ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2013, том 39, № 6, с. 438-442
УДК 524.338
О ПРИРОДЕ ВУАЛИРОВАНИЯ СПЕКТРОВ КЛАССИЧЕСКИХ ЗВЕЗД Т ТЕЛЬЦА В БЛИЖНЕЙ ИНФРАКРАСНОЙ ОБЛАСТИ
© 2013 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 21.01.2013 г.
Показано, что наличие горячего аккреционного пятна на поверхности классических звезд Т Тельца позволяет объяснить наблюдаемую степень вуалирования фотосферного спектра этих звезд не только в видимой, но и в ближней инфракрасной области.
Ключевые слова: звезды — индивидуальные: BP Tau, CW Tau — звезды Т Тельца — спектры — инфракрасное излучение.
DOI: 10.7868/80320010813060041
ВВЕДЕНИЕ
Классические звезды Т Тельца (CTTS) — это молодые (возраст <107 лет) звезды с массой <3М©, находящиеся на стадии сжатия к главной последовательности, активность которых обусловлена магнитосферной аккрецией вещества прото-планетного диска. Давно известно, что глубины и эквивалентные ширины фотосферных линий в оптических и ультрафиолетовых спектрах CTTS меньше, чем у звезд главной последовательности тех же спектральных классов. Сравнительно недавно было обнаружено, что этот эффект имеет место и в ближнем инфракрасном (ИК) диапазоне — см. Фишер и др. (2011) и приведенные там ссылки.
Принято считать, что вуалирование — результат наложения на фотосферный спектр дополнительного континуума, который возникает в горячем пятне на поверхности звезды вследствие ее прогрева коротковолновым излучением аккреционной ударной волны (АУВ). Однако Фишер и др. (2011) обнаружили, что широко используемая модель аккреционного пятна Кальвет и Гуллбринга (1998), предполагающая, что пятно излучает только в континууме, не может одновременно объяснить вуалирование в видимой и ближней ИК-областях, поскольку интенсивность излучения в континууме слишком быстро уменьшается с увеличением длины волны. Излучение пылевой компоненты
Электронный адрес для связи: dodin_nv@mail.ru
протопланетного диска дает заметную добавку к излучению фотосферы лишь в диапазоне длин волн Л > 2 мкм (Музеролле и др., 2003), поэтому для объяснения наблюдаемого вуалирования в районе 1 мкм Фишер и др. (2011) предположили наличие некоторого дополнительного источника континуума с температурой 2500—5000 К.
Анализируя оптические спектры CTTS с большим вуалированием, Гам и др. (2008) показали, что существенный вклад в уменьшение глубины фотосферных линий вносят эмиссионные линии, которые наряду с континуумом формируются в аккреционном пятне. Додин и Ламзин (2012) не только подтвердили этот вывод расчетами, но и показали, что в оптическом диапазоне вклад линейчатого излучения пятна в вуалирование фотосферных линий важен для CTTS как c сильно, так и со слабо вуалированным спектром. Более того, при фиксированной эффективной температуре звезды Teg относительный вклад линий в вуалирование возрастает при уменьшении мощности аккреционного потока, определяемого соотношением Fac = = ро Vq /2, где ро и V0 — плотность и скорость газа перед фронтом АУВ.
При переходе из видимой в ИК-область интенсивность непрерывного излучения пятна в модели Додина и Ламзина (2012), как и в модели Кальвет и Гуллбринга (1998), уменьшается. Однако вуалирование линиями должно вести себя иным образом, поскольку зависит не от эффективной температуры горячего пятна, а от распределения температуры и
плотности в атмосфере звезды, прогретой излучением АУВ, и параметров индивидуальных линий. В видимом диапазоне это приводит к принципиально иной зависимости суммарного (линии + континуум) вуалирования от длины волны, которая уже не является монотонной, как в случае вуалирования только континуумом — см. рис. 7 в работе Додина и Ламзина (2012).
Если в ИК-области спектра вклад линий в вуалирование будет определяющим, то это позволило бы объяснить наблюдаемое у CTTS вуалирование спектра в районе 1 мкм, не привлекая дополнительный источник непрерывной эмиссии. Цель нашей работы — проверка этой гипотезы.
ЗАВИСИМОСТЬ ВУАЛИРОВАНИЯ ОТ Л
ПРИ БОЛЬШИХ И МАЛЫХ ЗНАЧЕНИЯХ Fac В МОДЕЛИ ОДНОРОДНОГО ПЯТНА
В данной работе мы будем рассматривать спектры системы "звезда+круглое однородное пятно", рассчитанные по методике, подробно описанной в работе Додина и Ламзина (2012). Единственное отличие состоит в том, что здесь мы рассчитываем спектр не только в видимом диапазоне, а от 0.45 до 1.2 мкм — это максимальная длина волны, до которой в используемом нами комплексе программ ATLAS имеются данные для спектральных линий. Термин "однородное пятно" означает, что во всех точках поперечного сечения аккреционного потока значения V0 и р0 предполагаются одинаковыми. В дальнейшем вместо плотности газа перед фронтом АУВ мы будем использовать концентрацию частиц
N0 и ро/2.2 х 10-24.
Напомним, что количественной характеристикой степени вуалирования принято считать величину
r\ =
EWq EW
- 1,
где EW и EW0 — эквивалентные ширины фото-сферной линии в спектрах CTTS и звезды сравнения того же спектрального класса. Когда говорят о степени вуалирования в том или ином спектральном диапазоне, то приводят величину т\, полученную путем усреднения индивидуальных значений для линий, попадающих в этот диапазон.
