Аккреционная активность звезд типа UX Ori и родственных им объектов

Оглавление
Введение..................................................................5
Литературный обзор.....................................................5
Цель работы, ее актуальность, научная новизна и список публикаций.....28
Часть I. Газовая составляющая околозвездных дисков звезд типа
UX Ori................................................................38
Глава I. Диагностика аккреционных дисков по спектральным
линиям................................................................38
1.1 Не-ЛТР модели аккреционных дисков звезд типа UX Ori...............38
1.1.1 Упрощенная модель аккреционного течения.....................40
1.1.2 Интенсивности и профили линий в моделях дисковой аккреции....43
1.1.3 Адаптация модели магнитосферной аккреции к звездам НАЕВЕ.............................................................49
1.2 Диагностика аккреционного диска звезды UX Ori по водородным линиям
бальмеронской, пашеновской и брэккетовской серий..................51
1.2.1 Введение зоны коротации в модель магнитосферной аккреции 51
1.2.2 Исходные наблюдательные данные..............................52
1.2.3 Кинематическая модель излучающей области....................53
1.2.4 Результаты расчетов.........................................57
1.3 Параметры аккреционных течений для других UXOR: для CQ Таи,
RRTau, WWVul......................................................62
1.3.1 Постановка задачи...........................................62
1.3.2 Результаты моделирования....................................64
1.4 Переменность эмиссионных линий в спектрах звезд типа UX Ori.......69
1.4.1 Переменность эмиссионных линий вследствие околозвездного экранирования.....................................................69
1.4.2 Метод решения задачи........................................70
1.4.3 Эффект экранирования и переменность профилей линий..........74
1.4.4 Эффект экранирования и переменность потоков и эквивалентных ширин.............................................................76
1.5 Переменность эмиссионных линий вследствие изменения режима
течения...........................................................79
1.5.1 Влияние параметров течения на профили линий.................80
1.5.2 Влияние изменения режима аккреции на профиль линии..........82
1.6 Основные выводы Главы 1...........................................84
Глава II. Источник газа п околозвездных оболочках звезд типа
ÜX Ori...................................................................87
2.1 Испарение star-grazing тел в окрестности звезд типа UX ORi........87
1
2.2 Поведение твердых тел в окрестности горячих звезд.................90
2.2.1 Время нагрева..............................................90
2.2.2 Тепловая дезинтеграция твердых тел.........................90
2.2.3 Испарение крупных пород и частиц...........................9]
2.3 Динамика испаряющегося вещества...................................95
2.3.1 Ускорение газа давлением излучения.........................95
2.3.2 Движение испарившегося газа................................97
2.4 Обсуждение.......................................................100
2.5 Газоиыловые облака вокруг ИХ Оп..................................102
2.6 Наблюдения и результаты..........................................103
2.7 Нс-ЛТР модели....................................................108
2.8 Обсуждение результатов...........................................112
2.9 Основные результаты Главы II.....................................113
Часть II. Пылевая составляющая околозвездной оболочки
молодых звезд........................................................115
Глава III. Пыль в окрестности звезд АеВе Хербига и Т Тельца........115
3.1 Уникальный минимум яркости ИИ Таи................................115
3.2 Наблюдения.......................................................116
3.3 Результаты.......................................................117
3.3.1 Оптическая ИВУШ-фотометрия................................117
3.3.2 Поляриметрия..............................................118
3.3.3 ИК-фотометрия.............................................119
3.4 Обсуждение................................................... 120
3.4.1 Оценка параметров окодозвездного облака...................122
3.4.2 Изменение иараметрв облака во времени.....................124
3.5 Заключение.......................................................125
3.6 Рассеяние света движущимися пылинками в ближайших окрестностях молодых звезд......................................................126
3.7 Зона испарения пыли..............................................127
3.7.1 Рассеяние света движущимися пылинками.....................128
3.7.2 Основные соотношения......................................131
3.8 Линии поглощения в спектре рассеянного излучения.................134
3.8.1. Случай круговых движений.................................135
3.8.2. Влияние радиальных движений..............................136
3.8.3. Вращательная модуляция профилей линий....................138
3.9 Обсуждение.......................................................139
3.10 Основные результаты Главы III...................................141
Глава IV. Дисковый ветер у молодых одиночных звезд и в молодых
2
двойных системах.........................................................143
4.1 Дисковый ветер: наблюдения и теория...............................143
4.2 Пыль в дисковых ветрах молодых звезд как источник околозвездной экстинкции...........................................147
4.2.1 Модель пылевой смеси........................................148
4.2.2 Выживание пылинок в газовом компоненте ветра................148
4.2.3 Дисковый ветер и околозвезднаяэкстинкция....................151
4.3 Дисковый ветер в молодых двойных системах с маломассивными вторичными компонентами: наблюдательные проявления в оптическом диапазоне..........................................................157
4.3.1 Введение....................................................157
4.3.2 Дисковый ветер, как источник вещества в молодых двойных системах..........................................................158
4.3.3 Модель......................................................159
4.3.4 Метод расчета...............................................160
4.3.5 Пространственная структура общей оболочки...................161
4.3.6 Внутренняя область..........................................162
4.3.7 Оптические свойства общих оболочек..........................164
4.3.8 Амплитуды фотометрических минимумов.........................167
4.3.9 Примеры двойных систем с продолжительными затмениями 170
4.4 Дисковый ветер в молодых двойных системах и природа циклической активности молодых звезд...........................................175
4.4.1 Структура СВ-диска..........................................176
4.4.2 Образование общей облочки...................................176
4.4.3 Параметры дискового ветра...................................179
4.4.4 Метод расчета...............................................179
4.4.5 Результаты..................................................180
4.4.6 Амплитуды и формы кривых блеска.............................181
4.4.7 Модуляция рассеянного излучения с фазой орбитального периода...........................................................185
4.4.8 Фуоро-подобные кривые блеска................................187
4.4.9 Обсуждение..................................................188
4.5 Движущиеся тени на пылевых дисках молодых звезд...................191
4.5.1 Тени на дисках..............................................191
4.5.2 Результаты и обсуждение................................... 193
4.5.3 Тени на изображениях молодых звездных объектов. Сравнение
с наблюдениями...............................................199
4.6 Механизм затмений в экзотических затменных двойных системах системах...........................................................201
4.6.1 Введение...................................................201
4.6.2 Затменные системы. Данные наблюдений.......................201
4.6.3 Механизмы затмений.........................................205
4.6.4 Затмения дисковым ветром вторичного компонента.............207
4.6.5 Оптические характеристики дисковых ветров..................208
4.6.6 Кривые блеска..............................................210
4.6.7 Асимметрия минимумов.......................................211
4.6.8 Обсуждение.................................................213
4.7 Запыленный дисковый ветер в молодых двойных системах, наблюдаемых с полюса...........................................................216
4.7.1 Постановка задачи и параметры дискового ветра..............217
4.7.2 Амплитуды и формы кривых блеска............................217
4.8 Дисковый ветер в моделях двойной системы НН 30...................219
4.8.1 Сценарий 1: дисковый ветер в молодой двойной системе.......223
4.8.2 Сценарий 2: прецессия оси джета............................225
4.9 Основные результаты Главы IV.....................................227
Заключение.............................................................231
Литература.............................................................237
4
ВВЕДЕНИЕ
Литературный обзор
Сценарий образования звезд. Образование звезд и планетных систем начинается с гравитационного коллапса молекулярного облака. Стадию формирования звезды условно делят на 4 части в зависимости от вида спектрального распределения энергии (Рис. 1 и 2). Соответственно, звезды классифицируют на 4 класса: О, I, II и III. Па первой стадии газ и пыль медленно сжимаются под действием собственной гравитации, образуя ядра внутри молекулярного облака по мере того, как магнитное и турбулентное противодействие ослабевают вследствие процесса амбиполярной диффузии (дрейфа заряженых частиц относительно нейтральных). Эта фаза длится около 106 лет до наступления динамического колпапса. Т.к. плотное ядро молекулярного облака всегда имеет некоторый угловой момент при коллапсе, большинство падающего вещества будет падать не прямо на иротозвезду, а будет формировать диск вокруг нее (см., например, [374,411]) или фрагментироваться в кратную звездную систему ([264]. Когда контрактирующая конфигурация становится достаточно сконцентрированной, наступает вторая (раза - гравитационный коллапс. Внутренние области образуют аккрецирующую, но все еще мирно эволюционирующую протозвезду и небулярный диск. "Звезды"класса 0 - это фактически ядра облаков, которые находятся в самом начале своего протозвездного коллапса.
