ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2012, том 38, № 10, с. 727-745
УДК 524.338
ИНТЕРПРЕТАЦИЯ ЭФФЕКТА ВУАЛИРОВАНИЯ ФОТОСФЕРНОГО СПЕКТРА ЗВЕЗД Т ТЕЛЬЦА В РАМКАХ АККРЕЦИОННОЙ МОДЕЛИ
© 2012 г. А. В. Додин*, С. А. Ламзин
Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, физический факультет Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова Поступила в редакцию 12.05.2012 г.
Решена задача о прогреве атмосфер звезд типа Т Тельца излучением аккреционной ударной волны. В ЛТР-приближении рассчитана структура и спектр излучения возникающего при этом так называемого горячего пятна. Впервые при расчете спектра пятна учтена эмиссия не только в континууме, но и в линиях. Сравнение с наблюдениями показало, что наиболее сильные из этих линий проявляются в виде узких компонент эмиссионных линий гелия и металлов, а более слабые значительно уменьшают глубину абсорбционных линий фотосферы, хотя до сих пор считалось, что этот эффект обусловлен только эмиссионным континуумом. Вуалирование линиями меняет глубину разных фотосферных линий в очень разной степени даже в пределах узкого спектрального диапазона, поэтому немонотонный характер зависимости степени вуалирования r от длины волны, обнаруженный у некоторых CTTS, не свидетельствует о нетривиальном распределении энергии в спектре вуалирующего континуума. Вообще говоря, указывать степень вуалирования r имеет смысл только приводя набор фотосферных линий, по которым эта величина определялась. Показано, что учет вклада линий в вуалирование фотосферного спектра может привести к уменьшению существующих оценок темпа аккреции на звезды Т Тельца в несколько раз, причем это относится и к звездам, у которых спектр вуалирован сравнительно слабо. Пренебрежение вкладом линий в эффект вуалирования может также приводить к заметным ошибкам при определении эффективной температуры, межзвездной экстинкции, лучевой скорости и величины v sin i.
Ключевые слова: звезды — индивидуальные: RU Lup, S CrA NW, S CrA SE, DR Tau, RW Aur — звезды Т Тельца — звездные атмосферы — перенос излучения — спектры.
ВВЕДЕНИЕ
Еще Джой (1949) заметил, что глубины и эквивалентные ширины фотосферных линий в спектрах звезд типа Т Тельца меньше, чем у звезд главной последовательности тех же спектральных классов, особенно в области коротких длин волн. Этот эффект принято объяснять тем, что абсорбционные линии фотосферы звезды "вуалируются" эмиссионным континуумом, представления о природе которого менялись по мере изменения взглядов на причину активности звезд Т Тельца.
Долгое время считалось, что эмиссия в линиях и континууме оптического диапазона, а также весьма интенсивное ультрафиолетовое (УФ) и рентгеновское излучение обусловлено наличием у молодых (£ < 107 лет) звезд малой массы (М < < 2М©) мощных хромосфер и корон, в той или иной мере аналогичных солнечным — см. обзор Берту (1989) и приведенные там ссылки. Однако к
Электронный адрес: dodin_nv@mail.ru
началу 90-х стало ясно, что такое объяснение подходит лишь для умеренно активных молодых звезд, в спектрах которых эквивалентная ширина (ЕШ) эмиссионной линии Ha не превышает 5—10 А, а эффект вуалирования практически отсутствует. Об этих объектах, называемых звездами Т Тельца со слабыми линиями, мы в дальнейшем говорить не будем.
В нашей работе речь пойдет о т.н. классических звездах Т Тельца (ЕШНа > 10 А), наблюдаемые проявления которых удается объяснить в рамках модели аккреции вещества протопланетного диска на молодую звезду, обладающую глобальным магнитным полем с индукцией ^1—3 кГс. Модель предполагает, что вещество из внутренних областей диска вмораживается в силовые линии магнитного поля и вдоль них соскальзывает к звезде, разгоняясь гравитацией до скорости У0 ~ 300 км/с. У поверхности звезды возникает ударная волна (УВ), на фронте которой скорость вещества уменьшается примерно в 4 раза, а газ скачком нагревается до температуры ~106 К. Вещество за фрон-
том УВ, постепенно высвечивая тепловую энергию в УФ и рентгеновском диапазонах, остывает и, уменьшая свою скорость, оседает на поверхность звезды.
Половина потока коротковолнового излучения УВ из зоны охлаждения уходит вверх, нагревая и ионизуя газ перед ее фронтом, а вторая половина облучает звезду, создавая на ее поверхности т.н. горячее пятно. Оценки (Кенигл, 1991; Ламзин, 1995) и численные расчеты (Калвет, Гуллбринг, 1998) показывают, что у классических звезд Т Тельца (CTTS) при концентрации частиц в набегающем на фронт газе N свыше ~1013 см_3 область перед фронтом УВ становится непрозрачной в оптическом континууме. Это значит, что при ^ N > 13 фотосфера УВ должна располагаться перед ее фронтом, а при меньших значениях N — за фронтом.
