УДК 524.338
УЛЬТРАФИОЛЕТОВЫЙ СПЕКТР FU Ori И "КОМПРОМИССНАЯ" МОДЕЛЬ ФУОРА
(© 2007 г. А. С. Кравцова1, С. А. Ламзин1*, Л. Эррико2, А. Виттоне2
1 Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, Москва 2 Обсерватория Каподимонте, Неаполь, Италия Поступила в редакцию 16.04.2007 г.
Проанализирован спектр молодой звезды FU Ori в диапазоне 2300—3100 A, полученный на Космическом телескопе им. Хаббла. Длинноволновая часть спектра похожа на спектр сверхгиганта с Teff ~ 5000—6000 K, но в диапазоне длин волн короче ^2600 A доминирует излучение области с Teff ~ 9000 K. Обсуждается возможность объяснить эти особенности спектра, а также профиль эмиссионной линии Al II] 2669.2 и результаты рентгеновских наблюдений FU Ori в рамках модели аккреционного диска, толщина которого, начиная с расстояний ~1012 см, нарастает по мере приближения к звезде. Вблизи звезды диск имеет форму конуса, у которого видна только часть поверхности на дальней от наблюдателя стороне. Предлагаемая модель — своего рода компромисс между моделями тонкого а-диска и сверхгиганта: по сути дела, это аккреционная модель, но по наблюдательным проявлениям она похожа на сверхгигант. На спектр диска накладываются многочисленные линии поглощения, которые образуются в дисковом ветре. Ветер представляет собой холодный (T ~ 5000 K), плотный (Ne ~ 1011 см~3) газ. Число линий поглощения ветра в УФ-спектре FU Ori увеличивается с уменьшением длины волны. Это приводит к быстрому спаду интенсивности в коротковолновой части спектра, вследствие чего оценка максимальной температуры в диске, полученная по IUE-спектрам низкого разрешения, оказалась заниженной.
Ключевые слова: звезды — переменные и пекулярные, молодые, FU Ori, спектры звезд, аккреция, аккреционные диски.
ULTRAVIOLET SPECTRUM OF FU Ori AND A "COMPROMISE" MODEL OF THE FU Ori STAR, by A. S. Kravtsova, S. A. Lamzin, L. Errico, and A. Vittone. We have analyzed the 2300—3100 A spectrum of the young star FU Ori taken with the Hubble Space Telescope. The long-wavelength part of the spectrum is similar to the spectrum of a supergiant with Teff ~ 5000—6000 K, but the range of wavelengths shorter than ~2600 A is dominated by radiation from a region with Teff ~ 9000 K. We discuss the possibility of explaining these peculiarities of the spectrum, the Al II] 2669.2 emission line profile, and the X-ray observations of FU Ori in terms of an accretion disk model whose thickness increases as the star is approached starting from distances ~1012 cm. Near the star, the disk has the shape of a cone in which only the part of its surface on the far (from observer) side is visible. The suggested model is a kind of a compromise between the models of a thin а-disk and a supergiant: basically, this is an accretion model, but it resembles a supergiant in observational manifestations. Numerous absorption lines that originate in the disk wind are superimposed on the disk spectrum. The wind is a cold (T ~ 5000 K), dense (Ne ~ 1011 cm~3) gas. The number of absorption lines in the UV spectrum of FU Ori increases with decreasing wavelength. This causes a rapid decline in intensity in the short-wavelength part of the spectrum. As a result, the maximum temperature in the disk estimated from low-resolution IUE spectra has been underestimated.
PACS numbers: 97.10.Gz; 97.10.Me; 97.21.+a
Key words: stars — variable and peculiar, young, FU Ori, stellar spectra, accretion, accretion disks.
Электронный адрес: lamzin@sai.msu.ru
ВВЕДЕНИЕ
FU Ог1 является прототипом подкласса молодых звезд, у которых наблюдалось увеличение блеска на 4т—6т за время менее десяти лет (Хер-биг, 1966, 1977). Большинство специалистов считает, что причиной вспышки является увеличение темпа аккреции из диска, окружающего звезду типа Т Тельца, до величины ~ 10"4 М®/год (см. Харт-манн, Кеньон, 1996, и приведенные там ссылки). В результате аккреционная светимость становится в сотни раз больше светимости центральной звезды, поэтому наблюдаемый спектр обьектов типа FU Ог1 (фуоров) — это спектр излучения аккреционного диска.
Модель а-диска (Шакура, Сюняев, 1973) позволила обьяснить основные особенности спектров фуоров в оптическом и ИК-диапазонах: зависимость спектрального класса от исследуемого спектрального диапазона, двугорбую структуру профилей абсорбционных линий и уменьшение их ширины с ростом длины волны. Однако при интерпретации УФ-спектров фуоров в рамках этой модели возникли серьезные трудности. Поскольку индукция поля у молодых звезд не превышает 3 кГс (Бовье и др., 2007), ожидалось, что диск фуоров доходит до поверхности центральной звезды, вблизи которой должно выделяться около половины всей энергии аккрецируемого газа, причем температура газа в пограничном слое должна превышать 104 К. Однако Кеньон и др. (1989), изучая спектры фуоров, полученные со спутника ШЕ, не обнаружили признаков излучения столь горячего газа в
диапазоне длин волн 2600—3200 А.
