ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2014, том 40, № 6, с. 377-385
УДК 524.3-87
О ПРОИСХОЖДЕНИИ АЗИМУТАЛЬНОЙ АСИММЕТРИИ ПРОТОПЛАНЕТНЫХ ДИСКОВ, НАБЛЮДАЕМЫХ С ПОЛЮСА.
СЛУЧАЙ LkHa 101
© 2014 г. Т. В. Демидова1*, В. П. Гринин1,2**
1Главная астрономическая обсерватория РАН, Пулково
2Астрономический институт им. В.В. Соболева Санкт-Петербургского государственного университета Поступила в редакцию 15.12.2013 г.
Рассматривается модель протопланетного диска звезды с маломассивным компаньоном (М2 : М\ < < 0.1), движущимся по круговой орбите, наклоненной под небольшим углом к плоскости диска (<10°). Для расчета газодинамических течений используется метод SPH. Движение компаньона по орбите приводит к неравномерному распределению вещества в диске: в нем возникает полость, свободная от вещества, волны плотности и потоки вещества. Вследствие возмущений внутренняя часть диска наклонена относительно его периферии и не совпадает также с плоскостью орбиты компаньона. Это приводит к анизотропной освещенности диска звездой и, как следствие, к появлению крупномасштабной неоднородности на изображении диска: оно имеет яркую область в форме "подковы" и небольшую зону тени, расположенные несимметрично относительно линии узлов. Асимметрия изображения диска отчетливо видна даже при наблюдениях его с полюса. Движение компаньона по орбите не приводит к синхронному перемещению теневой и яркой областей: они лишь совершают небольшие колебания относительно выделенного направления. В рамках предложенной модели удается довольно точно воспроизвести асимметричное изображение диска звезды LkHa 101, наблюдаемого почти с полюса. Изучение таких асимметричных дисков открывает новые возможности для поиска массивных тел в окрестностях молодых звезд.
Ключевые слова: молодые звезды, протопланетные диски.
DOI: 10.7868/S0320010814060023
ВВЕДЕНИЕ
Околозвездные диски вокруг молодых звезд в подавляющем большинстве случаев не разрешаются в телескоп, и о их существовании мы знаем по косвенным признакам (собственная линейная поляризация звезд, инфракрасные (ИК) избытки излучения, профили эмиссионных линий, джеты). Для нескольких десятков молодых объектов с помощью телескопа Хаббла и крупных наземных телескопов получены изображения дисков в оптической и инфракрасной областях спектра (см., например, Паджетт и др., 1999; Тутхилл и др., 2001;
Грэди и др., 2005)1 . Качество этих изображений во многих случаях уже достаточно высоко, что поз-
Электронный адрес: proxima1@list.ru Электронный адрес: grinin@gao.spb.ru
1 Количество и качество изображений протопланетных дисков в ближайшие годы быстро возрастет благодаря начавшейся работе интерферометра ALMA
воляет использовать их для изучения крупномасштабных деталей на дисках. Особый интерес представляют диски, наблюдаемые с полюса, поскольку при такой ориентации, во-первых, лучше видны детали изображений (см., например, Хашимото и др., 2011; Муто и др., 2012). Во-вторых, и это особенно важно, на изображения таких дисков не влияют ни анизотропия рассеяния света частицами пыли, ни самоэкранирование внутренних областей дисков вблизи зоны сублимации пыли, которые приводят к появлению асимметрии изображений дисков, если они наклонены относительно плоскости неба.
Существующие методы наблюдений не позволяют пока увидеть в протопланетных дисках планеты на стадиях их формирования. Но об их существовании можно судить по тем искажениям на изображениях дисков, которые они вызывают при своем движении. Газодинамические расчеты, выполненные методом SPH (Артимович, Любов, 1996; Бэйт, Боннел, 1997; Сотникова, Гринин, 2007) и
с применением конечно-разностных методов (Понтер, Клей, 2002; Ханава и др., 2010; Кайгородов и др., 2010), показывают, что движение вторичного компаньона в околозвездном диске приводит к образованию полости в центре диска, волн плотности, потоков вещества и ударных волн. В моделях с маломассивным компаньоном (q < 0.01) вместо полости образуется кольцо, свободное от вещества вблизи радиуса орбиты компаньона (де Валь-Борро и др., 2007). Если орбита компаньона наклонена относительно плоскости общего диска, то вещество, захватываемое компаньоном из общего диска, образует диск вокруг главного компонента системы, плоскость которого наклонена как относительно плоскости внешнего диска, так и относительно плоскости орбиты компаньона (Ларвуд, Папалойзоу, 1997; Папалойзоу, Тер-кем, 1995; Принин и др., 2010; Демидова и др., 2013; Ксянг-Груесс, Папалойзоу, 2013). Из рис. 1б видно, что в общем диске возникает глобальная асимметрия в распределении вещества, масштабы которой значительно больше других газодинамических неоднородностей, вызванных движением компаньона (аккреционного диска компаньона, ударных волн, возникающих при столкновении потоков вещества и др., которые в наших SPH-моделях рассчитываются недостаточно точно).
