ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2013, том 39, № 1, с. 29-40
УДК524.3-86, 524.3-87
АНИЗОТРОПНАЯ ОСВЕЩЕННОСТЬ ОКОЛОЗВЕЗДНОГО ДИСКА В ПРИСУТСТВИИ МАЛОМАССИВНОГО КОМПАНЬОНА
© 2013 г. Т.В.Демидова1*, В. П. Гринин1-2, Н. Я. Сотникова12
1 Главная астрономическая обсерватория РАН, Пулково
2Астрономический институт им. В.В. Соболева Санкт-Петербургского государственного университета Поступила в редакцию 18.05.2012 г.
Рассматривается модель молодой звезды с протопланетным диском и маломассивным компаньоном (ч < 0.1), движущимся по круговой орбите, наклоненной относительно плоскости диска. Методом SPH рассчитаны газодинамические модели такой системы. Показано, что возмущения в диске, вызванные орбитальным движением компаньона, приводят к сильной зависимости условий освещенности диска от азимута (из-за изменения экстинкции между звездой и поверхностью диска) и, как следствие, к появлению крупномасштабной асимметрии на изображениях дисков. Расчеты показывают, что зависимость освещенности диска от азимута сильнее в центральной части диска, чем на периферии. Освещенная область и область тени расположены несимметрично относительно линии узлов. Размеры этих областей и их положение на диске зависят от модельных параметров, а также от фазы орбитального периода. В процессе орбитального движения области света и тени не следуют за компаньоном, а совершают небольшие по амплитуде колебания относительно некоторого направления. Описанные выше свойства модели открывают новые возможности для обнаружения маломассивных компаньонов в окрестностях молодых звезд. Лучше всего для этой цели подходят звезды с протопланетными дисками, наблюдаемыми с полюса или при малых углах наклона г.
Ключевые слова: протопланетные диски, газодинамика, маломассивные компаньоны, некомпланарные орбиты.
001: 10.7868/80320010812120029
ВВЕДЕНИЕ
Известно, что многие молодые звезды окружены околозвездными газопылевыми дисками, излучающими в инфракрасном (ИК) и субмиллиметровом диапазонах длин волн (см., например, обзор Натта и др. (2000)). В подавляющем большинстве случаев наблюдения дают лишь информацию об интегральном (т.е. от всего диска в целом) ИК-излучении (Мендоза, Евгенио, 1966; Коэн, 1975). В визуальной области спектра околозвездные диски излучают очень мало, в основном за счет рассеянного излучения центральных звезд1 . Тем не менее большинство известных на сегодня изображений околозвездных дисков получено именно в оптической области спектра с помощью космического телескопа Хаббла методом коронографии (Маккаухрин, О'Делл, 1996; Маккаухрин и др., 2000; Грэди и др.,
Электронный адрес: proxima1@list.ru
1 Исключение составляют звезды типа UX Ori в моменты
затмений (Гринин и др., 1991), а также молодые объекты, околозвездные диски которых наблюдаются с ребра.
2000; Крист и др., 2000; Клампин и др., 2003 и др.). Среди них есть диски, наблюдаемые с ребра или под небольшим углом к лучу зрения (Бурроуз и др., 1995; Маккаухрин, О'Делл, 1996; Стапельфельд и др., 1998 и др.) и диски, наблюдаемые почти с полюса (Грэди и др., 2000; Крист и др., 2000 и др.). Многие диски имеют асимметричную форму, которую часто объясняют анизотропным рассеянием излучения звезды частицами околозвездной пыли. Этот механизм эффективен в тех случаях, когда диск наклонен относительно картинной плоскости.
Однако природа асимметрии изображений околозвездных дисков не исчерпывается одним этим механизмом. Асимметрия поверхностной яркости диска может быть вызвана также анизотропным освещением диска центральной звездой, например, из-за наличия на звезде пятен. Такая модель рассматривалась Вудом и Уитни (1998) в связи с обнаружением Бурроузом и др. (1996) переменности изображения протопланетного диска НН 30. Она вполне реальна, поскольку вращательная модуляция блеска молодых звезд, обусловленная
неоднородной поверхностной яркостью, является хорошо известным наблюдательным фактом (см., например, Врба и др., 1986).
Другой причиной анизотропной освещенности диска может быть поглощение излучения звезды околозвездным веществом, если оно распределено неоднородно по азимуту. Газодинамические расчеты показывают (Артимович, Любов, 1996; Ларвуд, Папалойзоу, 1997; Сотникова, Гринин, 2007; Хана-ва и др., 2010; Кайгородов и др., 2010), что подобные условия могут возникнуть в молодых двойных системах, аккрецирующих вещество из остатков протозвездного облака (в дальнейшем для краткости будем называть его СВ-диском — от английского circumbinary). Под действием периодических возмущений, вызванных орбитальным движением компаньона, в СВ-диске образуются спиральные волны плотности и потоки вещества, распространяющиеся во внутренние области системы. Если такая система наблюдается под небольшим углом к плоскости диска, то, как показали наши расчеты (Сотникова, Гринин, 2007; Демидова и др., 2010а,б; Гринин и др., 2010), движение крупномасштабных структур в ней может вызывать сильные изменения околозвездной экстинкции и, как следствие, большую по амплитуде модуляцию блеска системы. Оказалось, что заметный по амплитуде фотометрический эффект может быть вызван орбитальным движением небольшого по массе компаньона или протопланеты (Демидова и др., 2010б) и что этот эффект усиливается, если орбита компаньона наклонена относительно плоскости диска (Гринин и др., 2010).