Сейчас уже нет сомнений, что т.н. узкие компоненты эмиссионных линий в спектрах CTTS образуются внутри горячего пятна (см. Додин и др., 2012, и приведенные там ссылки). Возможность наблюдать эти компоненты означает, что фотосфера УВ находится в еще более глубоких слоях, т.е. в горячем пятне, а не перед фронтом. Поскольку в пятне высвечивается половина кинетической энергии аккрецируемого вещества, естественно предположить, что именно фотосфера горячего пятна является источником вуалирующего континуума.
Если принять, что все падающее на атмосферу звезды коротковолновое излучение УВ переизлучается наружу в форме эмиссионного континуума, то можно найти темп аккреции вещества на звезду М из соотношения Lc = 0.5М^02/2, где Lc — болометрическая светимость вуалирующего континуума, которая, как и скорость газа перед фронтом УВ, определяется из анализа спектра. По сути дела, для большинства CTTS оценки величины М получены именно таким образом (см., например, Валенти и др., 1993; Хартиган и др., 1995; Гуллбринг и др., 1998, 2000).
Единственный на сегодняшний день расчет вертикальной структуры горячего пятна и спектра вуалирующего континуума был выполнен Калвет и Гуллбринг (1998) без учета излучения в линиях. Сравнение расчетного спектра с наблюдаемым позволило не только определять темп аккреции и размеры горячего пятна, но и самосогласованным образом находить спектральный класс звезды и величину межзвездного покраснения, которые используются для определения спектра эмиссионного континуума из наблюдений. Более того, как раз для CTTS с сильным вуалированием пока нет другого способа сколь-нибудь надежно определять спектральный класс и степень межзвездного покраснения.
Метод выделения вуалирующего континуума, основанный на сопоставлении эквивалентных ширин фотосферных линий в спектрах CTTS и звезды сравнения, был предложен Хартиганом и др. (1989) и с небольшими модификациями используется до сих пор. Из анализа спектра звезды BP Tau Хартиган и др. (1989) пришли к выводу, что вуалирование обусловлено именно эмиссионным континуумом, а не является следствием того, что на фотосферные линии накладываются слабые эмиссионные линии, уменьшая тем самым их глубину.
Однако Петров и др. (2001) обнаружили, что в спектре RW Aur наличие эмиссионных линий внутри фотосферных приводит к заметным наблюдаемым эффектам, а в работах Гама и др. (2008) и Петрова и др. (2011) было показано, что у нескольких CTTS с сильным вуалированием эмиссия в линиях вносит существенный вклад в уменьшение глубины фотосферных линий. С теоретической точки зрения наличие эмиссионных линий в спектре излучения горячего пятна представляется вполне естественным, поскольку температура над фотосферой пятна увеличивается наружу. Резонно предположить, что наиболее сильные из этих линий проявляются в спектрах CTTS в виде узких эмиссионных компонент, а более слабые в той или иной мере блендируют линии фотосферы.
Поскольку до сих пор вклад линий в вуалирование не учитывался, можно заключить, что интенсивность эмиссионного континуума в спектрах CTTS систематически завышалась, и потому все имеющиеся оценки темпа аккреции также завышены. Цель данной работы — расчет спектра излучения горячего пятна не только в континууме, но и в линиях, и применение полученных результатов для выяснения вопроса о том, насколько учет эмиссии в линиях может изменить имеющиеся оценки темпа аккреции, а также эффективной температуры CTTS и величины межзвездной экстинкции.
ПОСТАНОВКА ЗАДАЧИ И ВХОДНЫЕ ПАРАМЕТРЫ
Для расчета спектра излучения горячего пятна нужно решить задачу о прогреве атмосферы молодой звезды излучением аккреционной УВ. Прогрев атмосферы звезды внешним излучением изучался во многих работах, посвященных эффекту отражения в двойных системах (см. монографию Сахи-буллина, 1997, и приведенные в ней ссылки). Однако непосредственно использовать эти расчеты для определения спектра излучения горячих пятен CTTS невозможно по следующим причинам. Во-первых, различен спектральный состав излучения горячих спутников звезд и аккреционной УВ. Во-вторых, в нашем случае прогреваемая атмосфера непосредственно примыкает к области, которая
служит источником облучения. Следовательно, на каждую точку горячего пятна будет падать излучение со всех сторон, тогда как излучение от горячего спутника приходит в каждую точку атмосферы соседней звезды в виде почти параллельного потока. По той же причине в нашем случае давление на внешней границе прогреваемой атмосферы должно быть равно не нулю, а давлению, которое устанавливается вдали за фронтом УВ (Зельдович, Райзер, 1966):
Ро = РоУо
(1)
где р0 = 1.3трЩ0 — плотность газа (с солнечным обилием элементов) перед фронтом.
Предположим, что прогреваемая атмосфера стационарна и состоит из плоскопараллельных слоев газа с солнечным обилием химических элементов. Спектр излучения области за фронтом УВ мы берем из работы Ламзина (1998), в которой задача о структуре УВ решалась при аналогичных предположениях. Если не учитывать влияние силы тяжести на движение газа, то в случае СТТБ структура аккреционной УВ практически однозначно определяется значениями плотности Щ и скорости У0 газа перед фронтом. При этом спектр излучения области за фронтом УВ зависит, главным образом, от величины У0 : чем она больше, тем выше максимальная температура за фронтом и тем более жестким становится спектр. От параметра Щ0 зависят гео
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.