Введение
Литературный обзор
Звезда Т Тельца привлекла внимание астрономов после того, как J.Hind в 1852 г. обнаружил ее переменность [416]. Однако прототипом нового класса объектов Т Таи стала почти сто лет спустя, после того, как A.Joy изучил спектральные особенности 11 наиболее ярких переменных звезд спектральных классов F-G, располагавшихся вблизи темных и/или отражательных туманностей [183]. В отличие от своих предшественников, пытавшихся классифицировать аналогичные объекты по особенностям кривых блеска, Джой за основу принадлежности к новому классу выбрал чисто спектроскопические критерии: эмиссия в определенных линиях, главным образом, в линиях HQ и Fe I, а также класс светимости IV-V.
И? Подробно ранние этапы изучения молодых звезд описаны П.Н.Холоповым [416],
а здесь мы ограничимся лишь кратким обзором этого периода. Широкоугольные снимки областей в окрестностях темных туманностей, полученные с объективной призмой, позволили к началу 50-х годов обнаружить свыше ста звезд поздних спектральных классов с яркой эмиссией в линии На. Проанализировав щелевые спектры этих объектов, Дж.Хербиг [159] предложил относить к типу Т Тельца (TTS) не только звезды спектральных классов Fe-Ge, но и более поздних, включая М. В обзоре [161], который содержит первый каталог звезд типа Т Тельца, Хербиг сформулировал следующие критерии принадлежности к типу, которые, в известном смысле, сохранились и по сей день:
• наличие поблизости темной или отражательной туманности , г • спектральный класс F5-M, класс светимости IV-V
• эмиссия в линиях Н, Hel, а также нейтральных и/или однократно ионизованных металлов
• сильная линия поглощения Li I 6707
Второй каталог этих звезд [103] содержал примерно вдвое больше звезд, а третий [165] - около 650. На данный момент к типу Т Тельца относят уже примерно 2000 звезд.
Прогресс в понимании эволюционного статуса TTS наметился очень быстро. Уже в конце 40-х годов В.А.Амбарцумян, исходя из соображений звездной динамики, предположил, что процесс звездообразования в Галактике продолжается до сих пор,
а звезды типа Т Тельца, как раз, и представляют собой недавно родившиеся (t < 3-Ю6 лет) звезды [8]. В пользу этой гипотезы свидетельствовала не только концентрация TTS вокруг темных газо-иылевых облаков, но и большое обилие лития в их атмосферах [49], который должен быстро "выгорать" в звездах после начала термоядерных реакций [304]. х Последние сомнения относительно молодости TTS рассеялись после того, как Хаяши с сотрудниками рассчитал эволюцию звезд на стадии сжатия к главной последовательности (ГП): TTS оказались в области диаграммы Герцшпрунга-Рессела, через которую проходили конвективные треки звезд с массой менее ~ 2 MQ - см. [157] и приведенные там ссылки.
В настоящее время термин "звезды типа Т Тельца" часто используют для обозначения всех звезд с массой менее 2-3 М0 еще не достигших главной последовательности - см., например, книгу [155], - однако мы будем придерживаться более узкого толкования, соответствующего "наблюдательным" критериям. С этой точки зрения, TTS - это молодые (возраст менее 10 млн. лет) звезды поздних (позднее F5) спектральных классов с эмиссионными линиями. У некоторых TTS также наблюдается избыточное - по сравнению со звездами ГП тех же спектральных классов - излучение в континууме. Проще всего эмиссию в континууме обнаружить в ультафиолето-вом (УФ) и/или инфракрасном (ИК) диапазонах, но у некоторых звезд она может быть достаточно велика и в видимой области спектра. 2 Для звезд типа Т Тельца характерна сильная переменность во всех спектральных диапазонах: на временных л интервалах от десятка минут до десятков лет меняется интенсивность эмиссионного
^ континуума, а также абсолютная и относительная интенсивность эмиссионных ли-
ний и их профилей - см. обзоры [161, 384, 13, 41, 28, 265, 406] и приведенные там ссылки. Давно известно, что в окрестностях этих звезд имеет место крупномасштабное движении вещества: у самой Т Таи, например, признаки ветра были найдены еще в 1947 г. [291], а в 1963 г. Уокер обнаружил, что на звезду YY Ori происходит падение вещества [326].
В дальнейшем, употребляя словосочетание "активность звезд типа Т Тельца", мы будем подразумевать всю совокупность вышеперечисленных особенностей, характерных для этих звезд.
Уже в пионерской работе Джоя [183] было отмечено, что эмиссионные спектры TTS напоминают спектр солнечной хромосферы, наблюдаемой во время затмений. Это сходство производило настолько сильное впечатление, что на протяжении 30 , L лет интерпретация эмиссионного спектра TTS происходила только в рамках пред-
ставлений об аномально высокой хромосфериой активности молодых звезд малой массы.3 Для этого имелись вполне резонные теоретичекие предпосылки. Действительно, светимость, глубина конвективных зон и угловая скорость осевого вращения молодых звезд малой массы гораздо больше чем у Солнца, поэтому процесс генера-
*В спектрах TTS фотосферная линия Li 16707 весьма сильная, тогда как на Солнце обилие лития (по числу атомов) всего в 2-3 раза превышает обилие урана [341].
2Избыточный (эмиссионный) континуум в оптическом диапазоне принято называть вуалирующим, поскольку он в той или иной степени уменьшает наблюдаемую глубину абсорбционных линий фотосферы.
3Если не считать ранних публикаций, в которых обсуждалась возможность выделения энергии при распаде гипотетического сверхплотного "дозвездного вещества" - см., например, [342, 356].
