УДК524.338.5
О ПРИЧИНАХ ФОТОМЕТРИЧЕСКОЙ И СПЕКТРАЛЬНОЙ ПЕРЕМЕННОСТИ RW ВОЗНИЧЕГО
© 2007 г. П. П. Петров1, Б. C. Козак2
1Крымская астрофизическая обсерватория, Научный, Украина 2Киевский национальный университет им. Т. Шевченко, Киев, Украина Поступила в редакцию 07.07.2006 г.; после доработки 27.12.2006 г.
Для классической звезды типа Т Тельца RW Aur с интенсивным эмиссионным спектром, с признаками аккреции и истечения вещества на основе рядов спектральных и фотометрических наблюдений, проведенных в 1995—1999 гг., исследована связь между блеском, цветом и профилями эмиссионных линий. Проведен анализ в рамках концепции магнитосферной аккреции, согласно которой ожидается, что блеск звезды должен зависеть от уровня нефотосферного континуума (veiling), который, в свою очередь, должен зависеть от темпа аккреции. Получены следующие результаты: (1) эквивалентная ширина и профили широких эмиссионных линий меняются независимо от блеска звезды, причем изменения блеска и цвета вызваны, в основном, поглощением света в пылевых облаках дискового ветра; (2) в моменты усиления аккреции на луче зрения происходит значительное ослабление всех широких эмиссионных линий; что объясняется аксиальной асимметрией магнитосферы и эффектом экранирования излучающей области; (3) периодические изменения показателей цвета U—B и B—V обусловлены переменным вкладом широких эмиссионных линий в фотометрические полосы пропускания; (4) вуалирование фотосферного спектра не коррелирует ни с блеском звезды, ни с интенсивностью аккреционных компонентов.
PACS: 97.21.+a, 95.85.Kr
1. ВВЕДЕНИЕ
Молодые звезды солнечной массы известны как
переменные типа Т Тельца (TTS). Они расположены в областях звездообразования — газово-пылевых комплексах Млечного Пути, их возраст составляет 106—107 лет. TTS находятся на стадии звездной эволюции до главной последовательности и представляют собой заключительную фазу процесса формирования маломассивной звезды, когда система "звезда + диск" становится видимой в оптическом диапазоне.
TTS имеют фотосферный спектр типа G, K или M и эмиссионный спектр, напоминающий спектр солнечной хромосферы. Это звезды с конвективными оболочками, что предполагает возможность генерации магнитного поля таким же образом, как и на Солнце. Большинство TTS относятся к так называемому классу "weak-line" (WTTS) со сравнительно слабым эмиссионным спектром —
эквивалентная ширина На не превышает 10 A.
У WTTS наблюдаются признаки магнитной активности — холодные пятна на поверхности и вспышки в оптическом и рентгеновском диапазонах.
Более активные TTS называются классическими (CTTS) — они отличаются ИК-избытками
излучения, связанными, в основном, с излучением аккреционных дисков. В отличие от WTTS, в спектрах CTTS присутствует более богатый набор эмиссионных линий, а также дополнительный эмиссионный континуум, интенсивность которого может быть сравнима с фотосферным (звездным) континуумом. С процессом аккреции связывают большинство наблюдаемых проявлений активности CTTS, в том числе биполярные джеты, дисковый ветер и фотометрическую переменность (см. обзор [1]). В последнее время спектральные признаки CTTS, обусловленные аккрецией, были обнаружены также и на маломассивных объектах — коричневых карликах [2].
В профилях эмиссионных линий в спектрах CTTS видны признаки как истечения вещества, так и аккреции. Признаки истечения наблюдаются обычно в наиболее сильных линиях: в На и в резонансных линиях Call и NaI. Признаки аккреции наиболее заметны в профиле типа "обратный P Cyg" триплета OI 7773 A [3].
Большинство работ по моделированию ветра TTS и сравнению вычисленных и наблюдаемых профилей спектральных линий были выполнены в
80-х гг. [4—8]. В начале 90-х гг. получили развитие аккреционные модели [9, 10]. Мотивацией послужили данные спектральных наблюдений, указывающие на падение газа на звезду со скоростями, достигающими скорости свободного падения. Кроме того, серии фотометрических наблюдений обнаружили существование горячих пятен на поверхности классических ТТБ. В модели магнитосферной аккреции магнитное поле звезды останавливает дисковую аккрецию на расстоянии нескольких радиусов звезды и направляет движение газа (частично ионизованного) вдоль силовых линий магнитного поля. Если магнитосфера имеет дипольную структуру, то околозвездный газ, первоначально сконцентрированный в экваториальной плоскости, заканчивает свое падение вблизи магнитных полюсов. В основании аккреционных колонок на поверхности звезды образуется ударный фронт и горячее пятно или кольцо вокруг магнитного полюса. Предполагается, что дополнительный эмиссионный континуум СТТБ, вуалирующий фотосферный спектр, обусловлен излучением горячего пятна. Структура ударного фронта и спектр его излучения рассчитывались в работах [11, 12], трехмерная картина магнитной аккреции на ТТБ и геометрия горячих пятен исследовалась в [13]. Профили эмиссионных линий, вычисленные в рамках магнитосферной модели, рассмотрены в
[14].