Оболочка из газа и пыли, притекающая из ядра молекулярного медленно вращающегося облака, покрывает растушую звезду и диск (infa.ll стадия). Источник м1югружсн"в облако и еще не виден в видимом диапазоне длин волн, но, в принципе, уже может быть обнаружен в инфракрасном (ИК), субмил-лиметровом (сублш) и миллиметровом (мм) диапазонах за счет переработки излучения пылью, находящейся в окружающей протозвезду и диск оболочке. Это - звезда класса I.
Наступает третья фаза - фаза, характеризующаяся одновременным притоком вещества (продолжение т!а11 - стадии) и его истечением; еще ее называют фазой биполярных истечений. В это время вещество еще продолжает падать из про'гозвездного облака, но возникают и мощные истечения, состоящие из джетов и дисковых ветров, сгребающие вещество из областей, близких к полюсу и образующих некую расширяющуюся облочку из пыли и газа. На этой стадии биполярные истечения уже могут наблюдаться спектроскопически в радиодиапазоне, например, в молекуле СО. Как установлено современной теорией, единственной причиной, способной "запустить”ветер, сметающий и уносящий падающее на звезду вещество, являются магнитогидродинамические (МГД) си-
5
Рис. 1: Четыре стадии формирования звезды.
лы. Сейчас спор продолжается только в отношении происхождения магнитного поля (звездное или дисковое, или комбинация и того, и другого), а не относительно движущей силы ветра. Подробнее об этом будет говориться в главе IV, где будет рассмотрено состояние современной теории дисковых ветров. Время нахождения на обеих стадиях (2 и 3) составляет примерно 105 лет независимо от начальной массы облака.
С наступлением последней четвертой фазы истечение все больше "прижимается "к эваториальной плоскости; угол раскрытия ветра уменьшается. На этой стадии центральным источником излучения является уже молодая звезда, имеющая свой диск. В это время система становится видимой уже в ультрафиолетовом (УФ), оптическом и ближнем ИК областях спектра как звезда + диск. Эта стадия характеризуется уменьшением притока массы из родительского облака, интенсивным отводом углового момента и энергии с дисковым ветром, наличие компаньона (звездного или планетарного). Диски часто называют протопланет-ными, подразумевая, что в результате эволюции из дискового вещества формируются планетозимали и/или протопланеты и протокометы. Звездами класса II называют звезды с аккрсционнымм диском и наконец, звезды класса III -это звезды все еще до Главной Последовательности, но в пост-аккреционный период. Звезды класса II и III также известны как классические Т Tauri звезды (CTTS) и weak-line Т Tauri звезды (WTTS) соответственно. Полагают, что основную свою массу звезды набирает на фазе класса II.
Для завершения общей картины звездообразования можно ввести и пятую стадию - стадию образования планет, которая длится по современным оценкам 106 - 107 лет, но эта фаза находится уже далеко от рассматриваемых здесь вопросов. Наши интересы сконцентрированы на третьей и четвертой стадиях звездообразования, если следовать приведенному сценарию.
Далее мы более детально остановимся на некоторых моментах, проясняющих
6
i.n"t
гч г I
Лг* №---------------
Рис. 2: Схематическая последовательность эволюции протозвезды. Деление по классам. Схема взята из работы Уилкинга [399], который проиллюстрировал идею Лада [237] и Шу и др. [352].
современное состояние теории, касающейся, в основном, 3-й и 4-й фаз звездообразования.
Аккреционные диски молодых звезд. Инфракрасные избытки излучения вследствие теплового излучения околозвездной (CS - от английского "cir-cumsteller") пыли обнаружены у многих молодых звезд. Они являются главным источником информации о структуре CS газопылевых дисков ([271,338,197]). а также индикатором молодости самих звезд. Современная теория связывает их появление с поглощением и последующим переизлучением звездного излучения CS пылью в аккреционном (протопланетном) диске ([3,179)). Кратко остановимся на эволюции моделей аккреционных дисков и современном состоянии теории в этом вопросе.
Пожалуй, работа Линден-Белл и Прингла [257] была поворотной в теории аккреционных дисков. Они показали, что по мере того, как вещество падает на плоский диск, вязкостное напряжение и гравитационный момент вращения в диске будут транспортировать угловой момент к его наружным областям. В результате большинство вещества диска будет двигаться внутрь, добавляясь к веществу протозвезды, а часть вещества диска оттекать наружу, "гася"весь угловой момент. За время своего образования и эволюции диск растягивается на несколько сотен а.е. и более ([290, 206]). Это растягивание прекращается только тогда, когда такие процессы, как фотоиспарение [109], столкновения
7
звезд [344,315] или компаньон в двойной системе [15] не разрушат диск извне. В течение фазы коллапса, которая длится несколько 10° лет, темп аккреции в диске Ма очень высок (10-5 — 10”®А/©) в сод, но быстро надает (до 10~7 — 10”®М©), как только исчерпается т£а11-фаза.
