ЭФФЕКТ МАГНИТНОГО ПРОПЕЛЛЕРА В СПЕКТРАХ
МОЛОДЫХ ЗВЕЗД
© 2015 г. В. П. Гринин1,2*, И. С. Потравнов1, И. В. Ильин3, С. Г. Шульман1,2
1 Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург, Россия
2Астрономический институт им. В.В. Соболева Санкт-Петербургского государственного
университета, Россия
3Астрономический институт им. Лейбница, Потсдам, Германия Поступила в редакцию 30.01.2015 г.
Обсуждается происхождение смещенных в коротковолновую сторону узких абсорбционных компонент в линиях резонансного дублета натрия, наблюдаемых в спектрах некоторых молодых звезд. Предполагается, что образование таких компонент происходит в результате взаимодействия околозвездного газа с магнитосферой звезды в режиме магнитного пропеллера. Подробно обсуждаются результаты наблюдений звезды типа post UX Ori RZ Psc. Эта звезда демонстрирует отчетливые признаки истечения вещества в отсутствие каких-либо заметных признаков аккреции. Такая картина вполне возможна в режиме магнитного пропеллера. Оценки показывают, что для реализации этого режима звезда должна иметь магнитное поле у поверхности порядка 1 кГс при темпе аккреции, не превышающем 10~10Mq в год.
Ключевые слова: спектры молодых звезд, аккреция, магнитосфера, магнитный пропеллер.
DOI: 10.7868/80320010815070013
1. ВВЕДЕНИЕ
Известно, что в спектрах многих молодых звезд наблюдаются одновременно как признаки аккреции газа на звезду, так и признаки истечения (см. например, Эдвардс и др., 1994; Аленкар, Ба-сри, 2000). Согласно современным представлениям такая сложная картина движений возникает при взаимодействии аккреционного диска с магнитосферой звезды (Хартманн и др., 1994; Шу и др., 1994; Романова и др., 2009). В этом случае часть вещества проникает внутрь магнитосферы и выпадает на звезду, часть разбрасывается наружу. Другой причиной истечения вещества из окрестностей звезды может быть магнито-центробежный дисковый ветер, возникающий при взаимодействии частично ионизованного газа в атмосфере аккреционного диска с собственным магнитным полем диска (см. обзор Кенигла и Салмерона, 2010, и цитированную там литературу). Профили спектральных линий, рассчитанные на основе этих моделей (Хартманн и др., 1994; Тамбовцева и др., 2001; Муцеролле и др., 2004; Куросава и др., 2006; Лима и др., 2010; Гринин, Тамбовцева, 2011), в целом хорошо согласуются с результатами наблюдений.
Электронный адрес: grinin@gao.spb.ru
В ряде случаев, однако, наблюдаются спектральные линии с признаками истечения, которые совершенно непохожи ни на одну из известных моделей. Именно такие случаи рассматриваются в нашей статье.
2. ДИСКРЕТНЫЕ КОМПОНЕНТЫ ЛИНИЙ ДУБЛЕТА НАТРИЯ В СПЕКТРАХ МОЛОДЫХ ЗВЕЗД
RZ Psc. Эта звезда относится к семейству неправильных переменных с непериодическими ал-
голеподобными ослаблениями блеска1 , обусловленными сильными флуктуациями околозвездной экстинкции. В этом семействе RZ Psc занимает особое место: это одна из самых холодных (Sp = = ВД IV, Хербиг, 1960) и самая старая звезда этого семейства: ее возраст, определенный по собственному движению, порядка 25 ± 5 млн лет (Гринин и др., 2010; Потравнов, Гринин, 2013). У RZ Psc нет инфракрасного избытка в ближней ИК-области спектра (полосы 1ИК), но есть избыток излучения на Л > 5 микрон, обусловленный тепловым излучением околозвездной пыли (де Вит и др., 2013). Температура пыли, найденная в цитированной выше
1 Согласно современной классификации это звезды типа
UX Ori.
-400 -200 0 200 400 600 RV, km/s
Рис. 1. Участок спектра RZ Psc в окрестности резонансного дублета натрия D NaI. Пунктиром показан синтетический спектр. Лучевые скорости узких абсорбционных компонент линий натрия указаны на графике.
работе по распределению энергии в ИК-диапазоне (Td ~ 500 K) существенно ниже температуры сублимации силикатных частиц. Это свидетельствует о том, что между звездой и околозвездным диском имеется полость, свободная от околозвездного вещества (или слабозаполненная им). По оценкам де Вита и др. (2013) радиус этой полости порядка 0.4-0.7 а.е.
Спектр RZ Psc напоминает спектр звезды, уже прошедшей стадию эволюции Т Тельца, за исключением одной важной детали: в линиях резонансного дублета натрия наблюдаются смещенные в синюю сторону абсорбционные детали, указывающие на движение вещества от звезды по направлению к наблюдателю (Потравнов и др., 2013). Эти детали хорошо видны на спектрах высокого разрешения (рис. 1), полученных одним из авторов нашей статьи (И.В. Ильиным) на телескопе 2.56-м Обсерватории Nordical Optical Telescope 19 августа и 21 ноября 2013 г. Наблюдения выполнялись с помощью эшельного спектрографа FIES с разрешением R = = 46 000 в интервале длин волн 3700-7500 A. (Пригодная для работы часть спектра с отношением S/N œ 75 заключена в интервале 4500-7300 A).
