Интерпретация наблюдательных проявлений активности классических звезд типа Т Тельца в рамках модели магнитосферной аккреции

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 Tau 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 Fei, а также класс светимости IV-V.

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 HQ. 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.

• спектральный класс F5-M, класс светимости IV-V.

• эмиссия в линиях Н, Hei, а также нейтральных и/или однократно ионизованных металлов.

• сильная линия поглощения Li I 6707.

Второй каталог этих звезд [163] 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 < 3−106 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]. 1 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 М0 — 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 М©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 эмиссиониыми 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 интервалах от десятка минут до десятков лет меняется интенсивность эмиссионного континуума, а также абсолютная и относительная интенсивность эмиссионных линий и их ирофилей — 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 T 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 лет интерпретация эмиссионного спектра TTS происходила только в рамках представлений об аномально высокой хромосферной 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 генераспектрах TTS фотосферная линия Li 16 707 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 ~ Ю-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 активности, 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 Fei 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 1960 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 иоз.

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. 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 гпА. 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 II.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 Куи [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 Куи нашли, что максимум в распределении исследованных звезд по спектральным классам приходится на класс К7, а наиболее сильной эмиссионной линией в спектре TTS является линия HQ. 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#a 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 Wfja может служить количественным индикатором уровня активности TTS.

В частности, у TTS с W//Q < 5 — 10 А, как правило, единственной эмиссионной 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 Т Tauri Stars (WTTS). По сути дела, спектры WTTS в оптическом и ближнем ИК диапазоне не отличаются от спектров звезд главной последовательности с активными хромосферами: у них линия HQ также часто о 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 (Т < Tef) пятен, которые могут занимать свыше 20% поверхности звезды и при этом, в отличие от пятен на Солнце, располагаются в околополярных областях [275, 283, 313, 314]. У WTTS неоднократно наблюдались кратковременные вспышки в оптическом диапазоне, а у некоторых из них — и всплески нетеплового 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 активными 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 Wиа > 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 Т ~ 105 К. 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 воли 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 < 1 т (см. раздел III. 1 диссертации) — 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 М0 и с угловым моментом, меньшим некоторого критического значения Jcr ~ 1052 гсм2/с должна быть молодая звезда, окруженная газопылевым (протопланетным) дискомсм. [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 ОI, SII, 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 [Sil] 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 (Г ~ 30 — 100 К) газа со скоростью ~ 10 — 30 км/с, которое получило название СО-потоков. Разлет молекулярного газа также имеет биполярный характер, но степень коллимации холодного ветра гораздо меньше, чем у джетов. Скорей всего, СО-потоки — это результат взаимодействия джетов с остатками 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 (SS 433, 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 поверхности звезды, скорость вращения которой на экваторе много меньше кепле-ровской. По этой причине на внутренней границе диска возникает тонкий (Ar Д") 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 Rt) 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].

2) В 1980 г. В. П. Гринин предположил, что в случае DF Tau 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 протоиланетным диском, однако высказал гипотезу, что отчасти переменность блеска DF Tau 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 Л > 1 мкм обусловлен излучением диска, нагрев вещества которого происходит как за счет выделения аккреционной энергии, так и в результате поглощения излучения звезды-Ь пограничного слоя. Оказалось, что такая модель позволяет воспроизвести наблюдаемые спектры TTS с большой величиной ИК избытка, если 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 (А) 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 F в разных спектральных диапазонах, использованные в [40, 26], были получены не одновременно, поэтому небольшие отличия расчетного спектра от наблюдаемого можно было объяснить 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 ~ Ю-7 М (c)/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 вращении 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.

Voo.