До сих пор непонятно, что же определяет вязкость, требуемую для дисковой аккреции, особенно после того, как прекращается ш£а11-фаза. Молекулярная вязкость слишком мала, чтобы обеспечить наблюдаемый темп аккреции. Турбулентные и магнитные напряжения могут создать некоторый тип аномальной вязкости. Сейчас наиболее общепринятым механизмом, способным переносить турбулентность в дисках и транспортировать угловой момент наружу, является магниторотационная неустойчивость (МШ), присутствующая в слабо замаг-ниченных дисках (например, [21,365,389]). У типичной звезды типа Т Тельца область диска 0.2 < г < 4 а.е. имеет меньше ионизованного вещества, чем требуется для МШ [78]. Ни тепловая ионизация, ни ионизация космическими или рентгеновскими лучами не обеспечивают достаточного количества ионизованных электронов для того, чтобы МШ действовала вблизи центральной плоскости диска. Предполагается, что эта "мертвая зона"находится между двумя активными аккрецирующими слоями [131]. Положение и протяженность этой зоны зависят от химического состава пыли и ее распределения по размерам [см., например, 341,398,346].
Есть еще другие (немагнитные) механизмы аномальной вязкости, такие как бароклиническая неустойчивость [219] или сдвиговая неустойчивость [100]. Теоретические расчеты показали, что угловой момент также может быть отведен с номощыо глобальных вращательных моментов, таких как гравитационные спиральные волны [377,245,316]. или через глобальное магнитное поле, прошивающее диск [363], с помощью дисковых ветров, истекающих с поверхности аккреционных дисков [38,331].
Чтобы избежать проблем с детальным описанием вязкости, но в то же время создать модели диска, чувствительного к его параметрам, Шакура и Сюняев [347] ввели а-описание аккреционного диска вокруг черной дыры, основанное на размерных величинах. В этом представлении вертикально усредненная вязкость V на расстоянии г записывается как и = с*#рс5, где Нр - шкала высот но давлению, а с3 - изотермическая скорость звука; обе величины определенены для центральной плоскости диска, где сконцентрировано большинство массы. Параметр а суммирует неопределенность в отношении источника аномальной вязкости и часто берется порядка а ~ 10-2 для достаточно сильно ионизованного диска. Типичные значения а, которые рассматриваются в современной теории аккреционных дисков молодых звезд равны 0.01 - 0.1.
Определить полную структуру диска-большая проблема. Поэтому ранние
8
*
Б
S'
t*
0.1 1.0
Рис. 3: Распределение энергии в спектре молодой звезды и схема аккреционного расходящегося диска.
модели дисков строились на основе сильных упрощений. Адамс и Шу [2|, Фри-дьюнг [126] рассматривали плоский диск, освещаемый звездой. Звездное излучение падает на плоский диск под углом ф ~ 0.4г,/г. Если пренебречь вязкостной диссипацией, эффективная температура диска определяется из баланса между падающим потоком (1/2)0£,/47гг2 и чернотельным охлаждением аТе4^, откуда следует, что Tefj ос г-3/4. Тогда энергетическая область в спектральном распределении энергии (SED) будет иметь наклон vFv ос и8 с s = 1.33. Такой крутой "спуск"возникает потому, что большинство звездного излучения поглощается и переизлучается на малых расстояниях, где диск горячий. Это дает сильную эмиссию на коротких длинах волн. Поток на длинных волнах слаб, так как очень мало звездного излучения поглощается на больших расстояниях. Наблюдения CTTS показали, однако, что наклон SED обычно находится в пределе s = 0.6 — 1 ([218]) т.е. совсем не такой крутой. SED звезд Ае/Ве Хер-бига (НАЕВЕ) показывают ту же картину, но с несколько бблыним разбросов в индексе S.
Кеньон и Хартманн [217] придумали естественное объяснение сильному потоку в далекой ИК области (т.е. пологому спуску в распределении энергии): это расходящийся (flared = F) диск (Рис. 3). Расходящаяся геометрия поверхности позволяет диску перехватывать значительную часть звездного излучения на больших расстояниях, где диск холодный, поэтому он переизлучает в среднем и далеком ИК-диапазоне длин волн. F-геометрия добавляет еще один член к углу освещения ф ~ 0Ar*/r + rd(Hs/r)/dr ([63]), где Н9 - высота над серединой плоскости, где диск становится оптически толстым для приходящего звездного излучения. Как и для плоских дисков, эффективная температура опреде-
9
ляется из теплового баланса, но теперь он сильно зависит от формы диска Hs(r). С другой стороны, шкала высот по давлению Нр зависит от температуры в центральной плоскости диска Тс : Нр = у/кТсгл/ßmpGМ*. Если положить Tc = Te/f и если известно х — H$/HPf то система уравнений замкнута и может быть решена. Температурный профиль F-диска обычно имеет вид: Тс ос г~1/2.
Приняв на вооружение концепцию F-дисков и горячего поверхностного слоя, ряд авторов разработали детально двуслойные модели дисков [63,64] для интерпретации спектрального распределения энергии и свойств эмиссии пыли от неаккрецирующих - "пассивных" - дисков. Эту модель развили Лашом и др. [235], включив туда еще вязкостную диссипацию. Модели Д’Алессио и др. [78] решают полную 1 -Ь 1D задачу с диффузным переносом излучения, включая облучение звездой и вязкостную диссипацию. Главные входные параметры -темп аккреции Ма и а. Профиль поверхностной плотности Е(г) вычисляется самосогласованно. Эта модель показывает, что диск может быть разделен на 3 зоны: внешнюю, где доминирует освещение диска звездой, внутреннюю, где баланс энергии определяется вязкостной диссипацией и промежуточную, где температура центральной плоскости диска определяется вязкостной диссипацией, а температура поверхности - излучением. В промежуточной зоне вертикальная толщина диска устанавливается за счет Ма и а, а ИК спектр все еще контролируется излучением.