Следует отметить, что ситуация, когда орбита компаньона (планеты) не совпадает с экваториальной плоскостью общего диска или экваториальной плоскостью центральной звезды, не является чем-то исключительным. Это может быть следствием неосесимметричного распределения удельного углового момента в протозвездном облаке, из которого рождается звезда и протопланетный диск. При гравитационном сжатии такого облака образуется звезда, ось вращения которой может не совпадать с осью вращения протопланетного диска. Такая возможность обсуждается в последнее время (см., например, Бэйт и др., 2010) в связи с неожиданными результатами спектральных наблюдений звезд с экзопланетами во время прохождения (транзита) планеты по диску звезды. Они показали, что плоскости орбит ряда экзопланет не совпадают с экваториальной плоскостью звезд (Хибрард и др., 2009; Уинн и др., 2009^б; Понт и др., 2010; Нарита и др., 2011; Браун и др., 2012). Еще раньше Бурро-уз и др. (1995) нашли, что внутренняя часть околозвездного диска в Pic наклонена на несколько градусов относительно внешней части, и высказали
предположение, что этот наклон вызван движением планеты, орбита которой также наклонена относительно плоскости диска. Соответствующая модель была развита в работах Молли и др. (1997) и Ларвуд, Папалойзоу (1997), а недавно была обнаружена и сама планета (Лагранж и др., 2009; Шовен и др., 2012). Такая же картина наблюдается у звезды Ае Хербига CQ Tau: внутренняя часть ее околозвездного диска наклонена примерно на 30° относительно периферии диска (Эйснер и др., 2004; Чапиллон и др., 2008).
В данной статье мы исследуем влияние газодинамических возмущений в таких системах на изменения экстинкции между центральной звездой и поверхностью диска. Цель расчетов — определить условия освещенности диска на разных расстояниях от центра и ее зависимость от азимута.
МЕТОД РАСЧЕТОВ
Рассматривается модель системы, состоящей из центральной звезды и маломассивного компаньона (q = m2 : m\ < 0.1), движущегося по круговой орбите радиуса а. Предполагается, что плоскость орбиты наклонена к экваториальной плоскости СВ-диска. Масса звезды принята равной 2MQ (по данным Ростопчиной (1999) это значение примерно соответствует массе типичной звезды Ae Хербига), период орбитального движения компаньона равен 1 году.
Как и в наших предыдущих статьях, трехмерные газодинамические расчеты выполнялись методом SPH (Smoothed Particle Hydrodynamics) в изотермическом приближении. Подробное описание реализации этого метода дано в статье Сот-никовой (1996). Один из главных газодинамических параметров — эффективная вязкость диска — определялся через безразмерную скорость звука с, выраженную в долях кеплеровской скорости на орбите компаньона. Этот параметр варьировался в пределах: с = 0.001—0.08. Параметрами задачи являются также темп аккреции вещества на компоненты системы Ma и коэффициент поглощения к, рассчитанный на 1 грамм околозвездного вещества (как и в предыдущих работах, величина к принята равной 250 см2/г (Натта, Уитни, 2000), что соответствует оптическим свойствам околозвездной пыли в молодых околозвездных дисках в визуальной области спектра). Соотношение массы пыли к массе газа принято таким же, как в среднем в межзвездной среде, 1 : 100.
Расчеты выполнены c использованием от 60 000 до 2 х 105 пробных частиц в области радиуса 10а. Вычисления показали, что после 30 оборотов система завершает стадию релаксации (с образованием центральной полости) и распределение
6 4 2
^ 0 - и -2 -4 -6 -8
2
«V 0 -2
-8 -6 -4 -2
2
«V 0
-2
0 x
-8 -6 -4 -2 0 2 4 6 8
-8 -6 -4 -2 0 2 4 6 8
Рис. 1. Распределение вещества в диске после 30 оборотов системы: (а) — вид с полюса, (б),(в) — сечения диска вдоль осей у, х; здесь а — угол между плоскостью орбиты двойной системы и плоскостью СВ-диска в начальный момент времени. Расстояния указаны в единицах большой полуоси двойной системы. Параметры модели: отношение масс компонентов д = 0.1, параметр, характеризующий вязкость, с = 0.05, а = 10°. Угол ф отсчитывается от оси у (совпадающей с линией узлов) в направлении вращения компаньона.
6
2
4
8
У
x
SPH-частиц наилучшим образом отражает поведение вещества в СВ-диске. Рассчитанная таким способом модель диска сглаживалась по ячейкам трехмерной сетки (с шагом 0.1а). Эта процедура позволила уменьшить влияние случайных флук-туаций в распределении SPH-частиц и при этом сохранить все детали структуры течений.
В качестве примера на рис. 1 показано распределение SPH-частиц в одной из рассчитанных моделей (еще до описанной выше процедуры сглаживания). Видно, что наиболее сильные отклонения от азимутальной симметрии получаются вблизи внутренней границы СВ-диска (диск становится вспученным). На расстояниях порядка пяти радиусов орбиты распр
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.