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 Tau, авторы предположили, что магнитное поле ди-польного типа с напряженностью ~ 1 кГс не позволит диску подойти к звезде на расстояние < 3 — 5 R*. На внутренней границе вещество диска вмораживается в силовые линии магнитного поля и соскальзывает вдоль них к звезде. Под действием сил тяготения газ ускоряется до скорости ~ V^, и высвечивает набранную кинетическую 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 иадающий 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, локализованного 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 ~ Ю-7 М (c)/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. предложили 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 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 туманности 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 • 103 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 одиночных 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 дипольной [194, 305, 411, 235]. Для звезды BP Tau были получены данные, показывающие, что эмиссия в линии Hei 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 Tau [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 на звезду газа в некоторых эмиссионных линиях оптического диапазона в предположении 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 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 длии воли от 912 до 3000 A.

1) Большинство CTTS имеют спектральный класс К или М, поэтому вкладом их фотосфер в наблюдаемый спектр при, А < 3000 А можно, как правило, пренебречь. Таким образом, в этом диапазоне можно исследовать излучение, обусловленное процессом 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 Hei и Hell 4686, которые, однако, являются субординатными.

3) В область длин волн от 912 до 3000 A попадает много резонансных линий нейтральных атомов наиболее обильных элементов, а также линии молекул Н2, 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, 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 II.1 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 Ьь01, причем среднее отношение g (Lx/Lb0i) — —3.8 для звезд с массами от 0.7 до 2 М0 примерно на порядок меньше т.н. уровня насыщения для аналогичных звезд главной последовательности. Среднее значение Lx ~ 2 • Ю30 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 PTOt 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 < lg Lx < 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 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, Cali, 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 длииной 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 (VT — 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 < 1017 см. и ширину ~ 1015 см. — эту часть джета часто называют микроджетом. Внутри микроджета имеются отдельные уплотнения, которые выглядят, как компактные эмиссионные туманности — некоторые из них обнаружили 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 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 Ne 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/ajiNe, где Vj ~ 300 км/с — скорость газа в джете, ан — 2 • Ю-13 см3/с [271] - коэффициент рекомбинации водорода, a Ne ~ 300 см-3 — значение электронной концентрации, ниже которой интенсивность излучения газа становится настолько малой, что джет становится практически невидимым. Поэтому при г > lj 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 • Ю-10 до Ю-8 М (c)/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 па 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 Mj: 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 поверхности аккреционного диска в результате совместного действия магнитных и центробежных сил. Сейчас рассматриваются два типа моделей, описывающих этот процесс, различие между которыми, грубо говоря, сводится к роли магнитного поля звезды в формировании ветра — см. обзоры [299, 207]. В зависимости от этого, в этих моделях существенным образом отличается размер области диска из которой происходит истечение: например, в модели магнитосферного Х-ветра [299] Щ < 10 — 20 Л", а в моделях «протяженного ветра» Щ может быть на полтора-два порядка больше [207, 123]. Однако все модели предсказывают, что вещество истекает из диска под сравнительно малым углом к его поверхности, а затем, на каком-то расстоянии от исходной точки, происходит коллимация ветра в квазицилиндрический джет, ось которого перпендикулярна плоскости диска. Отсутствие достоверной информации о вязкости и проводимости приводит к тому, что все модели дискового ветра — феноменологические, т. е. содержат набор свободных параметров, от которых зависит форма линий тока, а также распределение температуры и плотности в ветре. Поэтому вопросы о размере области диска, из которой «дует» ветер, и о расстоянии, на котором происходит коллимация ветра в джет остаются пока открытыми из-за дефицита наблюдательных данных — эти проблемы рассматриваются в разделе IV.6 диссертации.

Современное состояние проблемы активности СТТБ можно, на мой взгляд, охарактеризовать следующим образом. Высказанная в конце 80-х годов гипотеза о том, что активность этих объектов обусловлена дисковой аккрецией на замагниченные молодые звезды па качественном уровне подтверждена многочисленными наблюдениями. Уверенность в справедливости этой гипотезы настолько велика, что выражения «классические звезды типа Т Тельца» и «молодые (замагниченные) звезды с аккреционными дисками» все чаще и чаще употребляются, как синонимы. Однако первые попытки количественно объяснить эмиссионный спектр СТТЭ в рамках модели магнитосферной аккреции, предпринятые в последние 5−6 лет, показали, что, на самом деле, мы очень мало знаем о том, как именно у этих звезд происходит аккреция и истечение вещества.

