Исследование магнитных полей молодых звезд малой массы

Содержание
Введение 2
Глава I. Исследование млі нит ною поля в фотосфере и магнитосфере Г lau
1.1 Наблюдательный материал 17
1.2 Обработка наблюдений 19
1.3 Mai пит нос поле ТЧаи в фотосфере
1.3.1 Наблюдения 1996 г 21
1.3.2 Наблюдения 2002 г 24
1.3.3 Наблюдения 20031 29
1.4 Машш нос поле ТТли в маї литосфере 31
1.5 Оценка параметров маї нитного поля Т Таи
1.5.1 Влияние аккреции на точность оценки
наблюдаемых величин R и 35
1.5.2 Оценка илрмс і ров маї і іитної о поля Т Таи в предположении
о его лі игольном характере 39
1.6 Обсуждение результатов 44 Глава И. Магнитное поле в магнитосфере BP Таи
11.1 Нпблюдаїсльньїй материал 49
11.2 Обработка и результаты 50
И.З Обсуждение . 52
Глава III. Поиск млі питної о поля у фуорл FU Оп
111.1 Наблюдательный материал 65
111.2 Обработка и резулылты 66
Ш.З Обсуждение 69
Заключение Список лит ературы
72
76
Введение
Феномен звезд типа Т Таи
Звезды нша Т Тельца (Т Tauri stars, TTS) эхо молодые звезды с массой < 2Mr и возрастом около 106 - 107 лет, находящиеся на схадии сжатия к главной последовательное!и Они были выделены в огдель-ныи класс астрофизических объектов еще А Джоем по их характерным эмиссионным спектрам, напоминающим спектр солнечной хромосферы (Joy. 1945) На диаграмме Герцшпрунга-Рессела звезды типа Т Тельца располагаются справа над главной последовазельностью (ГП), обычно и облас 1и поздних спектральных классов G-М Различают классические звезды типа Т Тельца (Classical Т Tauri Stars, CTTS) и звезды типа Т Тельца со слабыми линиями (Weak Line Т Tauri Stais, WTTS)
Сейчас уже никем не оспариваехся, что CTTS - это звезды, на которые все еще продолжает падать вещество из образовавшеюся вокруг звезды аккреционною диска Если раньше об аккреционных дисках только до-юдывалжь, судя по косвенным признакам, таким, как избыток изучения в ИК диапазоне, ю сегодня их можно напрямую увидеть Впервые и юбражепия околозвездных дисков были получены методом иитерферо-мегрии в миллиметровом диапазоне» (Sargent & Welch, 1993) Также на с ei одпяшний день есть и юбражения дис ков, полученных с Кос мичсского тс»лескопа им Хаббла (0‘Dell et all, 1993) Именно диски и продолжаю-щляея аккреция ответственна за наблюдаемые охличия CTTS от звезд хлавной нос ледовахслыюс ти избыточная эмиссия в конхинууме, особен-
2
но заметная в ИК и УФ диапазонах, а также линейчатый эмиссионный спекгр низкого возбуждения За избыток излучения із ИК дипазонс оі-встственен аккреционный диск, нагреіьій ценіральной звездой Причем по (|юрме (гіекіра можно заключить, что диск не является пассивным образованием, юлько лишь переизлучающим свет звезды, а активно взаимодействует с ней
В оптическом диапазоне в спектрах CTTS можно видеть фотосферное излучение центральной звезды, но его абсорбционные линии менее глубоки, чем у звезд ГГІ іех же спектральных классов Это связано с- тем, что в спектрах CTTS ирису ici вует дополнительный континуум нефото-сферпого происхождения, или, как еще называют «вуалирующий континуум» Исследованию эгого явления в оптической части спектра посвящено множество работ (например, Basil, Batalia, 1990) У наиболее ак-П1вных CTTS излучение вуалирующего континуума может в несколько раз превышать излучение фотосферы, при этом абсорбционные линии почім исчезают, как, например, в случае DG Таи (Неьыпап, Guenther, 1997) Иніеш ивнос іь добавочною континуума возрастает в коротковолновую область, что указывает на и злучение дос іаючно іорячею і аза В УФ часі и спекіра мы видим именно добавочный континуум, учитывая, что звезды поздних спектральных классов, к коюрым обычно принадлежат CTTS, излучакм пренебрежимо мало при А < 3000 А
