УДК 524.338.5
КИНЕМАТИКА И ПАРАМЕТРЫ ГАЗА В ОКРЕСТНОСТИ TW HYA
© 2004 г. С. А. Ламзин1*, А.С.Кравцова1, М.М.Романова2, Ч. Баталья3
1Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, Москва 2Физический факультет Корнельского университета, Итака, США 3Бразильская Национальная обсерватория, Рио-де-Жанейро Поступила в редакцию 17.11.2003 г.
Из анализа профилей и интенсивности линий оптического и УФ-диапазона получены следующие выводы о кинематике и параметрах газа в окрестности TW Hya. Аккрецируемое вещество поднимается в магнитосфере на расстояние z > R* над плоскостью диска и падает на звезду вблизи ее экватора почти перпендикулярно его плоскости. Истечение вещества происходит из области диска, внешний радиус которой <0.5 а.е. Линии [OI], [SII] и H2 образуются в атмосфере диска за пределами области истечения, где скорость турбулентного движения газа близка к локальной скорости звука. В области формирования запрещенных линий T ~ 8500 K, Ne ~ 5 х 106 см-3, а водород почти нейтрален: xe < 0.03. Абсорбционные детали, наблюдаемые в синем крыле некоторых линий УФ-диапазона, формируются в той части ветра, которая движется практически перпендикулярно плоскости диска, т.е. в джете TW Hya. -компонента скорости газа в джете уменьшается по мере удаления от оси джета от 200 до 30 км/с. Вещество, истекающее с внутренней границы диска, в области формирования коротковолновых абсорбционных компонент линий движется перпендикулярно плоскости диска на расстоянии ^0.5 а.е. от оси симметрии диска. Коллимация этой области ветра в джет происходит на расстоянии < 3 а.е. от плоскости диска. Температура газа в области формирования абсорбционных компонент ~ 2 х 104 K, а плотность газа < 3 х 106 см-3. Эта область джета отстоит от плоскости диска на расстояние порядка нескольких а.е., а режим свободной рекомбинации в джете начинается на еще большем удалении от диска. Темп потери массы TW Hya Mw < 7 х 10-1OM0/год, что втрое меньше среднего темпа аккреции. Относительное обилие кремния и алюминия в газе джета, как минимум, на порядок меньше стандартного.
Ключевые слова: звезды переменные и пекулярные, TW Hya, звезды типа Т Тельца, спектры, дисковая аккреция, дисковый ветер, джеты.
KINEMATICS AND PARAMETERS OF GAS IN THE VICINITY OF TW HYA, by S. A. Lamzin, A. S. Kravtsova, M. M. Romanova, and C. Batalha. The following conclusions about the kinematics and parameters of the gas in the vicinity of TW Hya have been drawn from an analysis of optical and UV line profiles and intensities. The accreting matter rises in the magnetosphere to a distance z > R* above the disk plane and falls to the star near its equator almost perpendicular to its plane. The matter outflows from the disk region with an outer radius of <0.5 AU. The [OI], [SII], and H2 lines originate in the disk atmosphere outside the outflow region where the turbulent gas velocity is close to the local speed of sound. In the formation region of the forbidden lines, T ~ 8500 K and Ne ~ 5 х 106 cm-3, and the hydrogen is almost neutral: xe < 0.03. The absorption features observed in the blue wings of some of the UV lines originate in the part of the wind that moves almost perpendicular to the disk plane, i.e., in the jet of TW Hya. The Vz gas velocity component in the jet decreases with increasing distance from the jet axis from 200 to 30 km s-1. The matter that outflows from the inner boundary of the disk, in the formation region of blue absorption line components, moves perpendicular to the disk plane at a distance of ^0.5 AU from the axis of symmetry of the disk. This region of the wind is collimated into the jet at a distance of < 3 AU from the disk plane. The gas temperature in the formation region of absorption components is ~ 2 х 104 K, and the gas density is < 3 х 106 cm-3. This region of the jet is located at a distance of several AU from the disk plane, and free recombination in the jet begins even farther from the disk. The mass-loss rate of TW Hya is Mw < 7 х 10~1OM0 yr-1, which is a factor of 3 lower than the mean accretion rate. The relative abundance of silicon and aluminum in the gas of the jet is at least an order of magnitude lower than its standard value.
Key words: stars — variable and peculiar; TW Hya, T Tauri stars, spectra, disk accretion, disk wind, jets.
Электронный адрес:1ат^1п@ва1.тви.ги
ВВЕДЕНИЕ
TW Hya является одной из наиболее активных классических звезд типа Т Тельца (CTTS) — эквивалентная ширина линии Ha в ее спектре ~ 200 A, (Хербиг, Белл, 1988). Ее возраст ^10 млн. лет (Вебб и др., 1999), что является аномально большой величиной для молодых звезд этого типа. TW Hya — ближайшая из известных CTTS: расстояние d до нее около 56 пк (Вихман и др., 1998). Согласно Баталье и др. (2002) спектральный класс звезды K7—M1, масса M* = 0.7M©, радиус R* = 0.8R© и светимость L* = 0.16L©. Звезда окружена газо-пылевым диском, причем, судя по форме его изображений, полученных в оптическом (Крист и др., 2000), инфракрасном (Кан и др.,
2001) и радиодиапазоне (Вилнер и др., 2000), ось симметрии диска наклонена к лучу зрения i под углом 5°—15°. Мы будем предполагать, что ось вращения звезды и диска совпадают, и примем i = = 10°.