Ситуация с Ае/Ве-звездами Хербига еще более неопределенна: хотя у этих звезд были обнаружены диски, до сих пор нет уверенности, что эти диски являются аккреционными — см. [407] и приведенные там ссылки. В любом случае, ввиду отсутствия у них магнитного поля, магнитосферная модель к этим звездам, заведомо, не применима, поэтому в диссертации мы о Ае/Ве-звездах Хербига говорить не будем.

Цель работы, ее актуальность, научная новизна, выносимые на защиту результаты и список публикаций.

Цель работы — количественная интерпретация спектров СТТБ в рамках модели маг-питосферной аккреции на основе расчетов спектра излучения аккрециониой ударной волны, а также оценка физических и кинематических параметров дискового ветра этих звезд.

Актуальность работы.

Сейчас почти никто не сомневается, что феномен СТТБ обусловлен магнитосфер-пой аккрецией вещества газо-пылевого диска, окружающего молодые звезды малой массы. Однако до сих пор нет единого мнения о том, где именно у СТТБ возникает эмиссия в континууме и линиях различных атомов и ионов, непонятно, где формируется рентгеновское излучение этих звезд. Практически не изучен вопрос о кинематике и физических условиях газа в магнитосфере СТТБ, равно как и о геометрии магнитного поля молодых звезд. Непонятно, почему, несмотря на приток углового момента, обусловленного аккрецией, СТТБ, в среднем, вращаются медленней, чем VTTS — молодые звезды того же возраста и массы, у которых аккреция отсутствует. Для решения этих проблем необходимо количественное сопоставление наблюдений с теоретическими моделями, которые описывают кинематику и спектр излучения аккрецируемого газа. В диссертации приведены результаты количественного сопоставления с наблюдениями результатов расчета спектра излучения АУВ в линиях ионов с зарядом 2 > +1.

Хорошо известно, что из окрестностей СТТБ происходит истечение вещества, которое на расстояниях свыше 10 а.е. от звезды наблюдается в виде биполярных дже-тов. Почти нет сомнений в том, что истечение вещества происходит с поверхности аккреционного диска, однако не известен ни размер области диска, из которой «дуст» ветер, ни расстояние от звезды, на котором происходит коллимация ветра в джет. До сих пор не ясно, все ли вещество дискового ветра коллимируется в джет, спорным является вопрос о темпе потери массы и величине углового момента, уносимого ветром. Некоторые из этих вопросов также рассматриваются в диссертации, и, я надеюсь, что полученные результаты позволят приблизиться к решению указанных проблем и наложить нетривиальные ограничения на класс моделей и/или их свободные параметры.

Научная новизна.

Впервые рассчитана структура ударной волны для физической ситуации, соответствующей аккреции вещества протопланетного диска на молодые звезды малой массы, т. е. для СТТБ. Впервые рассчитан спектр излучения этой волны в рентгеновском диапазоне, в наиболее интенсивных резонансных линиях УФ (АЛ 1000−3000 А), а также оптического (корональиые линии железа) диапазона. Впервые проведено сопоставление результатов этих расчетов спектра АУВ с наблюдениями, главным образом, с наблюдениями, которые были выполнены со спутников ШЕ, ШЭБАТ и Космического телескопа. При этом мной и моими соавторами были проанализированы почти все УФ спектры СТТБ, появившиеся в открытом доступе архива Космического телескопа к середине 2002 г., которых насчитывалось около 70 штук. Из 14 журнальных статей, в которых к началу 2004 г. опубликованы результаты анализа HST-спектров CTTS, десять написаны мной и моими соавторами.