Более того, Хербиг и др. (2003), анализируя оптические спектры высокого разрешения фуоров FU Ог1 и У1057 Cyg, обнаружили у них дефицит излучения газа с температурой свыше 6000 К по сравнению с предсказанием модели а-диска. С точки зрения Хербига и др. (2003) это отличие столь существенно, что ставит под сомнение применимость модели аккреционного диска вообще. Вместо нее предлагается альтернативная модель быстро и дифференциально вращающегося сверхгиганта, у которого эффективная температура зависит от широты. В рамках этой модели двугорбая структура абсорбционных линий объясняется наложением на линии фотосферы эмиссионной компоненты хромосферного происхождения.
Вместе с тем, интерферометрические наблюдения FU Ог1 в ИК-диапазоне согласуются с наличием у звезды аккреционного диска, темп аккреции
которого Мас = (6.3 ± 0.6) х 10_5/т М®/год, где т = М*/М® (Малбет и др., 2005). Кроме того, даже в модели аккреционного диска можно обойти
трудность, связанную с дефицитом излучения высокотемпературного газа. В частности, как показали Попхэм и др. (1993), если при описании структуры внутренних областей диска фуоров допустить возможность адвекции, то переходный слой становится весьма широким, что позволяет уменьшить максимальную температуру аккрецируемого вещества до величины менее 104 К. В рамках этой так называемой слим-модели аккреционного диска Попхэм и др. (1996) смогли удовлетворительно воспроизвести УФ-спектры FU Оп, полученные со спутника ШЕ в режиме низкого (R = А/ДА ~ 500) разрешения.
Адекватная модель фуоров должна учитывать мощное истечение вещества, наблюдаемое у этих объектов: линии бальмеровской серии водорода, а также линии N8 I D и Са II К в спектре фуоров имеют глубокие профили типа Р Cyg (см. Хербиг и др., 2003, и приведенные там ссылки). Темп потери массы у фуоров составляет ~10_5 М®/год, причем газ, истекающий со скоростью ~ 300 км/с, имеет температуру не более 6000 К (Кросвелл и др., 1987; Калвети др., 1993; Хартманн, Калвет, 1995).
До сих пор наблюдения фуоров не давали указания на наличие у этих объектов областей с температурой >104 К, поэтому обнаружение рентгеновского излучения от FU Оп с максимальной температурой ^6 х 107 К (Скиннер и др., 2006) оказалось весьма неожиданным. В этой связи особый интерес для теории фуоров представляет УФ-диапазон, который должен содержать информацию об областях с промежуточной температурой. Данная работа посвящена анализу спектров FU Оп, полученных с борта Космического телескопа (^Т), в диапазоне длин волн 2300—3100 А. Цель работы — объяснить в рамках аккреционной модели, почему не наблюдаются области с температурами от 104 до 106 К и почему спектр FU Оп весьма похож на спектр G0-сверхгиганта.
АНАЛИЗ УФ-СПЕКТРОВ FU Ог1
Два исследуемых эшельных спектра наблюдались 22 февраля 2001 г. (программа ГО 8627) с интервалом 1.5 ч на спектрографе HST/STIS. Спектры охватывают диапазон длин волн от 2277 А до 3115 А и имеют разрешение R ~ 4 х х 104. Продолжительность экспозиции первого спектра 39 мин, второго — 48 мин, а размер входной диафрагмы в обоих случаях был равен 0.2 х 0.2, поэтому слабый спутник, удаленный от FU Оп
на расстояние 0.5 (Ванг и др., 2004), не попал в диафрагму. Спектры взяты нами из архивной
8 -
о
а6 о
ь
4 -
0
2400 2600 2800
X, Ä
3000
Рис. 1. HST/STIS спектр FU Oгi, дополнительно сглаженный по 60 точкам (сплошная линия). Для сравнения приведен спектр FU Оп, полученный со спутника ШЕ (штриховая линия). Подробности в тексте.
базы данных HST (http://archive.stsci.edu/hst/tar-get_descriptions.html) и обрабатывались с помощью пакетов программ IRAF v2.11 (http://iraf.no-ao.edu/iraf) и STSDAS/TABLES v2.02 (http://i-raf.stsci.edu/STSDAS) по стандартной методике, описанной в главe 21 руководства "HST Data Handbook"' (http://www.stsci.edu/documents/da-ta-handbook.html). Мы не обнаружили заметных отличий в двух спектрах, поэтому, чтобы увеличить отношение сигнал/шум, спектры были усреднены между собой. С той же целью суммарный спектр мы сгладили методом скользящего среднего по 8 точкам и именно его использовали для последующего анализа, исправив длины волн за лучевую скорость звезды Vr = +27 км/с (Хербиг и др., 2003).
Чтобы дать общее представление о спектре FU Ori в исследуемом диапазоне длин волн, на рис. 1 приведен исследуемый HST/STIS-спектр звезды, дополнительно сглаженный по 60 точкам. Разрешение у этого спектра почти такое же, как у спектров, полученных со спутника IUE с R ~ ~ 500. Всего в интересующем нас диапазоне было получено 11 таких IUE-спектров, самый первый из которых (LWR 03933, 5 марта 1979 г.) изображен на рис. 1 штриховой линией1. Видно, что за
*Этот и другие спектры, полученные со спутника IUE, взяты из базы данных INES http://ines.oat.ts.astro.it без последующей обработки. К сожалению, имеющиеся в этой базе данных спектры FU Ori высокого разрешения не пригодны для анализа из-за низкого отношения сигнал/шум.
22 года спектр FU Оп в УФ-диапазоне качественно не изменился, хотя поток излучения уменьшился примерно в 1.5 раза.
Это позволяет предположить, что ^Т^Т^-спектр FU Оп можно представить в виде суммы спектров сверхгиг
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.