Природа активности молодых звезд малой массы: звезды Т Тельца, фуоры, коричневые карлики (некоторые нерешенные проблемы) С.А.Ламзин, ГАИШ МГУ

T TAURI VARIABLE STARS Alfred H. Joy Mount Wilson Observatory Received June 9, 1945 ABSTRACT Eleven irregular variable stars have been observed whose physical characteristics seem much alike and yet are suf- ficiently different from other known classes of variables to warrant the recognition of a new type of variable stars whose prototype is T Tauri. The distinctive characteristics are: (1) irregular light-variations of about 3 mag., (2) spec- tral type F5-G5 with emission lines resembling the solar chromosphere, (3) low luminosity, and (4) association with dark or bright nebulosity. The stars included are RW Aur, UY Aur, R CrA, S CrA, RU Lup, R Mon, T Tau, RY Tau, UX Tau, UZ Tau, and XZ Tau, They are situated in or near the Milky Way dark clouds in the direction either of the center or of the anticenter of the galaxy. W Hα - характеристика активности TTS: W Hα < 5-10 Ǻ WTTS W Hα > Ǻ CTTS Возраст

Спектры звезд типа Т Тельца

Распределение энергии в спектрах звезд типа Т Тельца

Сравнение интенсивности линии H и величины избыточного ИК излучения у CTTSs

V 830 Tau: d 74079*E (Гранкин, 1998, ПАЖ 24, 497) V

Результаты доплеровского картирования WTTS HDE (Strassmeir et al., 1998, A&A 339, 497)

Зависимость амплитуды периодических вариаций блеска от спектрального класса у CTTS и WTTS ( Herbst et al., 2006, P&P V, in press )

Зависимость рентгеновской светимости от массы у TTSs (Feigelson et al., 2006, P&P V, in press)

Зависимость отношения L x /L * от скорости вращения для звезд с массой от 0.5 до 1.5 Mo (Feigelson et al., 2006, P&P V, in press)

Сравнение интенсивности рентгеновского излучения у CTTSs и WTTSs (Feigelson et al., 2006, P&P V, in press)

У звезд малой массы и BDs отношение L x / L * не зависит от спектрального класса (Güdel et al., 2006, P&P V, in press )

Распределение TTSs по периодам вращения в NGC 2264 и Орионе ( Herbst et al., 2006, P&P V, in press )

Дисковая аккреция на наклонный диполь Romanova et al., ApJ 595, 1009 (2003)

Фронт Звезда Схематическая структура аккреционной ударной волны у CTTSs (Lamzin 1995, 1998; Calvet & Gullbring 1998) На основании оценок показано : V км/с, N см -3 Z pre и Z pst

Результаты доплеровского картирования MN Lupi ( Strassmeier et al., 2005, A&A 440,1105 )

Резонансные линии Li- и Na-подобных ионов (Ламзин, 2003, АЖ 80, ) В 1-D УВ рассчитана зависимость I = I (N 0, V 0,, ) для дублетов линий C IV 1550, N V 1240, O VI 1035 и Si IV 1400 (полное перераспределение по частотам в среде с градиентом скорости) Линии C IV 1550 имеют максимальную интенсивность: L c I v 0.01 L bol УВ В УВ 2 зоны формирования линий – двухпиковая структура профилей Рассчитаны профили для аккреционной зоны в виде пятна и пояса. Они отличаются от наблюдаемых, вероятно, из-за того, что вблизи звезды V имеет тангенциальную компоненту V t ~ км/с (поле у поверхности CTTS сильно отличается от дипольного?)

ЗвездаF CIV / F cont RY Tau % DR Tau % T Tau 0.02 % DG Tau 0.07 % DS Tau 0.2 % BP Tau 0.4 % Теория> 1 % Поле скоростей газа у поверхности CTTS Наблюдаемое отношение < теоретического вывод не зависит от неопределенности закона A ( ) Основная доля континуума формируется вне АУВ, где образуются линии C IV 1550 Основная масса аккрецируемого газа не проходит через АУВ, падая на звезду почти по касательной к поверхности

Кинематические схемы аккреции на CTTS ( Кравцова, Ламзин, 2003, ПАЖ 29, 692 ) Преимущественная аккреция через диск - пограничный слой Магнитосферная аккреция с V t 0 Звезда Аккреционная струя V Romanova et al., ApJ 595, 1009 (2003) θ=30 o

T Tau: изменение поля на уровне фотосферы в 2003 г. (Смирнов и др., 2004, ПАЖ 30, 506)

T Tau: вариации профиля линии HeI 5876 в 2003 г. (Смирнов и др., 2004, ПАЖ 30, 506 )

Вариации EW линии He I 5876 в спектре SU Aur (Unruh et al., 2004, MNRAS 348, 1301)

Переменность профилей линий в спектре RW Aur (Alencar et al., 2005, A&A 440, 595)

Кривые блеска некоторых фуоров (Clarke et al., astro-ph/ )

Спектр FU Ori в районе линии H F/F c

Вариации профиля линии H в спектре FU Ori (Эррико и др., 2003, ПАЖ 29, 125)

Изменение EW абсорбционной компоненты линии H в спектре FU Ori в разные периоды

Причина вспышки – увеличение темпа аккреции до Mo/год · Зависимость Sp класса от - зависимость T=T(r) · Двугорбый характер профилей – вращение диска Модель аккреционного диска Проблемы: · Почему нет излучения переходного слоя ? · Где формируется рентгеновское излучение FU Ori ? · Почему у V1057 Cyg сейчас спектр фуора, а не CTTS ? · Причина вариаций профилей линий: неустойчивость или асимметрия диска ? · Природа неустойчивости в диске (внешняя аккреция, спутник) ?