирования и эквивалентной ширины узкого компонента линии Hell 4686 Á позволяют определить плотность аккреционного потока.

Для 22-х спектров 9-ти CTTS были подобраны параметры аккрецируемо-го газа так, чтобы расчетный спектр в модели круглого однородного горячего пятна хорошо совпадал с наблюдаемым в широком спектральном диапазоне. Оказалось, что из 9-ти CTTS 7 аккрецируют вещество с плотностью N0 ~ 1013 см-3. При такой плотности спектр Са близок к JITP. Сравнение с наблюдениями показало, что при высокой плотности аккреционного потока спектр других элементов обычно хорошо описывается JITP-спектром.

Для большинства рассмотренных звезд спектр Са хорошо описывается моделями с содержанием Са, близким к солнечному. Только для звезды TW Нуа требуется пониженное примерно в три раза содержание Са в аккреци-руемом газе. Обоснованный вывод о содержании других элементов (прежде всего Fe, Mg, Ti) в аккрецируемом газе может быть сделан только после не-JITP моделирования спектра этих элементов. Однако, так же как для Са, нам не потребовалось вводить отклонения содержания элементов от солнечного для успешного описания наблюдаемого спектра звезд с высокой плотностью аккреционного потока.

На примере звезды TW Нуа показана необходимость учета неоднородности аккреционного пятна для одновременного воспроизведения линий Cal, Call, Hell и степени вуалирования, поскольку оказалось, что линии Call преимущественно образуются в протяженных областях аккреционной зоны с низким значением плотности потока аккреционной энергии.

Полученные характеристики аккреционного потока пе зависят от оценки межзвездного поглощения, поскольку были использованы спектры, нормированные на уровень континуума.

Содержание главы отражено в статье Додин и др. (2013) [18].

Глава 3. Измерения магнитного поля в аккреционной зоне

В первом разделе описывается методика измерений магнитного поля, которая основана на эффекте Зеемана. Описывается тестирование методики путем измерений магнитных полей у звезд с заранее известной напряженн-стью поля. Показывается возможность определения магнитного поля для от-

носителыю слабых звезд Т Тельца по измерению поляризации сильных узких эмиссионных линий в их спектрах: впервые измерено поле у звезд DO Tau, DR Tau, DS Tau.

Во втором разделе описан спектрополяриметрический мониторинг звезды RW Aur. Полученные в 2006-2009 гг. 18 измерений среднего значения продольной компоненты магнитного поля RW Aur А разбросаны по времени, однако из анализа имеющихся данных был сделан ряд выводов.

Результаты наших измерений противоречат гипотезе о том, что периодические изменения лучевой скорости звезды вызваны ее орбитальным движением с периодом ~ 2.77d, но согласуются с моделью двух горячих пятен с различной полярностью магнитного поля, расположенных в противоположных полушариях и периодом осевого вращения звезды Р ~ 5.6d. Наших данных не хватает для того, чтобы установить точное значение периода. В частности, при Р — 5.576d и Р — 5.6659d получаются фазовые кривые, на которых экстремумы В2 противоположного знака поля в пятнах смещены по фазе на ~ 0.5, чего и следует ожидать, если пятна отстоят друг от друга по долготе на 180°. Наблюдаемая величина продольной составляющей индукции магнитного поля в аккреционных пятнах составляла от -1.5 до +1.1 кГс.

В 2-х из 11-ти случаев было обнаружено отличное от нуля поле в линиях Nal D. Измеренные значения Bz отличаются от нуля > 3 а, а V-кривые имеют идентичную форму для обеих линий дублета. При этом можно утверждать, что поле с индукцией до ~ 0.8 кГс присутствует в участке профиля, который соответствует истечению вещества в интервале скоростей от 0 до ü —180 км/с.

Верхний предел Bz (по уровню 3 <т), полученный усреднением всех наблюдений, для фотосферы равен 180 Гс, а для области формирования линий На и [О I] 6300 - 220 Гс и 230 Гс соответственно. Нам также не удалось обнаружить поле в области формирования широких компонент эмиссионных линий: Bz < 600 Гс.

Содержание главы отображено в трех статьях: Додин и др. (2012, 2013) [16,20] и Бисикало и др. (2012) [15].

В Заключении обсуждаются полученные результаты, задаются направления для дальнейшего изучения, обсуждаются перспективы представленного в диссертации моделирования при изучении широких эмиссионных компонент и картировании зон аккреции.