ции магнитных полей и нагрев надфотосферных слоев у этих объектов должен быть гораздо более мощным по сравнению с солнечным - см. [41, 112] и приведенные там ссылки. Истечение вещества с темпом потери массы Mw ~ 10~7 М0/год (по оценке [215]), обнаруженное у TTS с наиболее интенсивными эмиссионными линиями, вполне вписывалось в эту картину в рамках аналогии с солнечным ветром. Даже явления аккреционного типа, наблюдавшиеся у некоторых TTS, 4 вначале не вызывали особых сомнений в справедливости хромосферно-корональной интерпретации актив- ности, поскольку считалось, что такие явления происходят сравнительно редко: одни полагали, что у этих звезд действительно наблюдается эпизодическое падение остатков протозвездного облака, а другие указывали, что падение вещества со скоростями ~ 100 км/с наблюдается и на Солнце, например, во время т.н. коронального дождя [352, 369].
По определению Хербига, приведенному выше, к классу TTS могли принадлежать лишь звезды поздних спектральных классов. Вначале в число критериев принадлежности к классу TTS включалось требование наличия в спектре звезды сильных (флуоресцентных) линий Fel 4063 и 4132. (Позднее это требование было исключено - подробнее см. [414, 316]). Поскольку у звезд спектрального класса более раннего, чем примерно F5, все железо в фотосфере ионизовано, то именно этот спектральный класс стали считать "верхней температурной границей" TTS. Между тем, резонно было ожидать существования молодых звезд и более ранних спектральных классов. Первый список кандидатов на эту роль был опубликован Хербигом в I960 г. [160]: он содержал около 30 звезд спектральных классов А и В, которые располагались неподалеку от темных туманностей и имели в спектре широкую и яркую эмиссионную линию HQ. Позднее этот список постоянно пополнялся и пересматривался, и на сегодняшний день известно около 300 молодых звезд раннего спектрального класса, которые теперь принято называть Ае/Ве звездами Хербига.
В некоторых отношениях Ае/Ве звезды Хербига напоминают звезды типа Т Тельца - для них, например, также характерна сильная переменность и истечение вещества, - однако имеются и значительные отличия, в частности, до сих пор ни у одной из Ае/Ве звезд не было обнаружено магнитного поля [354]. По-видимому, это связано с тем, что, как раз, у звезд спектрального класса более раннего, чем F5 отсутствуют поверхностные конвективные зоны. Это обстоятельство было осознано еще Хербигом [161], поэтому с самого начала предполагалось, что модель хромосферной активности не применима для Ае/Ве звезд.
Однако и для TTS попытки количественного объяснения эмиссионного спектра в рамках хромосферной модели столкнулись с серьезными трудностями. Еще в 1970 г. Хербиг предположил, что из-за большей мощности источников нагрева инверсия температуры в атмосферах TTS начинается в более плотных слоях по сравнению с Солнцем [162]. Ввиду отсутствия информации о том, как меняется мощность источников нагрева вдоль хромосферы, в работах [81, 64, 32] выбирали различные законы изменения температуры с высотой в плоском гидростатически равновесном слое, и для этих распределений рассчитывали спектр излучения хромосферы. Модели поз-
4Довольно долго эти звезды называли звездами типа YY Ori, рассматривая их как особый подкласс звезд типа Т Тельца. По причинам, которые станут понятны чуть позже, этот термин сейчас, практически, не употребляется.
6
воляли воспроизвести наблюдаемую интенсивность в линиях и континууме, но расчетные профили наиболее интенсивных линий при этом качественно отличались от тех, которые наблюдались у звезд с мощной эмиссией: в отличие от наблюдаемых они имели глубокий центральный провал, обусловленный самопоглощением. Позднее стало ясно, что для наиболее активных звезд наблюдаемые профили не удается воспроизвести даже предположив, что уже в нижней хромосфере начинается формирование звездного ветра [65].
Вопрос о природе ветра TTS также оказался весьма нетривиальным. Судя по протяженности абсорбционных компонент линий бальмеровской серии, максимальная скорость газа в ветре TTS ~ 300 км/с. Если разгон вещества происходит за счет градиента газового давления, то температура в области формирования ветра должна превышать 106 К [405]. Чтобы объяснить, как при столь высоких температурах могут формироваться линии водорода, мы предположили, что в коронах TTS в результате тепловой неустойчивости образуются холодные (Т ~ 104 К) облака [349]. Кстати, впоследствии было показано, что совокупность таких облаков позволяет объяснить наблюдаемые особенности профилей линий водорода [136]. Оказалось, что для возникновения тепловой неустойчивости необходима столь высокая плотность в основании корон молодых звезд, что рентгеновская светимость TTS должна превышать их светимость в оптическом диапазоне (L ~ ю33"34 эрг/с).
Наблюдения со спутника НЕАО-В показали, что рентгеновская светимость TTS в диапазоне 0.5-4.5 кэВ, на самом деле, как минимум, на три порядка меньше величины, необходимой в модели [349]. Более того, у звезд с наиболее сильной эмиссией в линиях водорода ренгеновское излучение, вообще, не удалось зарегистрировать [120, 109]. Этот факт мог быть связан с тем, что рентгеновские кванты поглощаются веществом ветра [327], и чтобы проверить эту возможность мы предложили искать в оптических спектрах TTS т.н. корональные линии, т.е. запрещенные линии вы-сокоионизованных элементов, которые образуются в горячей плазме при переходах между уровнями термов основной конфигурации.
Поиск корональных линий [FeXIV] 5303 и [FeX] 6376 в спектрах нескольких активных TTS дал отрицательный результат [121, 122, 218], причем для звезды RU Lup было получено очень жесткое ограничение на верхний предел эквивалентной ширины (EW) указанных линий: до 20 тА. Между тем, наблюдения со спутника IUE показали, что светимость RU Lup в линии СIV 1550, которая считалась индикатором уровня хромосферной активности, почти на пять порядков выше, чем у Солнца [350]. Отсюда следовало, что наблюдаемую у наиболее активных TTS эмиссию в линиях и континнуме нельзя объяснить в рамках простой аналогии с активностью солнечного типа [382, 383]. Кстати, 15 лет спустя по спектрам, полученным на телескопе VLT, для RU Lup нам удалось еще на порядок понизить значение верхнего предела EW корональных линий, что полностью исключило гипотезу о наличии мощной короны у этой звезды - см. раздел И.2 диссертации.