Примером такой системы является околозвездный диск ß Pic, внутренняя область которого наклонена на несколько градусов относительно периферии диска. Аналогичная картина наблюдается и у звезды Ае Хербига CQ Tau: внутренняя часть ее околозвездного диска наклонена примерно на 15—20° относительно периферии диска (Эйснер и др., 2004; Дусе и др., 2006; Чапиллон и др., 2008). Наблюдения эффекта Росситера-МакЛафлина во время транзитов планет по диску родительских (host) звезд показывают, что примерно у 40% таких объектов плоскость орбиты не совпадает с экваториальной плоскостью центральной звезды (см., например, Трайауд и др., 2010; Олбрехт и др., 2012). Возможные причины появления планет и субзвездных компаньонов на орбитах, некомпланарных с околозвездным диском, обсуждаются в последнее время во многих работах (Папалойзоу, Теркем, 2001; Лаи и др., 2011; Фабриски, Тремэйн, 2007; Нагасава и др., 2008; Томмес, Лисавер, 2003; Бэйт и др., 2010), но до сих пор остается неясным вопрос об эволюции таких систем (Фрагнер, Нельсон, 2010; Битч, Клей, 2011; Ксянг-Груесс, Папалойзоу, 2013).
Возмущения в диске, вызванные движением компаньона по орбите, могут проявляться в виде периодических изменений околозвездной экстинк-ции при наблюдениях таких систем с ребра или под небольшим углом к плоскости диска. Модели таких систем (Демидова и др., 2010; Принин и др., 2010)
хорошо объясняют основные свойства циклической активности звезд типа UX Ori. Возмущения во внутренних областях дисков влияют также и на освещенность их периферийных областей. Изображения таких дисков рассчитаны недавно в работах Демидовой и др. (2013) и Руге и др. (2014) для оптической и субмиллиметровой областей спектра соответственно. В данной статье рассматривается возможность применения наших моделей для объяснения сильной асимметрии на изображении околозвездного диска звезды Be Хербига LkHa 101, полученном в работе Тутхилл и др. (2002).
МЕТОД РАСЧЕТОВ Модель протопланетного диска
Рассматривается звезда с массой Mi, окруженная газопылевым диском, в котором движется маломассивный компаньон с массой M2. Предполагается, что орбита компаньона круговая, и ее плоскость наклонена к экваториальной плоскости диска под небольшим углом (а) (рис. 1б). Основными параметрами задачи являются отношение масс звезды и компаньона (q = M2 : Mi < < 0.1), угол наклона орбиты к плоскости диска (а), эффективная вязкость диска, которая определялась через безразмерную скорость звука с, выраженную в долях кеплеровской скорости на орбите компаньона (в данной работе рассмотрены модели при с = 0.05), радиус орбиты компаньона (a).
Представленные ниже расчеты газодинамических течений в околозвездном диске, вызванных движением компаньона, выполнены на основе метода SPH (Smoothed Particle Hydrodynamics). Предполагалось, что масса диска мала по сравнению с массой центральной звезды. Это позволило пренебречь самогравитацией диска. По аналогии с работой Артимовича и Любова (1996) мы выбрали начальное распределение поверхностной плотности £ w г"1, параметр вязкости Шакуры— Сюняева ass = 0.03 и относительную полутолщину диска S = z/r = 0.1. В таком случае диффузионное время эволюции поверхностной плотности tv w 4 х х 103 лет. Подробное описание реализации этого метода приведено в работе Сотниковой (1996).
В начальный момент времени орбита компаньона наклонена к плоскости диска под углом а. Можно оценить время "искривления" внутренней части общего диска, вызванное взаимодействием компаньона с диском (Иванов и др., 1999). При указанных выше параметрах оно соответствует примерно 10 оборотам системы, но радиус "искривления" можно оценить только численно. Как показывают наши расчеты, для данного времени он соответствует r w a.
Рис. 1. Вид диска после 30 оборотов системы: (а) — вид с полюса, (б) — сечения вдоль оси у, (в) — то же, что и (б) после 200 оборотов системы. Модель: q = 0.01, а = 10о. Стрелками показаны области диска, которые нагреваются прямым излучением звезды, что приводит к образованию яркой области на диске. С противоположной стороны образуется зона тени.
Поскольку крупномасштабная неоднородность возникает в сравнительно узкой области диска вблизи орбиты компаньона, результаты расчетов не должны сильно зависеть от закона распределения поверхностной плотности. Это обстоятельство оправдывает также использование при газодинамических расчетах изотермического приближения. При моделировании использовалось 105 пробных частиц в области радиусом 6а. Расчеты показали, что на расстоянии примерно 5а диск становится азимутально однородным и может быть гладким образом продолжен. Поскольку размеры прото-планетных дисков могут достигать нескольких сотен a.e., при расчетах мы предполагаем наличие внешней части диска г > 6а.
Вычисления показали, что после 30-ти оборотов система завершает стадию релаксации с образованием центральной полости (см. рис. К этому времени она теряет около 5% частиц за счет аккреции на звезду и компаньон. Мы предполагаем, что распределение SPH-частиц в данный момент времени наилучшим образом отражает распределение вещества в моделируемой области протопланетно-го диска.
Рассчитанная таким способом модель сглаживалась по ячейкам трехмерной сетки (с шагом 0.1а). Эта проц
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.