Пыль в аккреционных дисках. Рост пылинок и их осаждение. Модели, типа той, что обсуждалась выше, удовлетворительно описывают спектральное распределение энергии. Но Д’Алессио и др. [79] показали, что все они имеют тенденцию воспроизводить поток в далеком ИК слегка в переизбытке. Еще они показали, что доля ожидаемых дисков, видимых "с ребра", предсказывается больше, чем надо. Они предположили, что осаждение пыли поможет решить эту проблему. Чанг и др. |64] нашли аналогичный результат для ряда звезд Хербига. Авторы нашли эти источники, вычисляя SED с учетом предполагаемого осаждения пылинок, которое они имитировали с помощью уменьшения высоты поверхности диска. Самосогласованные вычисления осаждения пыли дают аналогичные распределения энергии и подтверждают идею осадки пыли [276,106,81]. Толщина диска и далекий ИК-поток тоже могут быть уменьшены, если принять во внимание рост пылинок [80,105]. Из сравнения ИК и субмм спектров одних и тех же объектов [1] ясно, что в дисках сосуществуют и большие и малые пылинки. Наклон спектра требует наличия мм пылинок возле центральной плоскости диска на периферии; ИК свойства ясно указывают на то, что пылинки не должны превышать нескольких микрон. Видимо, спектр мог бы объяснить двойной состав пыли: часть субмикронных пылинок в поверхностных слоях ответственна за ИК излучение пыли, а часть (суб)мм пылинок
ю
во внутренних слоях диска ответственна за (суб)лш излучение [297].
Введение Р-дисков в модель и ряд других описанных выше разработок привели в согласие теоретические и наблюдаемые спектральные распределения энергии в далеком И К диапазоне. Но область в ближнем ИК (2 - 10/х ш) не соответствовала наблюдениям. Для устранения расхождений теории и наблюдений стали усложняться модели дисков. Чанг и Гольдрейх ([63]) добавили к модели Р-диска горячую атмосферу. Натта и др. |297| предположили, что дополнительное ИК излучение исходит из области, лежащей в непосредственной близости от звезды в результате увеличения геометрической толщины аккреционного диска в области интенсивной сублимации пылинок (так называемый гігп - барьер или стенка). Винькович и др. [384,385] предложили добавить оптически тонкое пылевое гало произвольной формы к аккреционному диску, чтобы обеспечить необходимый вклад в поток энергии в ближнем ИК-спектрс.
Главная цель предлагаемых моделей - описать распределение плотности и температуры в диске. Предполагается, что имеется поверхностная плотность £(г) и Туа5(гуг), где г - вертикальная координата, измеренная вверх от центральной плоскости диска. Тогда вертикальное распределение плотности р(г, г) можно получить интегрированием уравнения гидростатики по вертикали:
£=-**• «
где Р = рс],с1 = кТдаз/ртПр. Главная сложность дисковых моделей заключается в вы числении температурной структуры. Так как главным источником непрозрачности является пыль, то в большинстве моделей принимаются равными температуры газа и пыли. В таком случае определение газовой температуры сводится к решению задачи переноса излучения в пылевом континууме. Еще одно сильное упрощение: диск обычно делят на почти независимые слои, каждый из которых вращается со своей кеплеровской скоростью, и решают задачу переноса излучения для каждого слоя.
Температура диска определяется из баланса между нагревом и охлаждением пыли. Диск охлаждается тепловой эмиссией от пылинок на ИК длинах волн. Это то излучение, которое и наблюдается как инфракрасное излучение от пылевого континуума от таких дисков. Охлаждение в линиях малосущественно и играет роль для Тда$, при которых газ и пыль термически не связаны. Пыль может быть частично нагрета излучением от других пылинок в диске. Итеративные абсорбция и переизлучение ИК излучения пылевыми частицами в диске является причиной того, что излучение будет проходить через диск диффузным способом. Энергия поступает от поглощения прямого света звезды в поверхностных слоях диска, а также от вязкостной диссипации гравитационной энергии в диске вследствие аккреции. Для большинства дисков вокруг СТТЭ и НАЕВЕ
и
нагрев звездным излучением доминирует над вязкостным нагревом (кроме самых внутренних областей). Только в сильно аккрецирующих дисках последний доминирует.
После определения температурной структуры определяется SED. Наблюдаемая тепловая эмиссия в моделях пылевого диска состоит из трех областей (Рис.
3) Главная часть энергии испускается на интервале длин воли, зависящих от минимальной и максимальной температуры пыли в диске. Эта ''энергетическая область "находится обычно от 1.5 до 100 мкм. На более коротких волнах находится "область Вина", на более длинных - область Рэлея -Джинса с крутым, почти степенным профилем, чей наклон зависит от свойств пыли и оптической толщины диска. Различия в геометрии диска отражаются в основном на энергетической области, а субмм и лш потоки дают тест на массу диска.
Пылевое внутреннее кольцо. Самая внутренняя часть диска свободна от пыли из-за сублимации последней. Следует ожидать, что запыленная часть диска имеет резкий внутренний край на расстоянии примерно 0.5 а.е. для звезды с 50Lq или 0.1 а.е. для 3 - 5Lö. Если газ внутри этого пылевого внутреннего кольца оптически тонкий, то это пылевое внутреннее кольцо освещается звездой под углом ~ 00е, и должно быть гораздо горячее остального диска за ним, который освещается под более пологим углом ф <С 1 ([295]). Соответственно она должна быть "выдута"гидростатически, образуя некий барьер (rim). Натта и др. [297] показали, что эмиссия от такого горячего внутреннего кольца способна объяснить ближний ИК "горб11 в спектральной распределении энергии, видный почти у всех звездах Херби га. Это - естественное объяснение, так как зона сублимации лежит на 1500 К, и чернотсльное излучение при 1500 К "по-крывает"этот интервал. Тутхилл и др. |379] независимо открыли яркое кольцо в виде полумесяца вокруг звезды Хербига LkHa-101, которое они приписали яркому внутреннему барьеру или стенке. Дуллемон и др. [107] развили модель Чанга и Гольдрейха [63], включив выдутый "барьер", а Доминик и др. [89] показали, что SED звезд Хербига хорошо объясняются этой моделью. Но все еще есть сомнения, что такого барьера достаточно для того, чтобы воспроизводить источники с сильными "горбами"в ближней ИК области спектра [109].
С помощью ближней ИК интерферометрии пылевые барьеры могут быть пространственно разрешены, и таким образом, модели могут быть проверены. С помощью функций видности можно определить некоторые параметры утолщенной стенки (например, [278,6,114]), а главное, протестировать, действительно ли ближняя ИК эмиссия приходит от внутренней стенки пылевого диска (сомнения высказаны в [384]).
Модель с внутренним барьером применялась главным образом к звездам Хербига, так как "барьер кажется таким очевидным "для объяснения SED в ближ-
12
нем ИК - спектре. Но Муцеролле и др. [288] показали, что он применим также и к СТТЭ. В этом случае, однако, для поддержки излучения внутреннего барьера требуется к звездному излучению добавить светимость от ударной волны в результате магнитосферной аккреции.