Когда стало ясно, что мощных корон у TTS нет, появились публикации, в которых предполагалось, что ускорение ветра до скоростей ~ 300 км/с обусловлено давлением магнитогидродинамических (МГД) волн, генерируемых конвективной зоной [85, 150]. Однако в [217] на примере звезды RU Lup было показано, что в моделях такого типа ветер должен быть холодным (Т < 20.000 К), откуда следовало, что наличие мощного
МГД-ветра нельзя совместить с наличием мощной горячей хромосферы. 5
К середине 80-х годов постепенно сложилось понимание того, что объяснение активности TTS в рамках хромосферно-корональной активности сталкивается с трудностями только для наиболее активных звезд этого типа. Особую роль тут сыграла работа Коэна и Куй [76], в которой впервые на основе однородного наблюдательного материала были изучены свойства более ста TTS из области звездообразования Таи-Аиг в оптическом и ИК диапазоне. В частности, Коэн и Куй нашли, что максимум в . распределении исследованных звезд по спектральным классам приходится на класс
'z K7, а наиболее сильной эмиссионной линией в спектре TTS является линия На. Было
показано, что имеется сильная корреляция между эквивалентной шириной линии HQ и интенсивностью вуалирующего континуума, а также величиной избыточной эмиссии в ближнем УФ и ИК диапазонах. Оказалось, что чем больше величина W#Q у звезды, тем разнообразнее набор эмиссионных линий, наблюдаемых в ее спектре и тем больше поток в каждой из этих линий. Таким образом, было показано, что величина W#Q может служить количественным индикатором уровня активности TTS. В частности, у TTS с W#Q < 5 — 10 А, как правило, единственной эмиссион-
о
ной линией в диапазоне от 4000 до 7000 А была сама HQ, а избыточная эмиссия в континууме, практически, отсутствовала - по предложению C.Bertout [41], эту группу звезд стали называть Weak Line T Tauri Stars (WTTS). По сути дела, спектры WTTS в оптическом и ближнем ИК диапазоне не отличаются от спектров звезд глав-.к. ной последовательности с активными хромосферами: у них линия HQ также часто
наблюдается в эмиссии и имеет эквивалентную ширину < 10 А. У многих WTTS, наряду с хаотическими, были обнаружены периодические колебания блеска с характерным значением периода ~ 3 суток [53, 54, 41,168, 357, 358, 276]. Анализ изменений цвета и спектров показал, что периодичность объясняется наличием на поверхности WTTS холодных (Г < Tej) пятен, которые могут занимать свыше 20 % поверхности звезды и при этом, в отличие от пятен на Солнце, располагаются в околоиолярных областях [275, 283, 313, 314]. У WTTS неоднократно наблюдались кратковременные вспышки в оптическом диапазоне, а у некоторых из них - и всплески нетеилового радиоизлучения, как и у Солнца во время вспышек, но на несколько порядков большей мощности [110, 332, 112].
Совокупность вышеперечисленных фактов дала основание C.Bertout в 1989 г. предположить, что механизм активности у WTTS такой же, как и у звезд с актив-4.Л ными хромосферами, т.е. обусловлен в конечном итоге, наличием у молодых звезд
} малой массы конвективных зон [41]. Наблюдения, выполненные в последующие годы,
подтвердили эту точку зрения, хотя стало ясно, что во многих отношениях проявления активности у WTTS не только количественно, но и качественно отличаются от тех, что наблюдаются у звезд главной последовательности и/или звезд типа RS CVn - подробнее см. [112, 113, 115].
В том же обзоре C.Bertout впервые предложил называть TTS, у которых W#a > 5 — 10 А, классическими звездами Т Тельца (CTTS). В отличие от звезд типа Т Тельца со слабыми линиями, у CTTS наблюдается развитый эмиссионный спектр в оптическом диапазоне, а также избыточная, т.е. дополнительная к фотосферной
5Напомним в этой связи, что в рамках т.н. коронального равновесия линии СIV 1550 должны формироваться в областях с Г ~ 105 К.
8
эмиссия в ближнем ИК диапазоне, причем вариации блеска в оптической и ближней ИК областях спектра происходят, как правило, квазисинхронно [177, 202, 130]. Это дало основание предположить, что ИК избытки обусловлены излучением пыли с температурой ~ 1000 К, которая находится от звезды на расстояниях, сравнимых с ее радиусом. Судя по распределению энергии в континууме в интервале длин волн от 1 до 10 мкм, оптическая толща пылевых оболочек CTTS должна быть достаточно велика. Согласовать этот вывод со сравнительно малой величиной экстинкции в оптическом диапазоне - как правило, для CTTS А у < lm (см. раздел III.1 диссерта- ции) - можно лишь в том случае, если пылевая оболочка имеет сильно уплощенную, дискообразную форму [152, 261]. Наличие у многих CTTS заметной поляризации также можно было объяснить рассеянием излучения звезды на тонком пылевом диске [262, 31]. Существенно, что степень линейной поляризации у CTTS сильно коррелирует с величиной ИК избытка [30]. Учитывая эти обстоятельства, C.Bertout предположил, что причиной активности CTTS является аккреция вещества окружающего их (протопланетного) диска.
Образование дисков вокруг молодых звезд является ожидаемым результатом коллапса вращающихся протозвездных облаков - это понимали еще Кант и Лаплас, обратившие внимание на то, что орбиты планет Солнечной системы лежат почти в одной плоскости (исторический аспект проблемы подробно описан в [408, 414, 316]). Расчеты показывают, что конечным результатом сжатия облака с массой ~ 1 М© и с угловым моментом, меньшим некоторого критического значения Jcr ~ 1052 г см2/с должна быть молодая звезда,окруженная газопылевым (протопланетным) диском -см. [155, 47] и приведенные там ссылки. Если же угловой момент облака превышает критическое значение, то облако, по-видимому, распадается на отдельные фрагменты, порождая двойную или кратную систему.