Список литературы

[1] Alencar S., in "Star-Disk Interaction in Young Stars Proc. IAU Symp. 243, 71 (2007)

[2] Calvet N., Gullbring E., "The Structure and Emission of the Accretion Shock in T Tauri Stars", Astrophys. J. 509, 802 (1998).

[3] Donati J.-F., Landstreet J.D., "Magnetic Fields of Nondegenerate Stars", Ann. Rev. Astron. Astrophys. 47, 333 (2009).

[4] Donati J.-F., Skelly M. В., Bouvier J. et al., "Magnetospheric accretion and spin-down of the prototypical classical T Tauri star A A Tau", Mon. Not. R. Astron. Soc. 409, 1347 (2010).

[5] Fischer W., Edwards S., Hillenbrand L., Kwan J., "Characterizing the IYJ Excess Continuum Emission in T Tauri Stars", Astrophys. J. 730, 73 (2011).

[6] Gahm G.F., Walter F.M., Stempels H.C., Petrov P.P., Herczeg G.J., "Unveiling extremely veiled T Tauri stars", Astron. Astrophys. 482, L35 (2008).

[7] Gomez de Castro A. I., Verdugo E., "Hubble Space Telescope STIS Spectrum of RW Aurigae A: Evidence for an Ionized Beltlike Structure and Mass Ejection in Timescales of a Few Hours", Astrophys. J. 597, 443 (2003).

[8] Hartigan P., Hartmann L., Kenyon S., Hewett R., Stauffer J., "How to unveil a T Tauri star", Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 70, 899 (1989).

[9] Kurucz R., "Atlas: a Computer Program for Calculating Model Stellar Atmospheres", SAO Sp. Rep. 309 (1970).

[10] Mashonkina L., Korn A. J., Przybilla N., "A non-LTE study of neutral and singly-ionized calcium in late-type stars ", Astron. Astrophys. 461, 261 (2007).

[11] 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).

[12] Petrov P.P., Gahm G.F., Stempels H.C., Walter F.M., Artemenko S.A., "Accretion-powered chromospheres in classical T Tauri stars", Astron. Astrophys. 535, 6 (2011).

[13] Romanova M.M., Ustyugova G.V., Koldoba A.V., Lovelace R.V.E., "Launching of conical winds and axial jets from the disc-magnetosphere boundary: axisymmetric and 3D simulations", Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 399, 1802 (2009).

[14] Stempels H. C., Piskunov N., "The photosphere and veiling spectrum of T Tauri stars", Astron. Astrophys. 408, 693 (2003).

[15] Бисикало Д. В., Додин А. В., Кайгородов П. В., Ламзин С. А., Малоголо-вец Е.В., Фатеева A.M. "Реверсное вращение аккреционного диска RW Аиг А: наблюдения и физическая модель", Астрон. Ж., 89, 761 (2012).

[16] Додин А. В., Ламзин С. А., Чунтонов Г. А., "Магнитное поле молодой звезды RWAur", Письма в Астрон. Ж., 38, 194 (2012).

[17] Додин А. В. и Ламзин С. А., "Интерпретация эффекта вуалирования фотосферного спектра звезд Т Тельца в рамках аккреционной модели", Письма в Астрон. Ж., 38, 727 (2012).

[18] Додин А. В., Ламзин С. А., Ситнова Т. М., "He-JITP моделирование узких эмиссионных компонент линий Не и Са в оптических спектрах классических звезд Т Тельца", Письма в Астрон. Ж., 39, 353 (2013). Доступно по адресу http://arxiv.org/abs/1302.1825

[19] Додин А.В. и Ламзин С.А., "О природе вуалирования спектров классических звезд Т Тельца в ближней инфракрасной области", Письма в АЖ, 39, в печати (2013). Доступно по адресу http://arxiv.org/abs/1302.5357.

[20] Додин А.В., Ламзин С.А., Чунтонов Г.А., "Результаты измерения магнитного поля молодых звезд DO Таи, DR Таи, DS Таи", Астрофизический бюллетень, 68, в печати (2013). Доступно по адресу http://arxiv.org/abs/1303.0826.