Из анализа впервые была получена качественно новая информация о кинематике газа в магнитосфере и дисковом ветре CTTS, на основе которой, в частности, сделан принципиально новый вывод о том, что, по крайней мере, у исследованных звезд основная масса аккрецируемого вещества падает на звезду под малым углом к поверхности. Впервые предложены две альтернативных схемы, при которых возможен такой характер аккреции. Впервые также получена информация о возможных аномалиях кривой межзвездной экстинкции вблизи 2200 А в направлении на область звездообразования Tau-Aur.

Научная и практическая значимость полученных результатов определяется возможностью их применения для количественной интерпретации наблюдений индивидуальных CTTS. Особый интерес в этой связи представляет использование результатов расчета спектра АУВ в комбинации с недавно появившимися численными ЗБ-моделями аккреции на замагниченную звезду [204, 287]. Количественные оценки параметров истекающего газа, полученные нами из наблюдений звезды TW Нуа, позволят наложить существенные ограничения на феноменологические модели дискового ветра молодых звезд. Изучение характера межзвездной экстинкции в направлении на область звездообразования Tau-Aur позволит не только восстановить истинное распределение энергии в УФ континууме CTTS, но и глубже понять физические процессы, происходящие в окрестностях молодых звезд.

В соответствии со сказанным, результаты изложенных в диссертации исследований могут быть использованы во всех научных учреждениях, где изучают проблемы физики межзвездной среды, звездообразования, а также теорию магнитосферной аккреции и дискового ветра.

На защиту выносятся следующие основные положения:

1. Вывод о том, что линии дублетов СIV 1550, N V 1240, О VI 1035 и Si IV 1400, наблюдаемые в спектрах CTTS, образуются в аккреционной ударной волне (АУВ). Интенсивность и профили этих линий зависят как от параметров газа перед фронтом АУВ, так и от геометрии зоны аккреции и ее ориентации относительно наблюдателя. В частности, светимость АУВ в линиях дублета СIV 1550 должна быть порядка несколько процентов от болометрической светимости АУВ. Основой для этих утверждений служат впервые выполненные автором расчеты структуры АУВ CTTS, и рассчитанные на их основе профили и интенсивности вышеуказанных линий.

2. Вывод о том, что наблюдаемое у CTTS отношение светимости в линиях дублета СIV 1550 к аккреционной светимости намного меньше, чем это следует из расчетов автора. Этот факт интерпретируется как указание на то, что основная доля эмиссионного континуума и всей аккреционной светимости CTTS формируется в области, где газ падает на звезду почти по касательной к ее поверхности. Превращение кинетической энергии падающего газа в тепловую и последующее ее высвечивание происходит при этом в турбулентном слое у поверхности звезды.

3. Два альтернативных сценария, позволяющие объяснить наблюдаемый характер аккреции на CTTS: преимущественная аккреция на звезду через диск, который касается поверхности звезды, и чисто магнитосферная аккреция, при которой основная доля вещества падает на звезду почти по касательной к ее поверхности. Обе модели предполагают, что магнитное поле звезды вблизи ее поверхности существенно отличается от дипольного.

4. Вывод о том, что АУВ может быть ответственна лишь за мягкую (Е < 1 КэВ) компоненту рентгеновского излучения CTTS. Вывод основан на результатах расчета интенсивности излучения АУВ в рентгеновском диапазоне и в коро-нальных линиях ионов Fe Х-Fe XIV.

5. Вывод о том, что значительная часть наблюдаемого у CTTS излучения в резонансных интеркомбинационных линиях ионов с зарядом > +1 формируется вне АУВ, поэтому данные линии нельзя использовать для определения параметров АУВ. Вывод основан на сравнении расчетов автора с наблюдениями, которые были выполнены на Космическом телескопе.