Точное значение величины JCT определить очень трудно, поскольку для этого требуются трехмерные МГД-расчеты, в которых должны учитываться большое число химических реакций, от которых зависит функция охлаждения, и влияние излучения протозвезды на степень ионизации газа - от этого зависит степень вмороженности газа в магнитное поле. Дополнительная сложность состоит в том, что для расчетов нужна информация о турбулентности, а также величине и структуре магнитного поля протозвездных облаков, которую очень трудно получить из наблюдений - подробнее см. [155, 47, 238].
В отличие от WTTS, в оптических спектрах CTTS, как правило, наблюдаются запрещенные линии О I, S И, а у некоторых звезд и NII. В 1983 г. авторы [180] показали, что в большинстве случаев профили этих линий имеют двухпиковую структуру, причем один из пиков смещен в коротковолновую область спектра, а максимум второго имеет ту же лучевую скорость, что и фотосферные линии. В тот же год R.Mundt и J.Fried на снимках, полученных в узкополосных фильтрах, центрированных на линиях На и/или [S И] 6730, обнаружили у нескольких звезд джеты - узконаправленные, скорей всего, биполярные струи газа, которые разлетаются от звезды со скоростью ~ 300 км/с [258]. Выражение "скорей всего" использовано здесь не случайно: достаточно часто наблюдается лишь одна из струй, а вторая экранируется остатками газо-пылевого протозвездного облака и/или диском - это объяснение асимметричности профилей запрещенных линий было предложено уже в работе [180] (см. также
[11, 99]). Кстати, в конце 90-х годов были найдены молодые звезды, у которых виден лишь удаляющийся от нас джет. Степень коллимации джетов CTTS очень велика: среднее значение "угла раствора" (jet's opening angle) ~ 10° — 15°.
Исследуя область звездообразования Tau-Aur в радиолинии молекулы СО (Л = 2.6 мм), J.Bally и C.Lada [24] в том же 1983 г. обнаружили у нескольких молодых звезд истечение холодного (Т ~ 30 — 100 К) газа со скоростью ~ 10 — 30 км/с, которое получило название СО-потоков. Разлет молекулярного газа также имеет би-1 полярный характер, но степень коллимации холодного ветра гораздо меньше, чем у
' джетов. Скорей всего, СО-потоки - это результат взаимодействия джетов с остатка-
ми протозвездного облака [284]. Как и джеты, СО-потоки никогда не наблюдались у WTTS.
К началу 80-х годов биполярные сильно коллимированные джеты были обнаружены у различных типов астрономических объектов (SS433, активные галактики и т.п.), относительно которых предполагалось, что их активность обусловлена дисковой аккрецией. Поэтому открытие биполярного истечения у молодых звезд стали считать весомым (хотя и косвенным!) наблюдательным аргументом в пользу существования протопланетных аккреционных дисков.
Между тем, еще в 1974 г. D.Lynden-Bell и J.Pringle опубликовали работу [245], в которой впервые активность звезд типа Т Тельца связывалась с аккрецией вещества протопланетного диска. В [245] предполагалось, что аккреционный диск доходит до (1| поверхности звезды, скорость вращения которой на экваторе много меньше кепле-
ровской. По этой причине на внутренней границе диска возникает тонкий (Дг <С /?*) пограничный (турбулентный) слой, в котором происходит торможение газа и высвечивание его избыточной кинетической энергии. В этот период еще не было оснований сомневаться в справедливости хромосферной модели активности TTS, поэтому долгое время идея Линден-Белла и Прингла оставалась невостребованной. Были даже предложены две альтернативные аккреционные модели:
1) В 1976 г. R.Ulrich предположил, что молодые звезды окружены протяженной (г ^> i?*) вращающейся оболочкой, которая представляет собой остатки протозвездного облака. По мнению автора, эмиссия в линиях и континууме у TTS формируется в ударной волне, которая возникает в экваториальной плоскости системы (но не на звезде!), где сталкиваются потоки газа, падающего из областей над и под экваториальной плоскостью [319].
'4> 2) В 1980 г. В.П.Гринин предположил, что в случае DF Таи эмиссия в линиях
образуется в протяженной оболочке звезды, а "голубой" вуалирующий континуум - результат аккреции вещества околозвездной оболочки [360]. При этом Гринин напрямую не связывал процесс аккреции с протопланетным диском, однако высказал гипотезу, что отчасти переменность блеска DF Таи может быть обусловлена затмением звезды газо-пылевыми сгустками.
Впервые модель Линден-Белла и Прингла применили для объяснения ИК спектров TTS L.Hartman и S.Kenyon в 1987 г. [152]. Они предположили, что спектр TTS в диапазоне А > 1 мкм обусловлен излучением диска, нагрев вещества которого происходит как за счет выделения аккреционной энергии, так и в результате поглощения излучения звезды+ пограничного слоя. Оказалось, что такая модель позволяет воспроизвести наблюдаемые спектры TTS с большой величиной ИК избытка, если
10
предположить, что поверхность диска более изогнута (и перехватывает больше излучения от центрального источника), чем в модели тонкого диска Шакуры-Сюняева [297] - подробнее см. стр.32 диссертации.
