УДК 524.338
Не-ЛТР МОДЕЛИРОВАНИЕ УЗКИХ ЭМИССИОННЫХ КОМПОНЕНТ ЛИНИЙ He И Ca В ОПТИЧЕСКИХ СПЕКТРАХ КЛАССИЧЕСКИХ
ЗВЕЗД Т ТЕЛЬЦА
© 2013 г. А. В. Додин*, С. А. Ламзин, Т. М. Ситнова
Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга и физический факультет Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова Поступила в редакцию 05.12.2012 г.
Используя ЛТР-расчеты структуры атмосфер звезд Т Тельца, прогреваемых излучением аккреционной ударной волны (Додин, Ламзин, 2012), рассчитан спектр излучения горячего пятна, возникающего на поверхности звезды, с учетом не-ЛТР эффектов для Hei, Heii, Cai и Caii. Предполагая, что плотность газа Nq и его скорость Vq перед фронтом ударной волны одинаковы во всех точках поперечного сечения аккреционной струи, рассчитан спектр излучения системы звезда+круглое пятно при различных значениях Nq, Vq и параметров, характеризующих звезду и пятно. На примере девяти звезд показано, что при соответствующем подборе параметров теоретические спектры в оптическом диапазоне хорошо воспроизводят наблюдаемую степень вуалирования фотосферных линий, а также профили и интенсивность т.н. узких компонент эмиссионных линий Heii и Cai. Найдено, что у всех исследованных звезд, кроме DK Tau, плотность аккрецируемого газа Nq > 1012 см-3. Для восьми звезд параметры удалось подобрать при обилии кальция в аккрецируемом газа ^Ca, равном солнечному, но для звезды TW Hya согласия расчетов с наблюдениями удалось добиться лишь допустив, что ^Ca примерно втрое меньше солнечного. Полученные оценки параметров не зависят от величины межзвездного поглощения, поскольку определены по спектрам, нормированным на уровень континуума. Расчетная интенсивность линий Caii оказалась меньше наблюдаемой, однако это противоречие удается устранить, предположив, что наряду с аккрецируемым газом высокой плотности Nq на звезду падает и более разреженный газ. Существенно расходятся с наблюдениями теоретические значения эквивалентных ширин и относительная интенсивность субординатных линий Hei, что, по-видимому, связано с необходимостью учесть не-ЛТР эффекты при расчете структуры верхних слоев пятна, с недостаточной точностью сечений ударных процессов с верхних уровней и, вероятно, с необходимостью учета неоднородности пятна.
Ключевые слова: звезды — индивидуальные: GM Aur, BP Tau, DK Tau, DN Tau, Gi Tau, GKTau, V836 Tau, Di Cep, TW Hya — звезды Т Тельца — звездные атмосферы — перенос излучения — спектры.
DOI: 10.7868/Б032001081305001Х
ВВЕДЕНИЕ
Классические звезды Т Тельца (СТТБ) — это молодые (возраст <107 лет) звезды с массой <3М©, находящиеся на стадии сжатия к главной последовательности, активность которых обусловлена магнитосферной аккрецией вещества протопланетного диска. В оптическом диапазоне спектр СТТБ состоит из фотосферного спектра звезды позднего класса, на который накладываются эмиссионные линии с нетривиальными профилями переменной формы. Вообще говоря,
Электронный адрес: dodin_nv@mail.ru
эмиссионные линии состоят из двух компонент: узкого (ГШИМ - 30 км/с) и широкого (ГШИМ > > 100 км/с), которые формируются в различных пространственных областях — см., например, Ба-талья и др. (1996), Додин и др. (2012). Соотношение между интенсивностью этих компонент различно для разных линий и меняется с течением времени, а для одинаковых линий меняется от звезды к звезде.
Еще Джой (1949) отметил, что глубины и эквивалентные ширины фотосферных линий в спектрах СТТБ меньше, чем у звезд главной последовательности тех же спектральных классов. До недавнего времени считалось, что происходит это из-за того,
что на абсорбционные линии фотосферы звезды накладывается эмиссионный континуум. В рамках такой интерпретации удобной характеристикой степени вуалирования фотосферного спектра CTTS в том или ином его участке является усредненная по абсорбционным линиям этого участка величина
Шо
- 1,
(1)
где ЕШ и ЕШ0 — эквивалентные ширины фото-сферной линии в спектрах CTTS и звезды сравнения того же спектрального класса.
Эмиссия в линиях и континууме в рамках аккреционной модели объясняется следующим образом (Кенигл, 1991; Ламзин 1995). Вещество диска на некотором расстоянии от звезды вмораживается в силовые линии ее магнитного поля и падает вдоль них, разгоняясь силой тяготения. Долетев до плотных слоев звездной атмосферы, вещество тормозится в аккреционной ударной волне (АУВ), переводя в тепло большую часть своей кинетической энергии, поток которой равен:
цтрЩ У03
■ — ■ ас —
2
(2)
где N0, У0 — соответственно концентрация частиц и скорость газа перед фронтом УВ, ¡х к> 1.3 — средний молекулярный вес, тр — масса протона. Нагретое вещество за фронтом АУВ остывает, теряя энергию на излучение в УФ и рентгеновском диапазоне, и оседает на звезду, постепенно уменьшая свою скорость практически до нуля.