Кроме того, что внутренний барьер может стать сильным источником потока в ближнем И К, он может быть и ответственным за иррегулярные, длящиеся несколько дней затменные явления, наблюдаемые у звезд типа 11Х Оп (иХСЖ), о которых речь пойдет ниже [297,108]. Последние авторы показали, что эта схема работает только для дисков, которые сами себя экранируют. Рис. 4 демонстрирует, какие виды аккреционных дисков рассматриваются в современных моделях.
Все модели, о которых шла речь выше, основаны на 1+Ш подходе, или двуслойной модели. Па самом деле структура этих дисков двумерная (20), если принять аксиальную симметрию, и трехмерная (30), если ее нет. За последние 10 лет разработано много "многомерныхпалгоритмов по переносу излучения в пылевом континууме (например, |39б,255,405.37,301.304)). В этих программах принимается некое распределение плотности. Затем вычисляется спектр и изображение. Прослеживается тенденция включать самосогласованную вертикальную структуру плотности в модели путем итерации между' переносом излучения и уравнением баланса вертикального давления [302,102,105,388]. Главное преимущество 2П - ЗБ моделей над 1+Ш - это их способность учитывать диффузию лучистой энергии в диске, охлаждение наружного диска в радиальном направлении, сложную трехмерную структуру внутренней стенки, да и в целом они дают более реалистичные изображения дисков.
Кроме этого, 20-30 модели позволяют изучать новый класс геометрии дисков. 1+1Д модели могут исследовать только плоские или расходящиеся диски из-за своей простой зависимости от угла освещения ф. В принципе, могут быть обстоятельства, когда поверхность внешнего диска лежит внутри тени от внутреннего диска. Эти затененные области холоднее, чем было бы при условии, если бы диск был расходящимся, и многомерная трактовка переноса излучения не дает возникнуть ситуации полностью холодного и плоского диска. Для звезд Хербига происхождение тени может быть отнесено за счет выдутого внутреннего барьера [102,105]. а для СТТЭ - полностью за счет внутренней расходящейся области диска до определенного радиуса [106).
Как бы не развивались модели аккреционных дисков в сторону усложнения, надо признать, что они все равно остаются идеализированными и упрощенными. Любая модель диска рассматривает его устойчивым, но в действительности это не так. После исчерпания главной Ы'а11 фазы, диск не поддерживается больше новым веществом, и продолжении аккреции на звезду будет исто-
13
Рис. 4: Схематическая геометрия в моделях аккреционных дисков; СС97 - Чанг и Гольдрейх [63); 0004 -Дуллсмон и Доминик [105). Показаны возможные тени от присутствия внутреннего пылевого барьера на диске.
Рис. 5: Разрез деформированного диска вдоль аккреционного потока. Ось вращения и магнитный момент обозначены как П и ц. [333]
щать вещество диска (его масса будет уменьшаться). Кроме того, диск "вязкостно" расширяется и подвергается процессу фотоиспарения. Шкала времен для "вязкостной эволюции "зависит от расстояния (tvis ос г), поэтому наружные слои эволюционируют медленнее всего, т.к. они содержат ббльше массы. Эти области (> 50— 100 AU) поэтому формируют резервуары массы, постоянно подпитывающие внутренние области. Последние могут быть описаны моделями устойчивых акккреционных дисков. Может также иметь место сильная неустойчивость на более короткой шкале времен, судя по вспышкам типа FU Ori and EX Lupi (см. [132] и ссылки там). Эти вспышки могут иметь различные спусковые механизмы: тепловая неустойчивость [215,26]; близкое прохождение компаньона звезды [42,66]; аккумуляция массы в мертвой зоне, сопровождаемая гравитационной нестабильностью [131,14]. Поэтому диски довольно переменны во времени, и модели устойчивых дисков с постоянной а могут рассматриваться только как оценка структуры диска в пулевом приближении.
И наконец, идея плавно расходящегося диска - это результат модельного
14
упрощения, а не объективная реальность. В действительности, аккреционные диски могут быть деформированы, "смяты"(так называемые warped-диски) (Рис. 5) вследствие различного рода неустойчивости, которая может переноситься излучением от центрального объекта или, что более вероятно, возникнуть от самого истечения. Если система ориентирована почти "с ребра", деформированный аккреционный диск вызывает периодические модуляции кривой блеска как в случае АА Таи [317]. Наблюдения часто выявляют асимметрию биполярных истечений. Одной из причин может быть и асимметрия самого аккреционного диска.
Истечение вещества из аккреционных дисков: джеты и дисковые ветры. И диски, и интенсивные истечения вещества присутствуют ужо на ранних стадиях протозвездной эволюции. Сейчас есть надежные доказательства корреляции между истечениями и активно аккрецирующими дисками, что предполагает наличие физической связи между ними. Интерпретация такова: истечения инициированы аккрецией, и магнитные напряжения являются посредником, вернее управляют процессами притока и оттока вещества и эжекти-руют некоторую часть притекающей материи с поверхности диска. Если диск "прошит"открытыми магнитными силовыми линиями, то истечения могут формироваться как "центробежпые"ветры. Такие сильно колимированные ветры уносят угловой момент и могут играть важную роль в бюджете углового момента дисков и их центральных протозвезд.
Данные наблюдений. Биполярные молекулярные истечения и узкие атомические джеты-это атрибут протозвезд. К 2000 году было известно уже более 200 биполярных СО источников; они обычно имеют сравнительно низкие скорости (< 25км/с) и представляют умеренно колимированные истечения (отношение длины к ширине = 3 - 10), хотя существует и несколько сильно колимирован-ных СО истечений на высоких скоростях (больше 40 км/с) вблизи оси течения. Теми истечения показывает непрерывное возрастание с болометрической светимостью источника для Ььы в интервале ~ 1 — 106L©. Молекулярные истечения присутствуют на большей части 2-ой фазы протозвезды и появляются на более ранней фазе (Класс 0) эволюции иротозвезды.
Полагается, что биполярные области (доли), хорошо видимые на изображениях молодых звездных объектов (МЗО), представляют собой молекулярное вещество, которое сгребли более быстрые, высокоеткоростные джеты, выходящие из центральной системы звезда 4- диск. Джеты ассоциируются с МЗО низкой светимости (Lboi < 1O3L0) и имеют скорости в интервале 150 - 400 км/с, большие числа Маха (больше 20) и углы раствора 3-5 градусов на шкале высот 103 — 104 AU. Темп истечения оценивается как 10 10 — 10"8М© в год. Значительное число истечений обнаружено оптическими наблюдениями и у звезд
15
промежуточной массы (НАЕВЕ) (2 < М±/М0 < 10) и у других источников высокой светимости ([285,73]). По сравнению с объектами низкой светимости эти объекты имееют скорости джетов и темпы истечений соответственно в ~ 2 — 3 и 10 — 100 раз выше. Общий момент, уносимый джетами, с учетом как корректировки плотности за счет парциального ионизационного состояния, так и долгого времени жизни (на что указывает обнаружение истечений на шкале парсеков), согласуется с моментом, измеренным по ассоциированным СО истечениям (например, [176,113]).