В 1988 и 1989 гг. были опубликованы две работы [40, 26], в которых был рассчитан спектр излучения аккреционного диска F\(A) с учетом вклада пограничного слоя, что позволило авторам сравнивать расчеты с наблюдениями нескольких CTTS в диапазоне длин волн от 0.1 до 100 мкм. Наблюдаемые значения Fx в разных спектральных диапазонах, использованные в [40, 26], были получены не одновременно, *">' поэтому небольшие отличия расчетного спектра от наблюдаемого можно было объ-
яснить переменностью. Это позволило авторам сделать вывод, что модель аккреционного диска с пограничным слоем позволяет объяснить наблюдаемое распределение энергии в непрерывном спектре CTTS. Характерный темп акреции Мас для исследованных звезд оказался ~ 10~7 М0/год.
Однако авторы [40] (C.Bertout, G.Basri и J.Bouvier) не ограничились этим заключением и отметили, что данная модель нуждается в усовершенствовании, поскольку предполагает аксиальную симметрию излучающей области, что не позволяет объяснить ряд явлений, наблюдаемых у CTTS. Отметим лишь два из них.
1) У нескольких CTTS были обнаружены периодические вариации блеска, которые проще всего было объяснить наличием на поверхности этих звезд горячих (Т > Tef) пятен, ориентация которых относительно наблюдателя меняется при вра-
• /. щении звезды. (В отличие от WTTS, у которых наблюдаются лишь холодные пятна!)
Этот факт не удавалось объяснить, если эмиссия в континууме у этих звезд формируется в пограничном слое.
2) Профили многих эмиссионных линий в спектрах CTTS имеют асимметричную форму. При этом особое внимание авторы [40] обращали на звезды типа YY Ori, у которых наблюдалось падение вещества со скоростью, близкой к второй космической
В [40] высказали предположение, что причиной асимметрии аккреции является магнитное поле звезды, при условии, что магнитная ось наклонена к оси вращения. Обсуждая спектр звезды DF Таи, авторы предположили, что магнитное поле ди-польного типа с напряженностью ~ 1 кГс не позволит диску подойти к звезде на расстояние < 3 — 5Й». На внутренней границе вещество диска вмораживается в силовые линии магнитного поля и соскальзывает вдоль них к звезде. Под действием , iv сил тяготения газ ускоряется до скорости ~ V^, и высвечивает набранную кинети-
ческую энергию при столкновении с поверхностью звезды, порождая горячее пятно. Последние два предложения [40] звучат, поистине, пророчески: "Eventually the effects of magnetic fields must be faced, particularly since disk material descending on stars known to be quite active magnetically. It is clear that disk accretion on T Tauri stars is an idea whose time has come."
Пару лет спустя M.Camenzind [69] более детально рассмотрел процесс взаимодействия дипольного магнитного поля молодой звезды с аккреционным диском, в ситуации, когда ось диполя совпадает с осью вращения. Было показано, что в этом случае падающий на звезду газ (магнитосферное течение) имеет форму воронки с тонкими стенками (аккреционная воронка), откуда следовало, что горячее пятно на поверхности звезды должно иметь форму узкого сферического пояса, локализован-
11
ного в области промежуточных широт (см. также нашу работу [129]). Был также сделан важный вывод о том, что аккреция должна сопровождаться истечением вещества из областей диска, непосредственно прилегающих к его внутренней границе.
Следует упомянуть еще одну трудность модели аккреционного диска с пограничным слоем: при Мас ~ 10~7 М©/год аккреция успевает раскрутить молодую звезду с М* ~ Mq до скорости, близкой к предельной за время, много меньшее, чем типичный возраст CTTS (tcrrs ~ Ю6 лет) [95], тогда как наблюдаемые скорости вращения . этих звезд на порядок меньше. Основываясь на модели, которую в 1979 г. предложи-
'* ли P.Ghosh и F.Lamb [126, 127], A.Konigl [206] на уровне оценок показал следующее:
если у CTTS имеется дипольное поле с напряженностью ~ 1 — 3 кГс, то сравнительно быстро (t < tcrrs) устанавливается состояние, при котором передаваемый звезде угловой момент будет равен нулю. Согласно [126, 127], это возможно за счет того, что часть силовых линий магнитного поля звезды будет сцеплена с диском за радиусом коротации, что приведет к тормозящему эффекту, компенсирующему раскрутку звезды.
Заметим, что Konigl не доказал, а лишь предположил, что соответствующая топология поля может быть достигнута. Более того, недавно появившиеся трехмерные МГД-расчеты аккреции на наклонный диполь при условиях, ожидаемых в случае CTTS, не подтверждают эту идею: согласно [286, 287], аккреция должна раскручивать CTTS. Таким образом, вопрос об эволюции углового момента молодых звезд /j, малой массы остается пока нерешенным. Между тем, было найдено, что в области
звездообразования Tau-Aur [56] CTTS в среднем вращаются вокруг оси вдвое медленней, чем WTTS, а в других областях различие в скоростях вращения CTTS и WTTS, практически, не заметно - см. [156] и приведенные там ссылки.
В той же работе [206] Кенигл высказал идею о том, что при магнитосферной аккреции торможение газа происходит в ударной волне и попытался оценить параметры газа, падающего на CTTS. На основании оценок он пришел к выводу, что область перед фронтом ударной волны (УВ) имеет большую оптическую толщу в континууме. Это означало, что источником эмиссионного континуума CTTS является фотосфера УВ, которая располагается перед фронтом. Позднее мной было показано, что это заключение ошибочно [224], однако это не меняло основного вывода [206] о том, что излучение аккреционной ударной волны (АУВ), в принципе, позволяет объяснить наблюдаемые свойства эмиссионного спектра CTTS.
Нельзя сказать, что модель магнитосферной аккреции сразу же стала популярной среди исследователей молодых звезд, однако в 90-х годах накапливалось все больше и больше наблюдений, ее подтверждающих. В результате, к концу XX в. идея о том, что, в отличие от WTTS, активность CTTS обусловлена дисковой аккрецией на звезды, обладающие сильным магнитным полем, стала общепринятой. (Если не ошибаюсь, последняя работа, в которой эмиссионный спектр CTTS интерпретировался в рамках модели усиленной хромосферной активности, была опубликована в 2000 г. [79].)