Половина квантов из зоны охлаждения газа движется к звезде и, поглощаясь в верхних слоях атмосферы, создает на ее поверхности т.н. горячее пятно. Остальные кванты движутся от звезды и поглощаются в газе перед фронтом УВ, нагревая и ионизуя его. Расчеты показывают, что при характерной скорости падения газа У0 ~ 300 км/с температура газа в областях перед фронтом не превышает 20 000 ^ однако в нем в заметном количестве имеются ионы вплоть до O+5 (Ламзин, 1998).
Предполагая, что эмиссионный континуум CTTS формируется в горячем пятне, Калвет и Гуллбринг (1998) рассчитали структуру атмосферы, прогреваемой коротковолновым излучением АУВ, не учитывая при этом излучение пятна в линиях. Однако вскоре после этого было обнаружено, что внутри фотосферных абсорбций имеются узкие эмиссионные линии (Петров и др., 2001; Гам и др., 2008; Петров и др., 2011), которые, по-видимому, также формируются в горячем пятне и, наряду с континуумом, уменьшают глубину линий фотосферы. Это обстоятельство проявляется, например, в форме переменности лучевой
скорости фотосферных линий и/или немонотонном распределении энергии в спектре вуалирующего континуума (Стемпельс и Пискунов, 2003), если его определять с помощью соотношения (1).
Расчет термической структуры и спектра излучения горячего пятна с учетом не только континуума, но и линий, впервые выполнили Додин и Ламзин (2012) в рамках приближения локального термодинамического равновесия (ЛТР). Расчеты были выполнены для различных значений параметров, характеризующих облучаемую звезду (Т^, ^д) и АУВ (Ж0, У0). Относительное содержание элементов принималось равным солнечному.
Предполагая, что на поверхности звезды с Т^ от 3750 K до 5000 K имеется одно горячее пятно круглой формы, в пределах которого значения У0 и Й0 одинаковы, было рассчитано, как должны выглядеть результирующие спектры системы звезда+ +пятно при разных относительных размерах пятна f и его различных положениях относительно наблюдателя, характеризуемых углом а между лучом зрения и осью симметрии пятна. Для каждой из звезд, у которых было обнаружено вуалирование линиями (Гам и др., 2008; Петров и др., 2011), удалось подобрать модель, спектр которой похож на наблюдаемый, по крайней мере, в том, что линии, показывающие эмиссию в спектрах CTTS, показывают эмиссии и в моделях. Тем самым было показано, что наиболее сильные из эмиссионных линий, формирующихся в пятне, проявляются в спектрах CTTS в виде узких эмиссионных компонент, а более слабые в той или иной мере уменьшают глубину линий фотосферы.
Однако количественное сопоставление расчетных и наблюдаемых спектров обнаружило ряд проблем: у некоторых звезд отсутствуют эмиссионные линии, предсказываемые теорией, не удается воспроизвести наблюдаемое соотношение между интенсивностями линий и ^П, а расчетная интенсивность эмиссии в линиях CaI в ряде случаев оказалась настолько больше наблюдаемой, что в работе Додина и Ламзина (2012) было даже высказано предположение о заметном дефиците кальция в аккрецируемом газе. Впрочем, в качестве более вероятной причины указанных расхождений между теорией и наблюдениями авторы сочли принятые при моделировании предположения, прежде всего, — гипотезу о ЛТР, поскольку, как отмечено Са-хибуллиным (1997), в не-ЛТР спектрах интенсивность эмиссионных линий, как правило, меньше.
В данной работе будет показано, что если населенности уровней и степень ионизации ^ и Ca определять путем решения соответствующих уравнений баланса, а не рассчитывать по формулам Больцмана и Саха, то согласие между теорией и наблюдениями в ряде случаев существенно улучшается.
г
^ т/т0
Рис. 1. Распределение параметров в области формирования линий Не11 для звезды с Тед = 4000 К и ^ д = 4.0: температуры (а), концентрации частиц (б), относительного обилия иона Не+ (в), отноcительной населенности уровней Не11 с п = 3 (жирные линии) и п = 4 (тонкие линии). Сплошная кривая для модели с Уо = 400 км/с, ^ N0 = 12.5 (К = 15), а штрихпунктирная для модели с У0 = 200 км/с, ^ N0 = 12 (К = 0.6). т — оптическая толщина линии 304 А с максимальным значением т0, которое соответственно равно 3.0 х 104 и 1.0 х 104.
Как и в работе Додина и Ламзина (2012), мы будем моделировать только узкие компоненты линий, которые формируются в области за фронтом АУВ, где задачу переноса излучения можно рассматривать в рамках плоско-параллельной геометрии. Широкие компоненты эмиссионных линий CTTS в той или иной мере образуются в нескольких местах: в зоне Н11 непосредственно перед фронтом АУВ, в области, где вещество диска вмораживается в силовые линии магнитного поля звезды, а также в ветре CTTS. Примером линий, в которых всегда доминирует широкий компонент, могут служить линии водорода. Моделирование интенсивности и профилей широких компонент эмиссионных линий — гораздо более трудоемкая задача, которая требует совместного решения трехмерных уравнений магнитной газодинамики и трехмерного переноса излучения — см. Куросава и Романова (2012) и приведенные там ссылки.
МЕТОД РАСЧЕТА НАСЕЛЕННОСТЕЙ УРОВНЕЙ Не1 И Не11
Программы для расчета степени ионизации и населенностей уровней гелия были написаны нами самостоятельно. Использованный в расчетах набор энергетических уровней Не1 и Не11 (т.н. модель атома) описан в Приложении.
Область
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.