Количество момента по наблюдаемым биполярным истечениям обычно в 100 раз выше, чем то, которое могло бы быть обеспечено давление излучения от центрального источника Lboi/с [236|, что исключает радиационное ускорение джетов. Такая высокая эффективность эжекции вещества наиболее понятна, если джеты переносятся магнитным путем.
Существование дисков вокруг МЗО и их связь с истечением подтверждена многочисленными наблюдениями. Они включают в себя ИК и мм наблюдения, интерферометрическое картирование (сейчас и субмм наблюдения); все они разрешили структуру и поле скоростей дисков на шкале до нескольких десятков а.е. [400]. У нескольких источников джетов были получены диски в ближнем ИК с помощью адаптивной оптики и оптики на Hubble Space Telescope (HST) [270]. Например, у молодого объекта НН 30 джет зафиксирован на расстоянии < 30 а.е. от звезды, угол раствора равен 3 градуса между 70 и 700 а.е. Узость джета подразумевает существование собственной коллимации, т.к. внешний градиент давления на таких расстояниях еще не действует эффективно. Убеждение, что магнитная коллимация - наиболее вероятный кандидат, усиливается тем, что джет вновь коллимирован до 1.9 градусов на расстояниях 350 — 10* AU. Подобная картина наблюдается и у других молодых звездных объектов. Общепринята точка зрения, что джетам обеспечивает энергию гравитационная энергия, высвобожденная в результате аккреционного процесса, и эти джеты подпитываются веществом диска. Была найдена явная корреляция между присутствием признаков истечения - (профили линий типа Р Cygni, эмиссия в запрещенных линиях, тепловое радиоизлучение, хорошо развитые молекулярдые доли)- и диагностикой аккреции - (УФ, ИК и мм - избытки излучения, обратный Р Cygni профиль линий [48,47,177]). Подтверждением этому стало обнаруженное явное снижение активности истечений с возрастом звезды, сопровождаемое снижением частоты встречаемости дисков [8,284] и темпа аккреции ([51]). У звезд класса 0 наблюдается 100% признаки истечений, класса I - 60 %, класса II - 10% и класса III - 0. Утверждение, что джеты поддерживаются аккрецией и начинаются в аккреционных дисках усиливается и непосредственным обнаружением дисков у наиболее молодых звездных объектов с
16
Рис. 6: Изображение молодого звездного объкета НН 30, подученного с помощью космического телескопа Хаббла.
признаками истечения.
Рис. 7: Принципиальная схема аккреции и истечения у молодого звездного объекта. Показана конфигурация магнитного поля центрального источника и диска, вдоль которого происходит истечение вещества. Детали даны в тексте.
Corcoran и Ray |74| показали, что корреляция между светимостью в линии [01) А6300А (признак истечения) и избытком ИК светимости (признак аккреции), найденной сначала в классе II, распространяется также и на МЗО с массами до 10 А/© и покрывает о порядков величины в светимости. Корреляция типа Ма ос L^S, применимая одинаково к объектам как низкой, так и высокой светимости, получена но нескольким независимым исследованиям 1) темпа аккреции (ИК континуум), 2) темпа истечения ионизованного вещества в джетах (радио континуум) и 3) темпам биполярных молекулярных истечений (по измерениям СО линий [248]). Все взятое вместе заставляет предположить, что сильная связь между аккрецией и истечением существует и в МЗО большой массы, и что базовый физический механизм там такой же, как и у объектов малой массы.
17
Как уже сказано выше, истечения вещества из аккреционных дисков молодых объектов состоит не только из быстрых джетов но и более медленных дисковых ветров. Точнее сказать, джеты-это тоже дисковый ветер (его высокоскоростной компонент), так как слово "дисковый"указывает только на то, что источником ветра является аккреционный диск. Медленный компонент наиболее детально исследован у звезд типа Т Тельца по профилям запрещенных линий [233]. Скорость движения газа на периферии ветра (г > 1 а.е.) у звезд этого типа может составлять всего несколько десятков километров в секунду (5 - 40 км/с [200] (т.н. низкоскоростной компонент ветра). Высокоскоростной компонент (несколько сотен км/с), ответственный за джеты, также виден на профилях запрещенных линий [177,200]. На расстояниях около 50 - 80 а.е. от источника низкоскоростное вещество постепенно исчезает (судя но изображениям объектов), в то время как высокоскоростные джеты выносятся на большие расстояния. Расчеты показывают, однако (например, Гудсон и др. [139]), что вклад высокоскоростного компонента ветра в общую потерю массы сравнительно невелик (около 20%). Основная масса (около 80%) уносится с низко-скростиым дисковым ветром. Принципиальная схема системы звезда + диск ветер показана на рис. 7. Масштаб здесь произвольный для удобства восприятия. Показан стандартный аккреционный диск (SAD), в котором происходит только аккреция вещества на звезду. Отмечена область диска, эжектирующая дисковый ветре (JED), зона магнитосферной аккреции (аккреционный трубки), и, наконец, звезда, с полюсов которой истекает звездный ветер. В четвертой главе кратко излагаются основы теории дискового ветра и делается обзор его современных моделей.
Молодые звездные объекты. Звезды типа Т Тельца и Ае/Ве Хер-бига
Если раньше единым рассматривался сценарий образования звезд малой массы (от 0.3 до 3 солнечных масс), то в настоящее время считается общепринятым, что все звезды образуются по единому сценарию, в том числе и массивные. На разных этапах звездообразования могут "иодключаться,,различные механизмы в зависимости от индивидуальных особенностей спектральных классов, что потом скажется на конечном результате - структуре диска и ветра, но принципиальный сценарий звездообразования един.
Тем не менее, теория звездообразования была разработана и апробирована на звездах низкой массы - классических звездах типа Т Тельца. Механически перенести ее на, например, молодые звезды промежуточной массы, какими являются звезды Ае/Ве Хербига, нельзя. Прежде, чем рассмотреть ситуацию со звездами НАЕВЕ, остановимся на отличительных свойствах звезд CTTS и НАЕВЕ.
18
Молекулярное облако в Тельце является одним из ближайших (В = 140 рс) и наилучшим образом изученных областей образования звезд низкой массы. Оно содержит многомисленные типичные образцы различного тина молодых объектов, например, глубоко погруженные протозвезды с массивными дисками и истечениями, классические (СТТЭ) и слабые (\VTTS) звезды типа Т Тельца, джеты и объекты Хербига-Аро, а также все увеличивающееся число коричневых карликов. Процес звездообразования продолжается, и облако "охватыва-ет"все стадии звездной эволюции.