6. Вывод о высокой 10% Lboi) светимости CTTS в линии LQ, и необходимости учитывать это обстоятельство при расчете теплового и ионизационного баланса околозвездного газа. Возбуждаемые Ьа-излучением линии Нг у разных CTTS формируются в различных областях: например, у RU Lup — в ударной волне, возникающей при взаимодействии джета с окружающей средой, а у TW Нуав атмосфере аккреционного диска.

7. Вывод о характере истечения газа из аккреционных дисков CTTS: а) истечение происходит постоянно, хотя параметры ветра могут заметно меняться с течением времениб) истекающий газ вначале движется почти вдоль диска, а коллимация ветра в джет начинается лишь после того, как скорость ветра достигает величины, близкой к конечной.

8. Вывод о том, что наблюдаемые особенности кривых блеска двойных CTTS DF Tau и GW Ori — результат динамического взаимодействия спутника с аккреционным диском. В случае DF Tau — это диск вокруг главной компоненты, а в случае GW Ori — внешний диск, внутри которого находится система.

Аппробация результатов. Результаты исследований, изложенные в диссертации, докладывались и обсуждались на научных семинарах в ГАИШ МГУ, ИКИ РАН, ИНАСАН, ФИАН, ГАО РАН, CAO РАН, в Обсерватории Каподимонте (Неаполь, Италия) и Обсерватории Арчетри (Флоренция, Италия), а также на математическом факультете университета Комплутенсе (Мадрид, Испания) и в институте Астрофизики им. Макса Планка (Гейдельберг, Германия).

Излагаемые в диссертации результаты были опубликованы в 1989;2004 гг. в 30 статьях рецензируемых журналов (из них 10 без соавторов):

1. Ламзин С. А., Линия Hell 4686 как индикатор природы эмиссионных областей звезд Т Тельца, АЖ 66, 1330−1334 (1989).

2. Гомес де Кастро А. И., Ламзин С. А., Шацкий Н. И., Профили линий ионов с высоким потенциалом ионизации и природа эмиссионных областей звезд Т Тельца, АЖ 71, 609−617 (1994).

3. Курт В. Г., Ламзин С. А., О линии La в спектрах молодых звезд, АЖ 72, 364−366 (1995).

4. Lamzin S.A., On the structure of the accretion shock wave in the case of young stars, A&A 295, L20-L22 (1995).

5. Giovannelli F., Vittone A., Rossi C., Errico L., Bisnovatyi-Kogan G.S., Kurt V.G., Lamzin S.A., Larionov M., Sheffer E.K., Sidorenkov V.N., Multifrequency monitoring of RU Lupi: I. Observations, A&A Suppl. 114, 341−361 (1995).

6. Lamzin S.A., Bisnovatyi-Kogan G.S., Errico L., Giovannelli F., Katysheva N.A., Rossi C., Vittone A., Multifrequency monitoring of RU Lupi: II. The Model, A&A 306, 877−891 (1996).

7. Эррико Л., Ламзин С. А., Теодорани М., Виттоне А. А., Джиованнелли Ф., Росси К., Возможно ли наблюдать излучение пограничного слоя фуоров?, Письма в АЖ 23, 687−692 (1997).

8. Ламзин С. А., Структура ударной волны в случае аккреции на молодые звезды малой массы, АЖ 75, 367−382 (1998).

9. Ламзин С. А., Гомес де Кастро А. И., Относительная интенсивность интеркомбинационных линий в УФ спектрах звезд типа Т Тельца, Письма в АЖ 24, 862−867 (1998).

10. Шевченко B.C., Гранкин К. Н., Мельников С. Ю., Ламзин С. А., Квазиалголь GW Ori. Природа затмений и оценка масс компонентов, Письма в АЖ 25, 505−511 (1998).

11. Ламзин С. А., О рентгеновском излучении звезд типа Т Тельца, связанном с аккреционной ударной волной, Письма в АЖ 25, 505−512 (1999).