При темпе аккреции на СТТБ 10-7 М®/год и напряженности магнитного поля на поверхности звезды 1 кГс, радиус магнитосферы составляет 4—5 звездных радиусов. Хотя такие размеры не разрешаются пространственно современными методами наблюдений, по профилям и переменности эмиссионных линий можно в какой-то мере понять геометрию и динамику околозвездного окружения. Существенно, чтобы спектральные наблюдения сопровождались одновременной фотометрией: это дает возможность провести количественное сравнение наблюдаемых проявлений аккреции с тем, что предсказывает модель.
За последние 15 лет были получены несколько достаточно длительных рядов спектральных наблюдений высокого разрешения наиболее активных СТТБ: RW Лиг [15, 16], Би Лиг [17-19], DF Таи [20], DR Таи [21-22], ВР Таи [23], ЛЛ Таи [24-25], LkHa 264 [26], но лишь немногие из них сопровождались фотометрией (например, ЛЛ Таи [25]).
RW Лиг — визуально двойная система с расстоянием между компонентами 1.4". Яркий компонент системы — RW Лиг Л — относится к наиболее активным СТТБ с высоким темпом аккреции, составляющим 10-7'5 И&/год [27], с богатым эмиссионным спектром и большой амплитудой фотометрической и спектральной переменности [15, 16,
28], включая переменность вуалирования (veiling). Еще в начале 80-х гг. у этой звезды была обнаружена вращательная модуляция профилей баль-меровских линий, что было одним из первых указаний на существование крупномасштабного магнитного поля CTTS, контролирующего движение газа в непосредственной окрестности звезды [29]. У RW Aur A наблюдаются биполярные джеты, в запрещенных линиях [SII] простирающиеся до 0.1 пк от звезды [30].
В данной статье анализируются спектральные и фотометрические наблюдения RW Aur, полученные в 1995—1999 гг. Этот наблюдательный материал уже использовался в предыдущих публикациях [15, 31—33], где были получены следующие результаты: (1) в изменениях лучевой скорости и эквивалентной ширины эмиссионных линий обнаружены периоды 2.7 и 5.4 сут, связанные с вращением звезды и аксиальной асимметрией магнитосферы, причем широкие эмиссионные линии водорода, гелия и металлов меняются в противофазе с узкими эмиссионными линиями гелия; 2) в фотометрических данных, охватывающих интервал времени более 30 лет, обнаружены изменения показателей цвета U—B и B—V с периодом 2.64 сут; 3) впервые получен спектр газа, падающего на звезду, и показано, что температура и плотность газа увеличиваются по мере приближения к поверхности звезды;
4) не найдено корреляции между блеском звезды и уровнем вуалирования фотосферного спектра;
5) показано, что в моменты усиления аккреции на луче зрения цвет звезды становится более красным. Первые три результата вполне согласуются с концепцией магнитосферной аккреции, в то время как два последние ей противоречат.
В этой статье мы более подробно анализируем переменность широких эмиссионных линий и фотометрическую переменность RW Aur, проводим сравнение с тем, что ожидается в модели магнито-сферной аккреции, и делаем вывод о природе этой переменности.
2. НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЙ МАТЕРИАЛ
Спектральные наблюдения поводились на телескопе NOT с эшельным спектрографом SOFIN [34] в течение пяти сезонов с 1995 по 1999 гг., всего — 38 ночей наблюдений. Спектральный диапазон составляет 4000—9000 A, спектральное разрешение около 12 км с-1. В течение 27 ночей в 1996, 1998 и 1999 гг. спектральные наблюдения сопровождались одновременной фотометрией в полосах B и V. Даты наблюдений, методика обработки и другие сведения о наблюдательном материале приведены в статье [15].
Рис. 1. Наборы профилей эмиссионных линий в спектре ЯШ Лиг: верхний ряд — линии, показывающие истечение вещества, нижний ряд — линии с признаками аккреции.
3. ПРОФИЛИ ЭМИССИОННЫХ ЛИНИЙ
В спектре RW Aur A можно выделить несколько составляющих: (1) фотосферный спектр (K1 —K4)V с переменным уровнем вуалирования; (2) широкие эмиссионные линии HI, HeI, Call, FeI, Fell и др., при этом в линиях HI и Call присутствуют смещенные в коротковолновую сторону абсорбции, указывающие на истечение газа со скоростями около 100 км с-1, а в линиях HeI, NaI, FeII, SiII и др. — смещенные в длинноволновую сторону абсорбции, возникающие в газе, падающем на звезду со скоростью от 100 до 450 км с-1 (рис. 1); (3) узкие эмиссионные линии гелия; (4) узкие запрещенные линии кислорода. Спектральные признаки как аккреции, так и истечения наблюдаются одновременно, т.е. на луче зрения присутствуют противоположно направленные потоки газа.
Большинство эмиссионных линий водорода и металлов имеют только широкий компонент с шириной у основания ±500 км с-1 у На и ±200 км с 1 у слабых линий FeI. Узкий компонент присутствует только у линий HeI. Все широкие эмиссионные линии меняются коррелированно с характерным временем около суток или менее: за несколько часов в течение ночи изменения, как правило, незначительны, но от ночи к ночи спектр меняется "до неузнаваемости".
Происхождение широких и узких компонентов эмиссионных линий неоднократно обсуждалось в литературе. Предполагается, что широкие линии образуются в магнитосфере звезды и уширены радиальны
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.