Значительную роль в этом сыграли наблюдения в диапазоне длин волн от 1 до 3000 мкм, которые, в конечном итоге, позволили непосредственно "увидеть" диски вокруг молодых звезд, т.е. получить их изображения - см. обзор [251] и приведенные там ссылки. Широко известны изображения дисков вокруг молодых звезд в туман-
А
12
ности Ориона, полученные с Космического телескопа: диски здесь выглядят, как темные силуэты на светлом фоне туманности [269, 270]. Типичные размеры дисков ~ 100 а.е., а массы - от 3 • 10~3 до 0.1 М0 [272, 251]. Интерферометрические наблюдения в линиях молекулы СО позволили показать, что на масштабах ~ десятка а.е. диски вращаются по кеплеровскому закону [96, 140, 97, 139, 98].
Пылевые диски довольно часто наблюдаются и у WTTS [272], однако, в отличие от CTTS, внутренняя граница этих дисков расположена сравнительно далеко от звезды (на это указывает отсутствие ИК избытков в области от 1 до 3 мкм), а, во-вторых, судя по отсутствию излучения в молекулах СО, в них содержится мало газа. Это значит, что газ из дисков WTTS либо уже диссипировал, либо успел аккумулироваться в (прото)планеты, и диски WTTS из аккреционных превратились в пассивные. Пока до конца не ясно, почему при одинаковом возрасте и массе одни молодые звезды имеют аккреционные диски, а другие - нет.
Частота встречаемости двойных и кратных систем среди TTS примерно такая же, как и у звезд главной последовательности аналогичных масс. Аккреционные диски обнаружены и у компонент двойных систем, расстояние между которыми превышает ~ 0.5 а.е. [248]. Обнаружено также несколько достаточно тесных (в том смысле, что расстояние между компонентами < 3 а.е.) двойных систем, которые окружены общим (circumbinary) диском. За последние десять лет были выполнены многочисленные расчеты, описывающие процесс динамического (приливного) взаимодействия компонент системы с аккреционными дисками и формирование планет в дисках оди- ночных и двойных систем - см. обзор [244] и приведенные там ссылки.
В конце 90-х годов удалось измерить величину магнитного поля у нескольких CTTS и WTTS: у всех исследованных звезд средняя величина поля оказалась > 2 кГс [27, 138, 192, 193, 194], причем последние исследования показывают, что структура поля CTTS на уровне фотосферы, скорей всего, заметно отличается от диполыюй [194, 305, 411, 235]. Для звезды ВР Таи были получены данные, показывающие, что эмиссия в линии Не I 5876 образуется в газе, который падает на звезду вдоль силовых линий магнитного поля [188].
За последние 15 лет были получены сотни спектров CTTS в видимой области, что позволило обнаружить признаки аккреции и истечения практически у всех исследованных звезд - см. [146, 100, 186, 281, 219, 259, 4, 265] и приведенные там ссылки. Особый интерес представляет долговременный спектральный мониторинг отдельных звезд, однако подобного рода исследований пока очень мало [130, 186, 277, 57]. Оказалось, что для CTTS характерны не строго периодические изменения потоков и профилей эмиссионных линий, а квазициклические вариации, и пока не понятно, какова причина этого явления. У этих звезд отсутствуют также и строго периодические вариации блеска, которых естественно ожидать в модели наклонного ротатора: в различные сезоны могут наблюдаться различные значения периодов, а иногда периодичность пропадает вовсе, как, например, у самой Т Таи [359]. Отметим в этой связи, что у некоторых CTTS, которые мы видим почти с экватора, наблюдались вариации блеска, обусловленные затмением звезды пылевыми облаками - см., например, [423, 276, 57].
В работах [259, 260] была рассчитана интенсивность излучения падающего па звезду газа в некоторых эмиссионных линиях оптического диапазона в предполо-
13
жении о том, что падающий на звезду газ нагревается, главным образом, за счет сжатия, а не рентгеновским и УФ излучением АУВ. На мой взгляд, основной результат этих работ - демонстрация возможности воспроизвести наблюдаемую интенсивность эмиссионных линий, в частности, линий бальмеровской серии водорода, в рамках магнитосферной модели. Однако рассматривать эти расчеты, как настоящую количественную модель нельзя, ввиду большого числа упрощающих задачу предположений, многие из которых весьма спорны - см. раздел III.4 диссертации. В j этой связи следует упомянуть о публикациях [33, 35], в которых утверждается, что
' у ряда линий оптического диапазона профили состоят из двух компонент: узкой и
широкой, которые по разному меняются с течением времени. По мнению авторов, это значит, что эмиссия в линиях формируется в двух различных областях, однако пока нет возможности однозначно решить, насколько справедлив этот вывод и что это за области. Есть также основание полагать, что и эмиссионный континуум в диапазоне длин волн короче 1800 А, также образуется не в той области, где формируется более длинноволновая эмиссия в непрерывном спектре [164, 377] - этот вопрос рассмотрен в третьей главе диссертации.
Можно назвать три основных причины, по которым при изучении аккреции и истечении вещества в случае CTTS особый интерес представляет область длин волн от 912 до 3000 А.
1) Большинство CTTS имеют спектральный класс К или М, поэтому вкладом их ( и фотосфер в наблюдаемый спектр при А < 3000 А можно, как правило, пренебречь.
' Таким образом, в этом диапазоне можно исследовать излучение, обусловленное про-
цессом аккреции, практически в чистом виде.
2) В этом диапазоне имеется множество резонансных линий ионов наиболее обильных элементов с зарядом до Z = +6, что позволяет исследовать высокотемпературные области аккрецируемого и/или истекающего вещества. Для сравнения отметим, что в оптическом спектре CTTS к числу "высокотемпературных" можно отнести только линии Hel и Hell 4686, которые, однако, являются субординатными.
