Распределение энергии в уф континууме ctts и оценка величины межзвездного поглощения

ВВЕДЕНИЕ...

ГЛАВА 1. РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ЭНЕРГИИ В УФ КОНТИНУУМЕ CTTS И ОЦЕНКА ВЕЛИЧИНЫ МЕЖЗВЕЗДНОГО ПОГЛОЩЕНИЯ

1.1. Методика обработки спектров...13

Наблюдательный материал...13

Определение уровня непрерывного спектра. Спектральные линии...16

Влияние спектрального разрешения на точность проведения континуума...22

1.2. Оценка межзвездного поглощения...25

1.3. Составной характер распределения энергии в УФ-континууме...32

Выводы Главы 1...34

ГЛАВА 2. ХАРАКТЕР АККРЕЦИИ НА CTTS

2.1. Оценка вклада потока в линиях дублета С IV 1550 в общую светимость эмиссионного континуума...35

2.2. Возможные причины малости наблюдаемых потоков в линиях С IV...46

Модели геометрии течения вещества в CTTS...48

2.3. Двухкомпонентный характер УФ континуума. Физическая интерпретация...52

Выводы Главы 2...56

ГЛАВА 3. КИНЕМАТИКА ВЕЩЕСТВА В ОКРЕСТНОСТЯХ DR TAU И TW HYA

3.1. DR Таи...57

Аккреция...58

Аккреционный диск...59

Истечение вещества...64

3.2. TWHya...69

Аккреция...69

Истечение вещества...72

Молекулярный водород...74

Выводы Главы 3...76

ЗАКЛЮЧЕНИЕ...77

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ...80

Введение

Введение

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

Для CTTS характерны магнитные поля величиной порядка килогаус-са. Косвенными признаками наличия сильного магнитного поля являют- ся сильные УФ эмиссионные линии и рентгеновская светимость, превышающие но интенсивности на 2-3 порядка аналогичные солнечные величины (Монтмерле и др., 1983). В 90-х появилась возможность напрямую измерить величины магнитного поля, используя Зеемановское уширение

магнито-чувствительных линий (например, Джонс-Крулл и др., 1999). Магнитное поле играет немаловажную роль в жизни CTTS, упорядочивая процесс аккреции на центральную звезду.

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

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

Из-за наличия вейлинга у CTTS возникают трудности с определением их спектрального класса, и, что еще хуже, с определением величины межзвездного поглощения в направлении на CTTS. Это происходит потому, что оценка Ау проводится путем сравнения спектра изучаемой звезды и template-спектра звезды того же спектрального класса. Результат таких неопределенностей налицо: для одной и той же звезды, при ис-

пользовании различных способов нахождения величины вейлинга, могут получиться величины межзвездного поглощения, отличающиеся друг от Ы друга в несколько раз, как например в случае DR Таи: различные авто-

ры дают для нее А^ от 0.5т (Уайт, Гец, 2001) до 3.2т (Хартиган и др., 1995). Конечно, ни о каких точных определениях параметров звезд при такой неопределенности в величине межзвездного поглощения не может быть и речи.

Эмиссионный спектр CTTS похож па спектр солнечной хромосферы. В оптике самыми сильными линиями являются линии HQ и Н,К Call. Также присутствуют многочисленные линии Fel, Fell, линии Бальме-ровской серии, Nal, Cal, He I. Характерной особенностью спектров CTTS являются линии Fel 4063, 4132, усиленные флуоресценцией (Джой, 1945; • Хербиг, 1945). CTTS обычно имеют в спектрах довольно сильные запре-

щенные линии [SI] и [01], которые образуются в областях малой плотности довольно далеко от звезды. УФ часть спектра еще более богата эмиссионными линиями. Там есть резонансный дублет Mg II 2800, линия La, в которой, кстати, высвечивается до 10% всей энергии звезды. Наблюдаются многочисленные линии Fell, линии высокоионизованных элементов Hell, CIV, SiIV, NV, ОVI. Но наряду с ними можно обнаружить линии нейтральных элементов, как например OI, SI, Mgl. Это говорит о том, что в УФ излучение звезд типа Т Тельца дают вклад области с сильно отличающимися физическими параметрами. В основном, УФ излучение CTTS исследовалось по ШЕ-спектрам. Наиболее важные результаты представлены, например, в обзоре (Имхоф, Аппенцеллер, 1987).

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

Характерным свойством TTS является переменность эмиссионного спектра. Обусловлена она обычно изменениями интенсивности вуалирующего континуума, которая может сильно меняться за время порядка суток и даже часов (Петров и др. 2001). У некоторых звезд удалось выделить период, например, у самой Т Таи (Хербст и др., 198G), но для *-'¦' большинства CTTS единого периода не нашли. С течением времени ме-

няются и профили линий, и потоки в этих линиях, и величина вейлинга. Здесь уместно вспомнить, что изначально TTS классифицировали как

неправильные переменные (Хоффмайстер, 1949). Можно выделить три основные физические механизма переменности:

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

2. Переменный темп аккреции на звезду.