12. Gomez de Castro A.I., Lamzin S.A., Accretion shocks in T Tauri stars. Diagnosis via semiforbidden UV lines ratio., MNRAS 304, L41-L45 (1999).

13. Errico L., Lamzin S.A., Vittone A.A., UV spectra of T Tauri stars from Hubble Space Telescope: RW Aur, A&A 357, 951−956 (2000).

14. Ламзин С. А., Профили интеркомбинационных линий в УФ спектрах звезд Т Тельца и анализ формы аккреционной зоны, АЖ 77, 373−383 (2000).

15. Ламзин С. А., Анализ УФ спектров звезд типа Т Тельца, полученных с космического телескопа: RU Lup, Письма в АЖ 26, 273−281 (2000).

16. Ламзин С. А., Анализ УФ спектров звезд типа Т Тельца, полученных с космического телескопа: RY Таи и HD 115 043, Письма в АЖ 26, 683−694 (2000).

17. Errico L., Lamzin S.A., Vittone A.A., UV spectra of T Tauri stars from the HST and IUE satellites: BP Таи, A&A 377, 557−565 (2001).

18. Lamzin S.A., Stempels H.C., Piskunov N.E., Formation of FeX-FeXIV coronal lines in the accretion shock of T Tauri stars, A&A 369, 965−970 (2001).

19. Lamzin S.A., Melnikov S.Yu., Grankin K.N., Ezhkova O.V., A possible dependence of DF Tau’s photometric activity on the relative orbital positions of binary components, A&A 372, 922−924 (2001).

20. Ламзин С. А., Виттоне А. А., Эррико JI., Анализ УФ спектров звезд Т Тельца, полученных с космического телескопа и спутника IUE: DF Таи, Письма в АЖ.

27, 363−375 (2001).

21. Lamzin S.A., UV spectra of T Таи stars from Hubble Space Telescope, Astron. & Astrphys. Trans. 20, 215−219 (2001).

22. Кравцова А. С., Ламзин С. А., Анализ УФ спектров звезд типа Т Тельца, полученных с Космического Телескопа и спутника IUE: DR Таи, Письма в АЖ.

28, 748−763 (2002).

23. Кравцова А. С., Ламзин С. А., Анализ УФ спектров звезд типа Т Тельца, полученных с Космического телескопа: оценка межзвездного поглощения и вклада аккреционной ударной волны в формирование эмиссионного континуума, Письма в АЖ, 28, 928−935 (2002).

24. Кравцова А. С., Ламзин С. А., Особенности распределения энергии в УФ континууме звезд типа Т Тельца, Письма в АЖ 29, 692−700 (2003).

25. Smirnov D.A., Fabrika S.N., Lamzin S.A., Valyavin G.G., Possible detection of of a magnetic field in T Таи, A&A 401, 1057−1061 (2003).

26. Ламзин С. А., Расчет профилей резонансных линий ионов СIV, N V, О VI и Si IV, образующихся в аккреционной ударной волне звезд типа Т Тельца. Плоский слой, АЖ 80, 542−555 (2003).

27. Ламзин С. А., Расчет профилей линий дублета СIV 1550 в аккреционной ударной волне звезд типа Т Тельца: случай аксиально симметричной радиальной аккреции, АЖ 80, 589−600 (2003).

28. Смирнов Д. А., Ламзин С. А., Фабрика С. Н., Измерение продольной компоненты напряженности магнитного поля FU Ori, Письма в АЖ, 29, 300−304 (2003).

29. Смирнов Д. А., Ламзин С. А., Фабрика С. Н., Чунтонов Г. А., О возможной переменности магнитного поля Т Таи, Письма в АЖ 30, 506−510 (2004).

30. Ламзин С. А., Кравцова А. С., Романова М. М., Баталья Ч., Кинематика и параметры газа в окрестности TW Нуа, Письма в АЖ 30, 460−475 (2004).

В работах, написанных с соавторами, мой вклад был не меньшим, чем других соавторов.