Остановимся кратко на терминологии.
Звезды типа Т Тельца (ТТБ) - это звезды спектральных классов К-М, класса светимости IV-V, с массами 0.25 < М*/М0 < 1. типичной светимостью Ь* ~ (1 —5)£©, возрастом около 10° лет. Отличительными признаками являются инфракрасные избытки излучения, коррелирующие с индикаторами активности (На, ИУ избытками и т.д.), что говорит о наличии теплого С5 вещества преимущественно, как полагают, в виде оболочек для протозвезд класса I и СБ дисков для звезд класса II. В спектрах ТТЭ наблюдаются эмиссионные линии. Кроме того, у некоторых ТТЭ наблюдается избыточное (но сравнению со звездами Главной Последовательности тех же спектральных классов) излучение в континууме в УФ,И К, а иногда и в видимой области спектра (так называемое вуалирование). Скорости вращения ТТБ г^ьтг обычно порядка 10 км/с. Среднее значение силы магнитного ноля для большинства ТТЭ составляет 2.5 кГс, хотя в некоторых областях оно достигает значений 4-6 кГс ([244. 448]).
Объекты Хербига-Аро = НИ были открыты более полувека назад Хср-бигом [183,184] и Аро [172]. Они обнаружили первые образцы пекулярных туманностей, расположенные вблизи темных облаков в областях, где, как подозревали, недавно произошло образование звезд. К 80-м годам прошлого века было доказано, что НН объекты являются следами высоко-коллимированных дже-тов от молодых звезд ([92,284,328], и ассоциировали их с высокоскоростными биполярными истечениями [189].
Коричневые карлики (ВО). Согласно Лиссо [252] и в соответствии с текущей 1АЬ' номенклатурой, так называют субзвсздные объекты с массами примерно равными 0.03М© [209,298,277]. Спектр этих объектов довольно странный: частично он напоминает спектр звезды, частично - спектр планеты-гиганта, так как имеет полосы метана.
Хербиг [186] предположил, что у СТТБ должны быть "двойники*', но более ранних спектральных классов и больших масс. Он отождествил 26 молодых РМЭ звезд промежуточной массы (2-10Л//©) со спектральным классов в интервале КО - ВО {Teff « (8000—30000) К, светимостью Г* ~ {/ели — Ю'1)!/©, возрастом
19
Temperature log (T*,) (K)
Рис. 8: Теоретические эволюционные треки TTS и НАЕВЕ. Цифрами обозначены массы звезд, выраженные в массах Солнца [308].
от < 105 до 107 лет. Эти звезды сейчас известны как звезды Ае/Ве Хербига (НАЕВЕ). Число кандидатов в НАЕВЕ выросло к настоящему времени до ~ 300 ([372,83]. Сейчас признано, что интервал масс НАЕВЕ более широк: от 2 до 20 солнечных масс.
НАЕВЕ включают в себя неоднородный класс объектов не только из-за своей массы, светимости и температуры, но и из-за своей эволюционной истории. Как и TTS, НАЕВЕ спектральных классов А - поздних В становятся оптически видимыми задолго до того, как сядут на Главную Последовательность, и их PMS эволюция может быть изучена детально. Наоборот, НАЕВЕ ранних спектральных В классов (до В5) никогда не выходят из своих CS оболочек в течение своей короткой PMS фазы |307]. Как и в случае О звезд, их высокие светимости и сильное поле излучения оказывают разрушительное действие на их окружение. Общим же свойством всех НАЕВЕ. отличающим их от звезд низкой массы, является то, что их PMS эволюция полностью происходит вдоль радиационных треков (Рис. 9).
Так же, как и TTS, со звездами Ае/Ве Хербига ассоциированы крупномасштабные НН-объекты. Например, НН39 ассоциированы с R Mon [187], НН218 с V645 Cyg [138], НН215 и НН315 с PV Сер [300,140,330]. Первым джетом, определенно связанный со звездой Хербига, был НН398, исходящий из LkHalpha233 [73]. Все эти источники истечений показывают смещенные в синюю сторону спектра эмиссионные запрещенные линии в оптике с типичными скоростями
20
в несколько сотен км/с, как и CTTS. У звезд НАЕВЕ были обнаружены и мелкомасштабные джеты в УФ коронографическим методом с помощью HST [86.145,146]. Если суммировать все данные на сегодняшний день, то можно сделать вывод, что у CTTS встечаются НН джеты и крупно и мелкомасштабные. У НАЕВЕ джеты встречаются (по крайней мере, фиксируются) реже. Но само их наличие указывает на то, что и у звезд низкой и промежуточной масс происходят одни и те же физические процессы, но условия в окружении звезд Хербига не столь оптимальны для запуска джетов, как у CTTS. Поэтому интересно проверить, как работает магнито-центробежный механизм запуска джетов в условиях НАЕВЕ. Об этом подробнее будет сказано в последней главе.
В последние годы диски вокруг НАЕВЕ привлекают все возрастающее внимание, так как эти звезды имеют массы, близкие к массам звезд Главной Последовательности. таких как (3 Pictoris (А5), a Piscis Austrini (АЗ) и а Lyrae (АО, Vega). Эти три звезды, прошедшие на своем пути к Главной Последовательности фазу звезды Ае Хербига (НАЕ), окружены дисками с обломками пород (так называемые debris диски), возникших из-за столкновения и разрушения крупных твердых тел [20]. Осколочные диски - это видимые признаки около-звездной оболочки, в которой уже образуются планеты ([240] и ссылки там.) Таким образом прародительские диски звезд Ае Хербига вполне могут быть местом где образуются зародыши планет.
Феномен [3 Pictoris
В 1984 году американские астрономы Смит и Террил [358] с помощью специальной коронографической камеры обнаружили вокруг звезды (3 Pictoris, только что "севшей"на Главную Последовательность,(Sp = А5, D = 16 пс) сла-босветящийся протопланетный пылевой диск, наблюдаемый с ребра (Рис. 9). Спустя несколько лет французские астрономы [30-36, 238, 239], изучая спектр этой звезды в окрестности резонансного дублета Са II, обнаружили переменные, смещенные в красную сторону абсорбционные компонент]»!, образованные предположительно в газовой коме кометы, двигавшейся по направлению к звезде. Дальнейшее, более чем десятилетнее, изучение/? Pic показало, что подобные абсорбционные детали появляется в спектре звезды довольно часто, как в резонансных линиях Са II, так и в УФ линиях других металлов и их ионов; причем скорости падения газа достигают 200 км/с. Это означает, что кометное вещество может появляться в непосредственной близости от звезды. Кометы, двигающиеся по таким сильно вытянутым орбитам, существуют и в нашей Солнечной Системе. Они принадлежат малочисленному семейству Крейца и больше известны в англоязычной литературе как Sun-grazing кометы - кометы, "царапающие" Солнце. По аналогии, кометы, пролетающие по сильно вытянутым орбитам вблизи других звезд (в т.ч. 0 Pic) называют star-grazing кометами.