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

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

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

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

направлении проведено для SU Aur (Джонс, Басри, 1995; Петров и др., 199G) и для RW Aur (Петров и др., 2001; Гринин и др., 1985)

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

Джеты, или биполярные узконаиравленные струи газа, наблюдаются в запрещенных оптических линиях [SII], [OI], [Nil] - эти эмиссионные линии обычно имеют один компонент на лучевой скорости звезды и один, сдвинутый в синюю область на 70-300 км/с - именно он формируется в джете. Иногда наблюдается и компонент, сдвинутый в крас-ную область - резонно предположить, что она обусловлена второй струей джета (counterjet). Протяженность джетов, а точнее излучающей области, составляет 100-500 а.е. Темп истечения вещества в джетах невелик, ~ 10~9- 1О-1ОМ0/год, (Мундт, 1988; Айслеффель и др., 2000), но до сих пор неясно, какая доля звездного ветра коллимируется в джет. Также неясно, каков механизм ускорения джетов и их коллимации. Кроме того, у молодых звезд в молекулярных линиях наблюдаются биполярные менее коллимированные потоки, которые, вероятно, возникают в результате взаимодействия джетов с остатками протозвездного облака (Ричер и др.", 2000).

На сегодняшний день есть немало нерешенных проблем, связанных с кинематикой и физическими условиями вещества в окрестностях CTTS. Настоящая диссертация направлена на решение некоторых из этих во-

просов на основе анализа ультрафиолетовых спектров, которые изучены гораздо меньше, чем оптические. Между тем, некоторые особенности CTTS можно понять только из анализа спектров в УФ диапазоне.

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

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

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

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

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

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

Цель диссертации - анализ спектров высокого разрешения звезд типа Т Тельца в диапазоне 1200-3100 А, полученных с Космического Телескопа, с последующим решением задач:

- оценки величины межзвездного поглощения в направлении на изучаемые звезды

- определения основных параметров CTTS

- изучения кинематики и физических параметров газа в окрестностях CTTS

- проверки существующих представлений о природе активности CTTS

Результаты, выносимые на защиту

Автор выносит на защиту следующие результаты:

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

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

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

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

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

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

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

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

Список печатных работ, содержащих основные результаты диссертации:

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

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

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

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

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

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

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

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

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

1.1 Методика обработки спектров Наблюдательный материал

Наблюдательным материалом для изучения звезд типа Т Тельца послужили ультрафиолетовые спектры, полученные с борта Космического телескопа им.Хаббла с помощью эшелыюго спектрографа Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS). Они были получены в 2000-2002 годах в режимах низкого (R= Л/АЛ ~ 2 103) или промежуточного (~ 4 104) раз- решений. Спектры низкого разрешения получены в первом порядке, а спектры промежуточного разрешения в более высоких (обычно 70-120 порядки). В настоящий момент эти спектры находятся в открытом доступе в архивной базе данных HST (http://archive.stsci.edu/hst/target_ descriptions.html). В этой базе находятся как спектры, так и изображения небесных объектов, полученные с различными инструментами (STIS, GHRS, NICMOS и др.) в различных спектральных диапазонах. Данные выкладываются в открытый доступ через год после того, как они были получены.

Данные в архиве хранятся в виде FITS-файлов, в которых указаны длины волн, потоки, ошибки потоков, качество каждого пикселя, и другая дополнительная информация. Причем в наличии имеются как сырые, необработанные наблюдения, так и уже откалиброванные неким стандартным образом. Эти готовые откалиброванные спектры можно напрямую посмотреть в Интернете и взять их для предварительного анализа. Однако для каждого снятого спектра в архивной базе данных предлагаются файлы, с помощью которых можно провести более точную калибровку. Сравнение показало, что спектры, откалиброванные стандартно и с помощью предлагаемых файлов в большинстве случаев мало отличаются друг от друга, но для повышения точности лучше каждый раз проводить калибровку самостоятельно.

Мы обрабатывали спектры с помощью пакетов программ IRAF v2.ll (http://iraf.noao.edu/iraf) и STSDAS/TABLES v2.02 (http://ra.stsci.edu/ STSDAS.html). Использовались стандартные методики, описанные в главе 21 руководства "HST Data Handbook" (http://www.stsci.edu/docu-ments/data-handbook.html), и в качестве калибровочных использовались файлы, рекомендованные в архивной базе данных.

Мной были обработаны и изучены спектры 20 молодых звезд, из которых по 13 звездам (Т Таи, RY Таи, DR Таи, ВР Таи, DS Таи, DG Таи, SU Aur, CO Ori, GW Ori, GX Ori, EZ Ori, V1044 Ori, TW Hya) получены результаты, опубликованные в статьях и выносимые на защиту. В Табл. 1 приведена информация по использованным спектрам. В столбцах последовательно указаны: объект, время получения спектра, идентификационный номер в архиве, диапазон и разрешение (т-промежуточное, 1-низкое).

Надо отметить, что качество спектров оставляет желать лучшего, особенно в области длин волн Л < 1500, где уровень непрерывного спектра мал. У спектров промежуточного разрешения самой зашумленной оказывается область 1700-2300 А, причем настолько, что мы в случае некоторых звезд (например, DS Таи) вообще не анализировали ее. Также надо отметить, что на краях спектральных порядков уровень шумов возрастает - это видно, если сравнивать два соседних спектральных порядка, перекрывающихся между собой. Для уменьшения уровня шумов со спектрами были произведены следующие операции:

1. Все спектры сглаживались по 4-8 точкам. В этом случае падает разрешение, но для наших целей остается вполне приемлемым.