Вклад линий в вуалирование спектра CTTS мы продемонстрируем на примере двух моделей: со сравнительно большим и сравнительно малым значением Fac. Эти модели позволяют с разумной точностью (см. Додин и др., 2013) воспроизвести спектры звезд CW Tau и BP Tau в диапазоне 0.47— 0.80 мкм, причем именно те, которые использовали Фишер и др. (2011) для измерений вуалирования. Эти спектры мы взяли из архива телескопа KECK
http://www2.keck.hawaii.edu/koa/public/koa.php. Оба спектра были получены 30 ноября 2006 г.
В случае CW Tau параметры модели оказались следующими: эффективная температура и логарифм ускорения силы тяжести для звезды Teg = 4750 K и lg g = 4.0 соответственно, N0 = = 1012 см"3, V0 = 350 км/с, относительная площадь пятна f = 0.20, а угол между осью симметрии пятна и лучом зрения а = 0°. Эта модель — пример большого пятна (оно занимает 40% видимого полушария звезды) со сравнительно низкой плотностью аккрецируемого газа и потока аккреционной энергии: lg Fac & 10.7.
Как мы увидим далее (см. также Додин, Ламзин, 2012), величина т\ сильно меняется от линии к линии, поэтому всегда следует указывать, какие фотосферные линии используются для измерения вуалирования. К сожалению, до сих пор никто этого не делал, интерпретируя разброс индивидуальных значений т\ в пределах рассматриваемого диапазона как "ошибку измерения" этой величины. Мы для измерения вуалирования по теоретическому спектру, который в видимом диапазоне практически совпадает с наблюдаемым, выбрали достаточно глубокие абсорбционные линии без признаков эмиссии в ядре, список которых приведен в таблице.
Зависимость т\(Х), рассчитанная по модельному спектру для CW Tau, приведена на рис. 1. Поскольку теоретический и наблюдаемый спектры в оптическом диапазоне практически совпадают, наши величины т\ в этой области должны совпасть с результатами Фишера и др. (2011) с точностью до выбора линий, по которым измерялось вуалирование, что и видно из рисунка. При этом предсказываемое нами вуалирование в ИК-диапазоне также практически совпадает с результатами Фишера и др., которые определили вуалирование в этой области по ИК-спектру, полученному одновременно со спектром в видимом диапазоне.
Кроме полного (линии+континуум) вуалирования индивидуальных линий (точки) на рисунке приведена кривая, которая показывает степень вуалирования фотосферных линий одним только континуумом. Видно, что в рассматриваемом случае вклад линий в уменьшение глубины фотосферных линий существенно больше, чем континуума, что и объясняет, почему в спектре CW Tau вуалирование в синей и ИК-областях спектра практически одинаково.
Отметим важную особенность эффекта вуалирования линиями, который, на самом деле, включает в себя две составляющие: 1) наложение эмиссионных линий пятна на соответствующие абсорбционные линии фотосферы; 2) уменьшение поверхности фотосферы из-за наличия (холодного
440
ДОДИН, ЛАМЗИН
Список линий для вычисления т\
A, Ä A, Ä А, A
Ti I, Mg I 4783.3 Fei 6173.3 Fei 9173.2
Nil, CrI 4829.2 CrI 6330.1 Til 9599.6
Fei 4903.3 Fe I, Fe I 6400.1 Til 9832.1
CrI, Fei 4942.5 Ca I 6462.6 Fei 9889.0
Ti I, Fe I 4991.1 Ni I 6643.6 Til 10003
Fe I, Fe I 5027.2 Til 6743.1 Fei 10155
Fei, CrI 5139.5 Fei 6806.8 Fei 10167
Fe I, Fe I 5273.2 AI I, Co I 7084.9 Fei 10341
Fei 5391.5 Fei 7292.8 CrI 10486
Fei 5476.6 Ca I 7326.2 Fei 10532
Ca I 5598.5 Ti I, Fe I 7440.8 Til 10662
Fei, CrI 5682.5 Fei 7583.8 Til 10677
Fe I, Fe I 5762.7 Ni I 7727.6 Til 10775
CrI, Fei 5791.0 Ti I, Ti I 7978.8 CrI 11157
Ca I 5857.5 Fei 8075.2 CrI 11339
Fei 5916.3 Mg I, Fe I 8310.9 CrI 11398
Fe I, Ti I 5952.9 Fei 8616.3 Fei 11422
Fei 6027.1 CrI 8976.9 Fei 11595
Til 6085.2 Fei 9070.4 Til 11797
Ca I 6122.2 Ca I 9099.1 Ca I 11956
Примечание. Линии Ся I рассчитывались с учетом отклонений от ЛТР (Додин и др., 2013).
или горячего) пятна либо затмения части звезды, например, облаком пыли. Второй эффект связан с тем, что наблюдаемый поток — результат инте-
грирования интенсивности излучения по поверхности звезды. Изъятие какой-либо части звездной поверхности из области интегрирования приводит не только к ослаблению потока, но и к искажению профилей спектральных линий и изменению их эквивалентных ширин из-за того, что закон потемнения к краю в линиях и континууме, вообще говоря, разный. Например, если в рассматриваемой модели положить интенсивность излучения пятна равной нулю, т.е. заменить горячее пятно на абсолютно холодное, то вуалирование разных линий будет хаотически меняться в интервале от —0.15 до 0.05 в синей области и примерно от —0.05 до 0.25 в ИК-области. Таким образом, при интерпретации небольшого вуалирования, а также при возможном наличии больших холодных или горячих пятен необходимо аккуратно складывать излучения от пятна и невозмущенной атмосферы звезды.
В кач
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.