21
Рис. 9: Изображение диска вокруг звезды 3 Pictoris, полученное с помощью HST коронографическим методом. Деформированный диск этой звезды может указывать на присутствие планет.
Результаты французской группы можно рассматривать как первое конкретное указание на существование комет за пределами Солнечной Системы. Они стимулировали поиски похожих "следов"комето-нодобной активности в окрестностях звезд типа UX Ori, которые, как оказалось, в эволюционном смысле являются молодыми предшественниками звезды ß Pictoris, поскольку окружены протопланстными дисками, в которых в настоящее время идет образование планет.
Звезды типа UX Ori
У многих молодых звезд наблюдаются нерегулярные вариации яркости с амплитудой около 1-2 звездных величин. Поляриметрические наблюдения показывают, что во многих случаях линейная поляризация молодых звезд также переменна на различной шкале времен [22. 445, 167, 412, 29]. В ее наиболее впечатляющем виде неправильная переменность наблюдается у небольшй группы молодых звезд, известных в литературе как звезды типа UX Ori (UXOR). В каталоге переменных звезд Кукаркина и др. [446] они обозначены как звезды с непериодическими Алголе-подобными минимумами. К настоящему времени этот подкласс включает несколько десятков объектов. Среди них - звезды Ае/'Ве Хербига, классические звезды типа Т Тельца и некоторые другие. Главные наблюдательные свойства UXOR следующие (см. обзор [151] и ссылки там):
1. Амплитуды глубоких минимумов достигают 2-3 звездные величины в полосе V; их продолжительность - от нескольких дней до нескольких недель.
2. Амплитуды фотометрической активности зависят от спектрального класса звезды: НАЕ звезды обычно более активны, чем звезды Be Хербига. Большинство UXORs являются звездами Ае Хербига (НАЕ).
3. Спектральные наблюдения, сделанные в разные моменты состояния ярко-
22
I
сти, не показали, что спектральный класс звезды меняется, но сами спектральные линии сильно меняются во время глубоких минимумов. В частности, эквивалентная ширина эмиссионной линии На возрастает с ослаблением звезды, и профили линий меняются от асимметричного двухкомпонентного профиля в ярком состоянии до одиночного в глубоком минимуме.
4. Вариации яркости также сопровождаются изменением цвета и линейной поляризации звезд.
Эффект "посинения"("Ыиелпд"effect). Этот необычный эффект "посинения” впервые был обнаружен Гетцем и Венцелем у звезды CQ Таи. Наблюдая эту звезду в глубоком минимуме, они обнаружили, что начиная с некоторого уровня яркости первоначальное покраснение звезды прекратилось и ее U - В и В - V цвета, снова стали синее с дальнейшим уменьшением визуального потока. Позднее аналогичное поведение цвета с яркостью было обнаружено и у других звезд. Эта особенность является наиболее общим свойством фотометрического поведения UXORs. Опуская обсуждение ранних попыток дать объяснение этому явлению, остановимся на модели, общепризнанной в настоящее время. Это модель переменной CS экстинкции, предложенная Грининым |425]; она получила прямое наблюдательное подтверждение. Согласно этой модели наблюдаемое излучение молодых звезд складывается из прямого излучения звезды, ослабленного CS экстинкцией в CS пылевых облаках, время от времени пересекающих луч зрения, и излучения, рассеянного CS пылью:
lobs = I. ■ ехр(-Гд) + Isc,
где Т\ есть текущее значение оптической толщины CS облака на луче зрения; остальные обозначения - стандартные.
Первоначальное покраснение звезды есть результат селективной экстинкции звездного излучения в пылевом облаке (как было предположено Венцелем [395]). А в глубоком минимуме, когда прямое излучение звезды блокируется 03 облаком, начинает доминировать рассеянное излучение (1.чс), из-за чего происходит поворот трека на диаграмме "цвет - величина"[425].
Рассеянное излучение о CS диске. Так как оболочки вокруг молодых звезд имеют дискообразную форму, рассеянное излучение должно быть поляризовано. Следовательно, если переменность UXORs в действительности вызвана эффектом экранирования звезды непрозрачными CS пылевыми облаками, то линейная поляризация должна возрастать с ослаблением блеска звезды. Этот наблюдательный тест был проведен начиная с 1986 году в КрАО и других обсерваториях: были осуществлены одновременные поляриметрические и фотометрические наблюдения UXORs. В результате установлено, что линейная поляризация UXORs анти-коррслирует, как правило, с изменением яркости, и
23
-I—.—■—I—■—■—I—■—■—г
X
••V*
:Л
о—■ ! 1 . . 1
• *
и-в
В-У
V-!
Рис. 10: Диаграмма "цвет - зпсздиая псличина"для звезды IX Оп.
что ее зависимость от звездной величины Х01ЮШ0 согласуется с предсказанной [156,157].
Если пылевое облако пересекает луч зрения далеко от звезды, его тень будет мала по сравнению с телесным углом 47г. В этом случае параметры Стокса рассеянного излучения не будут меняться в момент затмения и изменение линейной поляризации будут подчиняться простому закону
Р^Дт) = Р„ + Р,„ • 10°'4Дт,
где Р0ь9(Ат) - наблюдаемая линейная поляризация звезды, Р,„ - собственная поляризация звезды в ярком состоянии и Р1а - межзвездная поляризация.
Другой потенциально важный механизм поляризации - вследствие оптического дихроизма вытянутых несферических частиц - дает следующую зависимость:
РобДДт) = Р* + а • Ат,
где а - псевдо вектор, зависящий от оптического дихроизма пыли в СЭ облаках.
Наблюдения подтвеждают первую из приведенных зависимостей. Хотя разброс точек иногда может быть большой и имеет тенденцию увеличиваться с накоплением данных. Одна из причин этого разброса - флуктуация параметров Стокса рассеянного излучения вследствие переменного освещения СБ облака, вызванного неоднородной структурой пылевых оболочек. Это-важная причина, так как главный вклад в переменную околозвездную экстинкцию могут производить пылевые облака, движущиеся в ближней окрестности звезд, возможно, в области сублимации [149]. В случае ТТБ характерный размер этой области равен примерно 10 радиусам звезды и СЭ облака могут непосредственно контактировать со звездной магнитосферой и вращаться вместе со звездой, производя
24