3) В область длин волн от 912 до 3000 А попадает много резонансных линий нейтральных атомов наиболее обильных элементов, а также линии молекул Нг, что позволяет исследовать газ с температурой всего несколько тысяч градусов.
Результаты наблюдений CTTS в УФ диапазоне будут подробно описаны в третьей и четвертой главе диссертации. Поэтому здесь мы лишь отметим, что чем больше /^ эквивалентная ширина линии HQ превышает пороговое значение 5-10 А, тем больший
вклад в УФ излучение звезды вносит излучение аккрецируемого газа по сравнению с газом хромосферы, а при W#Q > 20 — 30 А вкладом хромосферной составляющей, по-видимому, можно пренебречь [190].
Если эмиссия CTTS в видимом, ПК и УФ диапазоне так или иначе связана с процессом аккреции, то ситуация с рентгеновским излученим не столь однозначна. Уже первые наблюдения молодых звезд со спутника НЕАО-В обнаружили, что их спектр в диапазоне 0.5-4.5 кэВ напоминает излучение плазмы с температурой ~ 107 К [120, 109]. Эта величина существенно превышает температуру, до которой может нагреться газ за фронтом аккреционной ударной волны CTTS, поэтому рентгеновское излучение молодых звезд с самого начала связывали с проявлениями активности солнечного типа. Анализ данных, полученных со спутников ROSAT и ASCA, в целом,
А
14
подтвердил этот вывод [72, 197, 312], однако нельзя исключить, что излучение АУВ вносит заметный вклад в диапазоне энергий < 0.5 — 0.7 кэВ - см. раздел ИЛ диссертации. Рентгеновские наблюдения позволили обнаружить множество молодых звезд, глубоко погруженных в темные облака и из-за этого очень слабых - большинство из них принадлежит к типу WTTS.
После запуска спутников CHANDRA и XMM-NEWTON объем информации о характере рентгеновского излучения звезд типа Т Тельца резко вырос. К сожалению, из-за сравнительно низкой светимости в рентгеновском диапазоне, все TTS, за исключением TW Нуа, наблюдались лишь в режиме низкого разрешения. По этой причине полученная информация пока используется лишь для статистических выводов. В частности, из наблюдений 1075 TTS туманости Ориона в [113] нашли, что рентгеновская светимость TTS в диапазоне 0.5 — 8 кэВ Lx сильно коррелирует с их болометрической светимостью ЬьО1, причем среднее отношение \g(Lx/Lboi) ~ —3.8 для звезд с массами от 0.7 до 2 М© примерно на порядок меньше т.н. уровня насыщения для аналогичных звезд главной последовательности. Среднее значение Lx ~ 2 • 1030 эрг/с. У звезд с массой свыше 2 М0 интенсивность рентгеновского излучения резко падает с ростом массы. Оказалось, что интенсивность рентгеновского излучения, по-видимому, не зависит от наличия у звезды аккреционного диска, а точнее от того, имеется ли у звезды избыточное излучения в ИК диапазоне.
Наиболее интересным мне представляется то обстоятельство, что у исследованных звезд величина Lx слабо растет (!) с ростом периода осевого вращения PTOt от 0.4 до 20 суток, тогда как у звезд главной последовательности ситуация диаметрально противоположная, а у TTS в области звездообразования Tau-Aur между величинами Lx и Prot имеется слабая, но положительная корреляция [312].
Мониторинг 43 TTS на временном интервале около суток показал, что у звезд Орионовой туманности с массой порядка солнечной и возрастом менее 1 млн. лет вспышки происходят примерно в 300 раз чаще, а их средняя энергия в 30 раз больше, чем у наиболее мощных солнечных вспышек [114]. Светимость наблюдавшихся вспышек в момент максимума варьировалась в интервале 29.0 <\gLx < 31.5, а общая продолжительность - от 0.5 до > 12 часов. На основании этих данных в [114] сделан вывод, что наблюдаемые проявления активности CTTS в оптическом и УФ диапазоне нельзя объяснить суперпозицией многочисленных хромосферно-корональных вспышек.
На основании указанных фактов был сделан вывод, что основная доля рентгеновского излучения звезд Т Тельца обусловлена хромосферно-корональной активностью, однако механизм генерации магнитного поля у молодых звезд, по-видимому, качественно иной, чем у звезд главной последовательности. (Об этом же свидетельствует и наличие у WTTS огромных холодных пятен, которые располагаются в полярных областях - см. выше.) Каков именно этот механизм, пока не ясно, поэтому любая достоверная информация о величине и структуре магнитного поля TTS имеет весьма важное значение.
Моделирование аккреции требует трехмерных МГД расчетов, поскольку магнитная ось у CTTS, по-видимому, сильно наклонена к оси вращения звезды. Результаты первых расчетов такого типа [286, 287] показывают, что если магнитное поле звезды - диполыюе, то даже при малых углах между осями аккреционная воронка теряет
15
осевую симметрию и превращается, как минимум, на две плотные струи, которые падают на звезду вблизи магнитных полюсов. Ситуация может оказаться качественно иной, если магнитное поле звезды существенно отличается от дипольного, а это, как было отмечено выше, представляется вполне возможным.
Первые расчеты структуры, а затем и спектра излучения АУВ [227, 67] были выполнены семь лет спустя после того, как Konigl [206] высказал идею о том, что эмиссионный спектр CTTS в оптическом и УФ диапазонах обусловлен излучением АУВ. Авторы [67] сосредоточились на расчете спектра эмиссионного континуума, а в моей работе основное внимание уделялось излучению АУВ в линиях "высокотемпературных" ионов, т.е. ионов с зарядом Z > +1. Последующее сравнение расчетов с наблюдениями показало, что континуум и "высокотемпературные" линии, в частности линия СIV 1550, по-видимому, образуются в различных областях - этот вопрос подробно рассматривается в третьей главе диссертации.