Подписано в печать:

18.03.2013

Заказ № 8280 Тираж - 100 экз. Печать трафаретная. Объем: 0,9 усл.п.л. Типография «11-й ФОРМАТ» ИНН 7726330900 115230, Москва, Варшавское ш., 36 (499) 788-78-56 www.autoreferat.ru

московский государственный университет

имени М.В. ЛОМОНОСОВА

физический факультет

»

в

„Л 41Ши :

04201355907

Додин Александр Владимирович

На правах рукописи

ОПРЕДЕЛЕНИЕ ФИЗИЧЕСКИХ УСЛОВИЙ В АККРЕЦИОННЫХ ПЯТНАХ ЗВЕЗД ТИПА Т ТЕЛЬЦА НА ОСНОВЕ АНАЛИЗА ИХ СПЕКТРОВ

01.03.02 - Астрофизика и звездная астрономия Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-ма 1ематичес,ких паук

Научный руководитель: доктор физико-математических наук Ламзин Сергей Анатольевич

Москва 2013 г.

Оглавление

Введение 4

Цеаь рабсиы ее актуальность, научная новизна, выносимые на защиту результаты

и список публикаций 11

Глава 1. Структура и спектр излучения зоны аккреции в Л TP приближении 18

1 1 Проблема вуалирования в магниюсферной модели 18

1 2 Пос1ановка задачи и входные параметры 21

1 3 Расче1 cipvKiypbi и cueKipa зоны перед фрошом УВ 24

1 4 Расче: вертикальной cipyKiypbi горячею пятна 26

1 j Зависимос1ь вертикальной структуры горячею пятна oí параметров УВ 32

1 G Расче! cneKipa 3G 1 7 Сравнение JITP спекгра с наблюдениями для звезд с высоким в\алированием 40

1 8 Охносительный вклад линий и континуума в эффект вуалирования 43

1 9 Вуалирование в ИК области спектра 47

1 10 В шяние эмиссионных линий на определение параметров звезды 52

1 11 Неоднозначность определения параметров юрячею пя1на по JITP спектрам 56

1 12 Результаты Главы 1 59

Глава 2. Учет отклонений от JTTP для атомов Не и Ca 61

2 1 Метод расчета населенностей уровней Hei и Hell 61 2 2 Расчех населенностей уровней Cal и Call 69 2 3 Моделирование спектра Cal Call и др\'1и\ линий фоюсферы 74 2 4 Моделирование спектра Hei и Hell 77 2 5 Сравнение расчетных спектров с наблюдаемыми 80 2 6 Резулыаты Главы 2 94

Глава 3. Измерения магнитного поля в аккреционной зоне 95

3.1. Магнитное поле звезд DO Tau, DR Tau, DS Tau....................................95

•3.1.1. Наблюдения и их обработка..................................................95

•3.1.2. Результаты......................................................................99

•3.2. Спектроиоляриметрический мониторинг RW Aur..................................104

•3.2.1. Характеристика звезды RW Aur..............................................104

3.2.2. Наблюдения и обработка результатов........................................106

3.2.3. Результаты измерений..........................................................108

•3.2.4. Магнитное поле в области горячих пятен....................................111

•3.2.5. Магнитное поле вблизи внешней границы магнитосферы и в ветре . . . 118

3.3. Результаты Главы -3....................................................................122

Заключение 123

Список литературы 127

J

Введение

Изначально выделение звезд иша Т Тельца в отдельный класс переменных звезд было проведено на основе спектральных признаков: Джой (1945) [54]. изучая спектральные особенности переменных звезд, взял за основу принадлежности к новому классу чисто спектроскопические критерии: наличие эмиссии в линиях Н,у и Ре1, а также класс светимости 1У-У. Позднее Хербиг [61] составил первый каталог этих звезд и уточнил критерии принадлежности к типу, которые до сих пор не потеряли актуальности:

наличие поблизости темной или отражательной туманности; спектральный класс Г5-М. класс светимости 1У-У;

эмиссия в линиях Н. Не1. а также нейтральных и однократно ионизованных металлов; сильная линия поглощения 1л I 6707А.

Дополнительно отметим, ччо эмиссионные линии могут показывать очень сложную структуру, в которой можно выделить узкий эмиссионный компонент, широкий компонент и ещё один широкий компонент с Р и/или обратным Р Су^тп профилем. Вклад в

профиль от каждой из этих компонент различен для различных линий, а для одних и тех же линий изменяется от звезды к звезде. Кроме того, узкие и широкие компоненты линий показывают различный характер переменности. Помимо сложной структуры эмиссионных линий, для абсорбционного спектра характерно так называемое явление вуалирования, которое заключается в том, что абсорбционные линии фотосферы имеют заметно меньшую глубину по сравнению с линиями звезд главной последовательности тех же спектральных классов.

