ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2010, том 36, № 11, с. 854-861
УДК 524.387
МОДУЛЯЦИЯ ОКОЛОЗВЕЗДНОЙ ЭКСТИНКЦИИ В МОЛОДОЙ ДВОЙНОЙ СИСТЕМЕ С МАЛОМАССИВНЫМ КОМПАНЬОНОМ НА
НЕКОПЛАНАРНОЙ ОРБИТЕ
© 2010 г. В. П. Гринин1,2*, Т. В. Демидова1,2**, Н. Я. Сотникова1
Астрономический институт им. В.В. Соболева Санкт-Петербургского государственного
университета
2Главная астрономическая обсерватория РАН, Пулково
Поступила в редакцию 10.04.2010 г.
Рассматривается модель циклических вариаций блеска молодой звезды с маломассивным (д = = М2/М\ < 0.1) компаньоном, аккрецирующей вещество из остатков протозвездного облака (общего диска). Предполагается, что орбита компаньона круговая и ее плоскость не совпадает с плоскостью диска. Методом SPH рассчитаны сетки газодинамических моделей такой системы, на основе которых исследованы вариации околозвездной экстинкции, вызванные потоками вещества и волнами плотности, возбуждаемыми в общем диске орбитальным движением компаньона. Показано, что в зависимости от угла наклона и ориентации линии узлов системы относительно наблюдателя блеск главного компонента может испытывать разнообразные по форме и глубине колебания с периодом, равным орбитальному. В отличие от моделей с копланарными круговыми орбитами темп аккреции на компоненты системы с некопланарной орбитой зависит от фазы орбитального периода. Результаты расчетов могут быть использованы при изучении циклической активности звезд типа UX Ori, а также молодых затменных систем с аномально продолжительными затмениями.
Ключевые слова: молодые двойные системы, модуляция экстинкции, циклы активности звезд типа UX Ori.
ВВЕДЕНИЕ
В предыдущих статьях этой серии (Сотникова, Гринин, 2007; Демидова и др., 2010а,б) мы исследовали поведение околозвездной экстинкции и блеска в молодых двойных системах, аккрецирующих вещество из остатков протозвездного облака. Эта задача была инициирована наблюдениями крупномасштабных циклов активности звезд типа ЦК Оп (Гринин и др., 1998), а также наблюдениями аномально продолжительных затмений у некоторых молодых звезд (Коэн и др., 2003; Бар-сунова и др., 2005; Нордхаген и др., 2006; Гринин и др., 2008), которые невозможно объяснить в рамках классических моделей затменных двойных систем. В работах Сотниковой, Гринина (2007) и Демидовой и др. (2010а,б) было показано, что потоки вещества и волны плотности, образующиеся в молодых двойных системах при орбитальном движении компаньонов, способны вызвать (при небольших наклонениях плоскости орбиты к лучу
Электронный адрес: grinin@gao.spb.ru
Электронный адрес: proxima1@list.ru
зрения) разнообразные по форме и продолжительности периодические ослабления блеска главного компонента. Одним из главных условий, принятых при расчетах, было условие копланарности плоскости орбиты и общего диска, окружающего двойную систему (ниже для краткости будем называть его СВ-диском от английского агситЫпагу).
В данной статье рассматривается более общий случай, когда орбита компаньона и СВ-диск неко-планарны. Прототипом такой системы является звезда в р^опб, окруженная протяженным околозвездным диском (Смит, Тэррел, 1984), наблюдаемым практически с ребра. Детальные исследования изображения диска показали (Бурроуз и др. 1995), что его внутренняя область наклонена на несколько градусов относительно периферии. Эта особенность рассматривается как косвенное свидетельство существования в центральной части диска планеты, орбита которой наклонена относительно внешней части диска (Бурроуз и др., 1995; Молле и др., 1997; Ларвуд, Папалойзу, 1997). Тот факт, что диск в рю1опб — это первый и пока единственный экземпляр сравнительно молодого (^107 лет) околозвездного диска, исследованно-
го весьма детально, и в этом диске обнаружены признаки существования компаньона с некопла-нарной орбитой, позволяет предположить, что подобные ситуации в природе встречаются не так уж редко. Это обстоятельство послужило для нас побудительным мотивом для проведения расчетов, результаты которых представлены ниже.
ПАРАМЕТРЫ МОДЕЛИ И МЕТОД РАСЧЕТОВ
Рассматривается модель двойной системы с маломассивным компаньоном, движущимся по круговой орбите радиусом а, наклоненной относительно плоскости СВ-диска на угол в. При расчетах принято в = 10°. Параметрами задачи являются также: усредненный по фазе орбитального периода темп аккреции вещества на оба компонента системы (Ma), угол наклона орбиты к лучу зрения i и угол ф между проекцией луча зрения на плоскость орбиты и линией узлов. Масса центральной звезды M* принята равной 2M© — значению, характерному для многих звезд типа UX Ori (Ростопчина, 1999). Орбитальный период P = 5 лет. Как и в статье Артимовича и Любова (1996), газодинамическая модель рассчитывается в изотермическом приближении. Такой подход оправдан, поскольку, как показывают расчеты, основной вклад в изменения околозвездной экстинкции в наших моделях дает не весь СВ-диск, а лишь сравнительно небольшая его область вблизи внутренней границы.