Эмиссионный спектр CTTS похож на сиекір солнечной хромоеферы В он і икс самыми сильными линиями являются линии На и Н,К Call Также ирис у к івуюі мноючислениые линии Pel, Fell, линии Бальмсров-
3
(кой серии. Ndl. Ca I, Hoi Харакюрной особенное 1ью спектров CTTS являююя линии Fel 4063, 4132, усиленные флуоресценцией (Joy, 1945, Heibig, 1945) CTTS обычно имеют в спектрах довольно сильные запрещенные линии |SII] и [01], которые образуются в областях малой плотнел ui довольно далеко от звезды УФ чаиь спекгра еще более богата
ЭМИССИОННЫМИ ЛИНИЯМИ
В ближней ИК облает наиболее сильны линии триплета Call 8498, 8542, 86G2, а также линия Hel 10830 и водородные линии серий Пашена и Брексча В более далекое ИК излучение основной вклад вносит не < ама звезда, а тзопылевой диск, окружающий ее (Gürtler et al, 1999)
Характерным свойс!вом CTTS является переменность эмиссионною (iieKipa Обусловлена она обычно изменениями ишенсивности вуалирующею контнуума, которая может сильно меняться за время порядка <уюк и даже часов (Petrov et al, 2001) У некоюрых звезд удалось выделит период, например, у самой Т Tau (Herbst et al, 1986), но для большинства CTTS единою периода не нашли. С течением времени меняются и профили линий, и потоки в зтих линиях, и величина вуалирующем о кон I инуума Здес ь уместно вспомнить, что изначально TTS классифицировали как неправильные переменные (Hoffmeister, 1949) Можно выделить три основные физические механизма переменное!и.
1 Вращаюльная модуляция звезды с холодными или горячими пятами на поверхиос ти
2 Переменный темп аккреции на звезду
3 Перс vtc иная величина поглощения в направлении на звезду, связанная,
4
вероятно, с исреїулярными заімеииями звезды пылевыми облаками
За прошедшие полвека для объяснения вышеперечисленных наблюдаемых особенностей звезд типа Т Тельца было предложено несколько моделей, сменявших друг друїа по мере усовершенеівования іеории, с о цюй с юроиы, и получения более качепвенного наблюдательною материала, с друї ой иороны По современным воззрениям, активное ть CTTS обусловлена управляемой магнитным полем аккрецией проюпланстною диска на центральную звезду Изучение этого феномена тесно связано с мсследованием молодых звезд малой массы, но в то же время іеории маїнитосфсрногі аккреции широко ирименяюіся при изучении пульсаров (к примеру Ghosh, Lamb, 1979), аккреции на черные дыры в ак і явных ядрах галакіик (к примеру Koide et al, 1999) и тп
Для объяснения активное!и CTTS в рамках модели магниюсферлой аккреции необходимо наличие крупномасштабного магии і ного поля с напряженное іью ~ 103 Гс И дсйствиїельпо, в недавних исследованиях (Johns-Krull et al 1999а, 2001, Guenther et al 1999) по зеемановекому уширению фото(с])ериых линий у некоторых CTTS были найдены по-ворхнос шые маїниінью поля с напряженностью 1-3 кГе (подробнее о меюдах измерений магнитных полей CTTS см далее во Введении) Не вызывает сомнения, что подобные сильные магниіньїе поля играют ключевую роль в поведении аккрецируемого всщеспза вблизи центральной звезды
Основываясь на моделях изначально разрабоїанньїх для изучения KOMUdKiHhix объектов в рєнігеновский пульсарах (Ghosh, Lamb 1979)