Из рис. 1 видно, что узкие абсорбционные компоненты, наблюдаемые с коротковолновой стороны от центра каждой линии дублета натрия, переменны. Максимальные скорости движения по направлению к наблюдателю достигают 120 км/с. Мы видим также, что в спектре, полученном 19 августа, оба абсорбционных компонента — ненасыщенные. То же самое относится к высокоскоростным абсорбционным компонентам в спектре, полученном
в ноябре. В отличие от них низко-скоростные (—25 км/с) абсорбционные компоненты в этом спектре — насыщенные. Это означает, что слой газа, удаляющийся от звезды со скоростью около 25 км/с, непрозрачен на частотах резонансного дублета натрия и закрывает практически весь диск звезды.
Используя параметры атмосферы RZ Psc, полученные Потравновым и др. (2014): Teg = 5350 K, lgg = 4.2, [Na/H] = —0.3, мы рассчитали синтетический спектр звезды. Из сравнения теоретических и наблюдаемых линий натрия видно (рис. 1), что околозвездные абсорбции присутствуют только с синей стороны от нулевой скорости. На спектре, полученном 19 августа, видны узкие эмиссии ночного неба в линиях натрия (спектр получен в конце ночи). Никакой другой эмиссии в частотах линий натрия в спектре RZ Psc нет. В линии D Na I, справа от теллурической эмиссии видна слабая абсорбция, принадлежащая линии Fe I 5891.12 A. Исследование спектров, полученных с разрешением R = 13 500 на 2-м телескопе обсерватории Тер-скол, показало, что сильная переменность в коротковолновой части линий натрия может наблюдаться на временной шкале около суток (Потравнов и др., 2013). Нетривиальная особенность профилей линий дублета натрия в спектре RZ Psc состоит в том, что у них нет эмиссионных компонент, являющихся непременным атрибутом профилей резонансных линий, образующихся в истекающем газе. К обсуждению этой особенности мы вернемся ниже в разделе 5.
-1000 -500 0 500 RV, km/s
1000
-0.10
-800-600-400-200 0 200 400 600 800 Velocity, km/s
Рис. 2. (а) — Участок спектра RZ Psc в окрестности линии Ha. Даты наблюдений: 19 августа (сплошная линия), 21 ноября 2013 г. (пунктир). (б) — Эмиссионный компонент линии Ha, полученный путем вычитания синтетического спектра из наблюдаемых спектров.
Таким образом, в спектре RZ Psc присутствуют отчетливые признаки истечения вещества и нет явных признаков аккреции. Линия Ha в спектре RZ Psc имеет абсорбционный профиль без видимых следов эмиссии, и лишь повторные наблюдения звезды позволили выявить слабую переменную эмиссию в центральной части профиля (Потравнов, 2013) (рис. 2). Вычитая из наблюдаемых спектров синтетический спектр звезды, мы выделили эмиссионную компоненту этой линии. Она состоит из узкой центральной части и более широкого основания, простирающегося до скоростей примерно ±200 км/с (рис. 2). Максимальная интенсивность эмиссии не превышает 0.2 (в единицах континуума звезды). Ее эквивалентная ширина равна 0.37 ± 0.05 Л в августовском спектре и 0.52 ± 0.05 Л — в ноябрьском. Следует заметить, что лучевая скорость RZ Psc, полученная по нашим спектрам, равна —1.2 ± 0.5 км/с (Потравнов и др., 2014), поэтому максимум эмиссии в линии На с большой точностью соответствует нулевой скорости в системе координат звезды.
Известно, что значение эквивалентной ширины
эмиссии в линии Ha, равное 10 A, считается условной границей, отделяющей звезды типа WTTS (weak line T Tauri star) от классических звезд типа Т Тельца (CTTS) (см., например, обзор Петрова, 2003). В случае RZ Psc величина EW(Ha) примерно в 20 раз меньше этого граничного значения. По этому параметру RZ Psc является звездой типа WTTS с предельно низким темпом аккреции, что, в принципе, не удивительно, учитывая ее возраст. Удивительно другое: будучи звездой типа WTTS, RZ Psc демонстрирует отчетливые признаки истечения вещества из окрестностей звезды, чего ранее у звезд этого типа никогда не наблюдалось. В разделе 4 мы вернемся к обсуждению этого парадокса.
MWC 480 (HD 31648). Аналогичные абсорбционные детали наблюдаются в спектре Ае звезды Хербига MWC 480 (Козлова и др., 2003, 2007; Бескровная, Погодин, 2004). В отличие от RZ Psc MWC 480 — это молодая звезда: ее возраст равен 6.7 млн. лет (Монтесинос и др., 2009), темп аккреции M к 7 х 10-8Mq в год (Грэди и др., 2010). В спектре MWC 480 присутствует сильная пере-
265 I , „„
-145 '+17(Ф +17(is)
5870 5880 5890 x, Á
5900
Рис. 3. Участок спектра MWC 480 в окрестности линий натрия по данным Козловой и др. (2003). Слева от линий D Nal наблюдается переменная линия He 5876 A.
менная эмиссионная линия На с профилем типа Р Линии дублета натрия также напоминают
профиль типа Р (рис. 3), но с отчетливо выраженной дискретной структурой абсорбции с коротковолновой стороны от эмиссии. Как и в случае Р2 Рбс, узкие абсорбционные компоненты в спекре М^С 480 сильно переменны. При этом наиболее быстрая переменность наблюдается у высокоскоростных компонент (Козлова и др., 2003).
ЫУ Оп. Спектр этой классической звезды типа Т Тельца получен Хербигом (2008). Он интересен тем, что смещенные в синюю сторону абсорбционные компоненты в линиях натрия наблюдаются на фоне обратного Р Су£[ш профиля, характерного для режима магнитосферной аккреции. Соответствующие им скорости лежат в небольшом интервале, примерно до —45 км/с. Линия На в спектре NY Оп имеет двухкомпонентный слегка асимметричный пр
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.