Метод расчетов
Газодинамические модели рассматриваемой системы рассчитывались методом SPH (Smoothed Particle Hydrodynamics), подробно описанным в статье Сотниковой (1996). Напомним кратко основные детали расчетов. В используемой реализации метода SPH длина сглаживания принималась постоянной и задавалась в долях радиуса орбиты: h = 0.1 а. Это обеспечивало в каждой точке как минимум 30 соседних точек, по которым проводилось усреднение газодинамических величин. Параметр с, характеризующий вязкость и представляющий собой безразмерную скорость звука, выраженную в единицах кеплеровской скорости компаньона, принят равным 0.05 ("теплый" диск). (Заметим, что при принятых выше значениях M* и P и при температуре звезды 104 K, характерной для звезд типа UX Ori, это значение скорости звука соответствует температуре газа, равной ^100 K). Число пробных частиц, использованных при SPH моделировании, равно 6 х 104. Как правило, расчеты выполнялись для нескольких сотен периодов. Для каждой модели вычислялась лучевая концентрация пробных частиц в направлении на
главный компонент системы как функция времени, выраженного в единицах орбитального периода. Площадь поперечного сечения колонки в принята равной 2Н х 2Н. Расчеты показали, что такое значение в оптимально для решения поставленной задачи.
Методика вычислений фазовой зависимости лучевой концентрации пыли подробно описана Демидовой и др. (2010а). Напомним кратко ее основные моменты. Количественный анализ результатов расчетов начинается с удаления тренда в изменениях лучевой концентрации пробных частиц, обусловленного уменьшением их количества в результате аккреции на ее компоненты. При этом из рассмотрения исключается начальный этап релаксации системы (продолжительностью в несколько десятков оборотов), в течение которого распределение вещества в ней приходит к устойчивому состоянию. Тренд моделируется полиномом пятой степени. Вычисления показали, что это обеспечивает удовлетворительное снятие тренда для всех рассматриваемых моделей. Затем выполняется переход от лучевой концентрации пробных частиц и(£) к лучевой концентрации реальных пылинок (см. подробности в работе Демидовой и др. (2010а). При этом для уменьшения влияния случайных флуктуаций при вычислении зависимостей п от фазы делается свертка текущих значений п(£) с орбитальным периодом для интервала времени, равного 50-ти оборотам системы.
Как и в наших предыдущих работах, предполагалось, что основным источником оптического излучения является главный компонент. Для определения оптической толщины т между звездой и наблюдателем, обусловленной околозвездной пылью, необходимо найти лучевую концентрацию пробных частиц на луче зрения как функцию времени и определить "массу" одной такой частицы. С этой целью в каждый момент времени определялось количество пробных частиц, аккрецирующих на компоненты системы (см. подробнее Сотникова, Гринин, 2007). Эти значения усреднялись по фазам орбитального периода и их сумма сравнивалась с принятым в данной модели средним значением
темпа аккреции вещества на оба компонента Ма. "Масса" одной пробной частицы md определялась по формуле: md = PMа/Nа, где Р — орбитальный период, Na — общее количество пробных частиц, аккрецирующих на оба компонента за один оборот системы. Ниже при расчетах значение Ма было принято равным 10_9 и 10_10в год. Такие значения темпа аккреции, как показали расчеты, достаточны для создания большой по амплитуде модуляции блеска главного компонента.
Определив массу одной пробной частицы, по-
_2
лучаем лучевую концентрацию вещества в г см 2.
Рис. 1. Распределение вещества в модели 1 (д = 0.1): (а) — вид сверху, (б) — сечения диска в плоскостях XZ и YZ. Шкала по осям указана в единицах большой полуоси орбиты. Линия узлов совпадает с осью Y. Система вращается по часовой стрелке.
Чтобы вычислить оптическую толщину пыли на луче зрения, нужно задать коэффициент поглощения к на один грамм вещества. Как и в предыдущих статьях, ниже принято среднее для межзвездной среды соотношение пыли и газа 1 : 100 и значение к = 250 см2/г, характерное для околозвездной экстинкции в полосе B фотометрической системы Джонсона (Натта, Уитни, 2000).
Как известно, интенсивность излучения молодых звезд состоит из двух частей: из интенсивности прямого излучения звезды I*, ослабленного в е-т раз, и интенсивности излучения, рассеянного околозвездной пылью Isc: Iobs = I*е-т + Isc. Обычно вклад рассеянного излучения в полное излучение молодых звезд не превышает нескольких процентов. Поэтому ниже при анализе характера переменности главного компонента интенсивность рассеянного излучения принималась равной нулю. Изменения блеска главного компонента выражены в звездных величинах: Аш = —2.5 lg Iobs (величина I* принята за единицу). Отсюда следует, что Аш ~ ~ т, и так как т пропорционально Ma, то Аш ~
~ Ma. Это соотношение позволяет легко пересчитать кривые блеска, рассчитанные для одного значения Ma, для других значений этого параметра.
Приведем еще одно полезное соотношение, позволяющее пересчитать кривые блеска, рассчитанные для периода 5 лет, на другое значен
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.