Download - T TAURI VARIABLE STARS Alfred H. Joy Mount Wilson Observatory Received June 9, 1945 ABSTRACT
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
ABSTRACTEleven 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.
WHα - характеристика активности TTS: WHα < 5-10 Ǻ → WTTS
WHα > 5-10 Ǻ → CTTS
Возраст <107 ЛЕТ, M < 3 M๏
• Спектральный класс: G-M IV-V
• Эмиссия в линиях и континууме
• Переменность от X до радио
• Истечение вещества
Зависимость амплитуды периодических вариаций блеска от спектрального класса у CTTS и WTTS ( Herbst et al., 2006, P&P V , in press )
Зависимость отношения Lx/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 Lx / 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 )
Фронт
Звезда
Схематическая структура аккреционнойударной волны у CTTSs
(Lamzin 1995, 1998; Calvet & Gullbring 1998)
На основании оценок показано:
V0 200 400 км/с, N0 10111013 см-3
Zpre и Zpst << R АУВ можно
рассматривать, как плоско-параллельную
Динамические и тепловые времена АУВ
меньше времени переменности АУВ можно считать квазистационарной
Резонансные линии Li- и Na-подобных ионов(Ламзин, 2003, АЖ 80, 542+589)
В 1-D УВ рассчитана зависимость
I = I(N0, V0, , ) 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: LcIv ≥ 0.01 LbolУВ
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 вблизизвезды V имеет тангенциальную компоненту Vt ~ 30-50 км/с
(поле у поверхности CTTS сильно отличается от дипольного?)
Звезда FCIV / Fcont
RY Tau 0.002 %
DR Tau 0.003 %
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 CIV 1550
Основная масса аккрецируемого газа не проходит черезАУВ, 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 Vt ≠ 0
Звезда
Аккреционная струя
V
Romanova et al., ApJ 595, 1009 (2003)
θ=30o
Причина вспышки – увеличение темпа аккреции до 10-4 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) ?