Когда стало ясно, что источником активности CTTS служит дисковая аккреция пришлось пересмотреть вопрос о том, откуда происходит истечение вещества у этих звезд. До того предполагалось, что ветер "дует" с поверхности звезды, и определяли его параметры, считая, что вся эмиссия в линиях, которые использовались для диагностики (HI, Call, Nal и т.п.), образуется в ветре. Поскольку выяснилось, что существенная, если не основная, доля эмиссии в этих линиях может формироваться в магнитосфере, стало ясно, что прежние оценки темпа потери массы у CTTS сильно завышены. Кроме того, наблюдения показали, что имеет место корреляция между диагностиками ветра (светимостью в запрещенных линиях, например) и аккреции (например, величиной ИК избытка) [76, 63]. Обнаружение джетов окончательно утвердило теоретиков во мнении, что истечение вещества у CTTS происходит с поверхности аккреционного диска.
Анализ спектров CTTS, полученных с длинной щелью, позволил установить, что компоненты профилей запрещенных линий и линии На, смещенные в синюю, а у некоторых звезд и в красную область спектра, образуются в джете, который направлен в нашу или соответственно в противоположную сторону, а область формирования центрального (К = 0) пика имеет угловой размер < 1", что соответствует линейному размеру ~ 10 а.е. [171, 172, 173, 103]. Джет, как непрерывная структура, обычно, имеет протяженность lj < 101Г см. и ширину ~ 1015 см. - эту часть джета часто называют микроджетом. Внутри микроджета имеются отдельные уплотнения, которые к выглядят, как компактные эмиссионные туманности - некоторые из них обнаружи-
" ли G.Herbigo и G.Haro еще в начале 50-х годов [158, 147], поэтому эти образования
называют объектами Хербига-Аро. Однако большинство объектов Хербига-Аро наблюдается за пределами микроджета: они образуют вытянутую вдоль направления микроджета цепочку отдельных образований, на первый взгляд, не связанных друг с другом.
Большинство объектов Хербига-Аро имеет неправильную форму, однако самые удаленные от центральной звезды объекты, как правило, имеют форму дуги, которая представляет собой ударную волну, возникающую при столкновении джета с остатками протозвездного облака. По-видимому, и "внутренние" уплотнения в джете порождаются ударными волнами, которые образуются в результате взаимодействия джета с окружающей средой, однако пока нет единого мнения, каков конкретный
16
механизм, приводящий к возникновению этих ударных волн - см. обзор [103] и приведенные там ссылки. Нет сомнений, что объекты Хербига-Аро - нестационарные образования: с течением времени они удаляются от звезды, перемещаясь вдоль оси джета со скоростью ~ 100 км/с, и за время порядка нескольких лет меняют свою форму. Наблюдалось полное исчезновение отдельных объектов и появление новых [103]. Эти факты, скорей всего, свидетельствуют о сильной нестационарности ветра CTTS на временных интервалах 10-100 лет. Изображения, полученные с помощью HST, показывают, что джеты ориентированы перпендекулярно плоскости диска CTTS.
Весьма нетривиальным оказался вопрос о физических условиях в джете. В середине 90-х годов было найдено, что электронная концентрация в джете выше, чем можно было бы ожидать при наблюдаемом значении температуры, т.е. газ джета избыточно ионизован. По мере удаления от звезды iVe меняется по закону Ne ос 1/г и приближается к равновесному значению. Это свидетельствует о том, что газ в основании джета был по какой-то причине сильно ионизован, затем быстро остыл до температуры ниже 10.000 К, и его дальнейшее движение происходит в режиме свободной рекомбинации, которая идет медленней, чем остывание [22, 23]. Длина микроджетов, по-видимому, и определяется рекомбинационной длиной Vj/anNe, где Vj ~ 300 км/с - скорость газа в джете, оси — 2 • 10~13 см3/с [271] - коэффициент рекомбинации водорода, aAfe~ 300 см~3 - значение электронной концентрации, ниже которой интенсивность излучения газа становится настолько малой, что джет становится практически невидимым. Поэтому при г > Ц наблюдаются только объекты Хербига-Аро, которые представляют собой газ, сжатый в ударной волне. Причина нарушения ионизационного равновесия газа в основании джета не известна, равно как и расстояние от звезды, с которого начинается режим свободной рекомбинации: угловое разрешение современных телескопов позволяет лишь заключить, что это расстояние меньше 10 а.е. [103].
Из сказанного, в частности, следует, что начиная с какого-то расстояния от звезды газ в джете должен быть почти нейтральным. Между тем, применяемые к дже-там методы диагностики позволяют уверенно находить лишь величину Ne, а полная плотность газа определяется весьма неуверенно. Это значит, что оценка темпа потери массы в джете - от ~ 3 • 10~10 до 10~8 М0/год [103] - столь же неопределенна. Отсюда возникает две тесно связанные проблемы. Во-первых, не ясно, хватает ли заключенного в джетах импульса MjVj для объяснения наблюдаемой интенсивности холодного СО-ветра CTTS. (Кстати сказать, темп потери массы в виде молекулярного ветра также определяется не слишком уверенно, поскольку оценка этой величины зависит от относительного обилия молекул СО в истекающем газе, которое плохо известно [284]). Во-вторых, остается открытым вопрос о том, весь ли дисковый ветер CTTS коллимируется в джет. Я полагаю, что в пользу отрицательного ответа на этот вопрос нет достаточно убедительных аргументов. Во всяком случае, таким аргументом не может быть сравнение темпов истечения Mw, полученных по линиям водорода и Nal D, с величиной Щ : как отмечалось выше, имеющиеся в литературе оценки Мш, скорей всего, завышены, а оценки Mj, наоборот, могут оказаться сильно заниженными, если степень ионизации газа в джете меньше обычно предполагаемого значения 0.1 - см. раздел IV.6 диссертации.
Сегодня считается общепринятым, что у CTTS истечение происходит с поверх- |