Аленкар и Баталья (2002) обнаружили корреляцию между вариациями интенсивности вуалирующего континуума и эмиссии в линиях HeI и NaD, а также красных крыльев бальмеровских линий, на основании чего был сделан вывод об их общем происхождении в аккрецируемом веществе. В синих крыльях бальмеровских линий также наблюдались сильные вариации, которые, однако, не коррелируют с изменением блеска, и авторы считают, что их причиной является переменное поглощение в ветре. В УФ-спектрах звезды, полученных с Космического телескопа и со спутника FUSE, наличие ветра проявляется гораздо более отчетливо: у нескольких линий в коротковолновом крыле имеется абсорбционный компонент, который опускается ниже уровня континуума (Херцег и др.,
2002).
Нет сомнений, что активность TW Hya определяется дисковой аккрецией, которая сопровождается истечением вещества. Однако вопрос о характере движения аккрецируемого и истекающего газа в окрестностях звезды до сих пор не изучен, как, впрочем, и у молодых звезд в целом, что связано как с теоретическими проблемами, так и с трудностями интерпретации спектров CTTS.
Моделирование аккреции требует трехмерных МГД-расчетов, поскольку магнитная ось у CTTS, по-видимому, сильно наклонена к оси вращения звезды. Результаты первых расчетов такого типа (Романова и др., 2003) показывают, что если магнитное поле звезды дипольное, то даже при малых углах между осями аккреционное течение теряет осевую симметрию и разбивается, как минимум, на две плотные струи, которые падают на звезду вблизи магнитных полюсов. Ситуация может оказаться качественно иной, если магнитное поле звезды существенно отличается от дипольного, а это
представляется вполне возможным (Смирнов и др., 2003). Таким образом, информация о кинематике газа в магнитосфере TW Hya, полученная нами из наблюдений, представляется весьма важной.
Что касается истечения вещества, то принято считать, что у CTTS оно 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 поля звезды в формировании ветра (см. Шу и др., 2000; Ке-нигл, Пудритц, 2000). Однако все модели предсказывают, что вещество истекает из диска под сравнительно малым углом к его поверхности, а затем на некотором расстоянии от исходной точки происходит коллимация ветра в квазицилиндрический джет, ось которого перпендикулярна плоскости диска. Отсутствие достоверной информации о вязкости и проводимости приводит к тому, что модели дискового ветра являются феноменологическими, т.е. содержат набор свободных параметров, от которых зависит форма линий тока, а также распределение температуры и плотности в ветре. Остается открытым вопрос о размере области диска, из которой "дует", ветер, и о расстоянии, на котором происходит коллимация ветра в джет. Мы надеемся, что полученные нами ограничения на параметры ветра TW Hya позволят в какой-то степени ответить на поставленные вопросы и наложить нетривиальные ограничения на класс моделей и/или их свободные параметры.
Сложность интерпретации спектров CTTS, вообще, и TW Hya, в частности, состоит в том, что профили спектральных линий, как правило, формируются в нескольких пространственно разделенных областях с весьма различными физическими и кинематическими характеристиками. Поэтому особое внимание в нашей работе уделено выяснению вопроса об относительном вкладе различных областей в формирование той или иной спектральной линии.
Мы анализируем спектры, которые уже были ранее исследованы и опубликованы: в оптическом диапазоне — Аленкар и Батальей (2002), а в УФ-диапазоне — Херцегом и др. (2002). Описание методики наблюдений и их обработки можно найти в указанных работах, а мы укажем лишь следующее. Использованные нами оптические спектры были получены в апреле 2000 г., охватывают диапазон от 3500 до 9100 Л, и имеют разрешение К = Л/ АЛ ~ 5 х 104. УФ-спектры получены на Космическом телескопе со спектрографом STIS 7/8 мая 2000 г. в двух диапазонах: 2300-3100 Л, (К ~ 3 х 104) и 1150-1720 Л, (К ~ 5 х 104). Все приводимые ниже профили линий, исправлены за
V, км/с
Рис. 1. Профили некоторых линий в спектре TW Нуа. По оси ординат отложена спектральная плотность потока в единицах 10-14 эрг/с/см2/Л. Исключение составляют панели (г) и (з), где потоки нормированы на континуум. Линии межзвездного поглощения отмечены как !Б.
лучевую скорость звезды, которую мы полагали равной +12.5 км/с (Аленкар, Баталья, 2002).
АККРЕЦИЯ
Следуя Аленкар и Баталье (2002), будем считать, что длинноволновые крылья эмиссионных линий с высоким потециалом возбуждения формируются в падающем на TW Hya веществе. Судя по протяженности красных крыльев линий CIV
Л1550 Л, ЫУ Л1238 Л и ОУ1 Л1032 Л (см. рис. 1а, б, а также рис. 7 в работе Х
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.