Звезды типа Т Тельца хорошо вписываются в современную физическую картину звездной эволюции, занимая место, отведенное для молодых и маломассивных звезд: темные и отражательные туманности - остатки газопылевого облака, из которого сформировались звезды; линия Ы свидетельствует о молодости этих объектов, поскольку теоретические расчеты предсказывают его быстрое выгорание (Скуманич, 1972 [100]); положение на диаграмме ГР соответствует теоретически рассчитанному положению звезд с массой менее 2-3 солнеч-

ны.х масс (Хаяши, 196G [60}). Эти звезды находятся на стадии гравитационного сжатия на пути к главной последовательности. Будучи молодыми объектами, звезды типа Т Тельца имеют металличность, близкую к солнечной. С физической точки зрения, к звездам типа Т Тельца можно отнести любые звезды малой массы, находящиеся на указанной эволюционной стадии, однако наличие сильных эмиссионных линий требует, помимо молодости этих объектов, присутствия определенного рода активности. В связи с этим для описания звезд, обладающих такой активностью, проявляющейся в наличии эмиссионных линий, часто уточняют: классические звезды типа Т Тельца (CTTS). Звезды, не показывающие достаточно сильных эмиссионных линий, но удовлетворяющие критериям молодости и имеющие соответствующее положение на диаграмме Г-Р, именуют звездами Т Тельца со слабыми линиями (WTTS). Условную границу между этими типами проводят по эквивалентной ширине линии Я,у : CTTS имеют эквивалентную ширину более 5 — 10-Ä (Берту, 1989 [9}). Звезды типа Т Тельца, как правило относительно слабые объекты, слабее 10т, поэтому для детального изучения доступно всего около сотни звезд (Хербст и др., 1994 [64]).

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

Модель хромосферной активности CTTS сменилась аккреционными моделями. В этих моделях звезда окружена аккрецирующим протопланетным диском, который в настоящее время виден на изображениях некоторых звезд Т Тельца и проявляет себя в спектре, являясь причиной инфракрасного избытка излучения. В первых моделях (Линден-Белл и Прингл, 1974 |82|) диск доходил практически до поверхности звезды, где в узком поясе выделялась вся кинетическая энергия кеплеровского вращения. Берту (1988) [8], Базри и Берту (1989) [6] рассчитали спектр излучения аккреционного диска с учетом вклада пограничного слоя, что

позволило авторам сравнивать расчеты с наблюдениями нескольких CTTS в диапазоне длин волн от 0.1 до 100 мкм. Наблюдаемые потоки F\(\) в разных спектральных диапазонах, использованные в этих работах, были получены не одновременно, поэтому небольшие отличия расчетного спектра от наблюдаемого можно было объяснить переменностью. Это позволило авторам сделать вывод, что модель аккреционного диска с пограничным слоем позволяет объяснить наблюдаемое распределение энергии в непрерывном спектре CTTS. Характерный темп аккреции Мас для исследованных звезд оказался ~ 10~7 Ме/год. Однако авторы не ограничились этим заключением и отметили, что данная модель нуждается в усовершенствовании. поскольку предполагает аксиальную симметрию излучающей области, что не позволяет объяснить ряд явлений, наблюдаемых у CTTS. Отметим лишь два из них:

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

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

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

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

Таким образом, важнейшим компонентом активности является магнитное поле звезды:

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

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

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

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

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

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

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

Звезда N0, см"3 Ссылка

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

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

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

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

TW Нуа 1013 Кастнер и др. (2002) |68]

газом.

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

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

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

Содержание химических элементов в аккрецируемом газе, вообще говоря, может отличаться от их содержания в звезде. В перечисленных работах по определению плотности за фронтом ударной волны также приведены аргументы в пользу пониженного содержания некоторых элементов (Fe, Si, Mg). Отличие содержания химических элементов от их содержа-

ния в звезде может иметь простое объяснение: перечисленные химические вещества, помимо прочих, входят в состав пылинок, которые, слипаясь, образуют крупные тела. Эти крупные тела не участвуют в процессе аккреции, приводя к понижению металличности аккрецируе-мого вещества. В диссертации будет рассмотрен вопрос истощения кальция в аккрецируемом газе, однако нам в большинстве случаев удается объяснить спектр с содержанием Са, близким к солнечному.

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