Результаты исследований, представленных в диссертации, были также опубликованы в печатном или электронном виде в монографиях и материалах конференций, на которых они докладывались:

1. Ламзин С. А., Звезды типа Т Тельца, Переменные Звезды 22, 885−889 (1988).

2. Giovannelli F., Rossi С., Covino Е., Errico L., Vittone A.A., Bisnovatyi-Kogan G.S., Kurt V.G., Sheffer E.K., Lamzin S.A., RU Lupi: simultaneous multifrequency five years monitoring, In A Decade of UV Astronomy with IUE, ESA SP-281, v.2, p.101−103 (1988).

3. Giovannelli F., Rossi C., Errico L., Vittone A.A., Bisnovatyi-Kogan G.S., Kurt V.G., Lamzin S.A., Sheffer E.K., Multifrequency monitoring of RU Lupi: observational results and a model, In Catalano S., Stauffer J.R. (eds), In Angular momentum evolution of young stars, Kluwer Academic Publishers, NATO ASI Conf. Ser. v.340, p.97−99 (1991).

4. Lamzin S.A., Hell 4686 line profile and the nature of hot regions of T Tauri stars, In Structure and emission properties of accretion disks, Proc. of IAU Coll. 129, Eds Bertout C. et.al., Paris, France, p.461−462 (1991).

5. Сурдин В. Г., Ламзин С. А., Протозвезды: где, как и когда образуются звезды, сс. 1−191., М., Наука (1992).

6. Lamzin S.A., Giovannelli F., Rossi С., Errico L., Vittone A.A., Bisnovatyi-Kogan G.S., Kurt V.G., Sheffer E.K., Observational constrains on collimation mechanisms in RU Lupi, In Errico L., Vittone A. (eds), In Stellar jets and bipolar outflows, Kluwer Academic Publishers, Dordrecht, p.115−118 (1993).

7. Lamzin S.A., The nature of hot regions of young stars, In The Nature and Evolutionary Status of Herbig Ae/Be stars PASP Conf. Ser. v.62, eds. The P. S, Perez M.R., van den Heuvel P.J., p.231−232 (1994).

8. Lamzin S.A., Periodical light variations of T Tauri stars as a result of disk accretion, Astrophys. Sp. Sci. 224, 211−214 (1995).

9. Lamzin S.A., On the possible role of CTTS’s La line emission in the acceleration and excitation of circumstellar matter, In Proc. of the Conference «Disks and outflows in young stars», Eds. Beckwith S., Staude J., Ouetz A. & Natta A., Springer-Verlag Hedelberg, Berlin, New-York, CD-ROM (1995).

10. Lamzin S.A., The structure of the shock wave in the case of an accretion onto low mass young stars, Astrophys. Sp. Sci. 261, 137−140 (1998).

Lamzin S.A., Teodorani M., Errico L. et al., Is it possible to observe radiation from FUORs boundary lasyer, Astrophys. Sp. Sci. 261, 145−147 (1998).

12. Larnzin S., Shevchenko V., Grankin К., Melnikov S., On the eclipses in GW Ori double system, Astrophys. Sp. Sei. 261, 167−169 (1998).

13. Surdin V.G., Lamzin S.A., Protosterne. Wo, wie und woraus entstehen Sterne?, pp.1−198, Johan Ambrosius Barth Verlag, Heidelber-Leipzig, Germany (1998).

14. Lamzin S.A., CTTS’s accretion shock: theory vs. HST/GHRS and VLT/UVES observationsin «The Origins of stars and planets: the VLT view», ESO Astrophysics Symposia v. XXVII, Eds. Alves J.F., McCaughrean M.J., Springer-Verlag, CD-ROM (2002).

15. Lamzin S.A., Kravtsova A.S., Two-stream accretion model for CTTS, in Proc. of the Conference «Open issues in local star formation», Ouro Preto, Brasil, Astrophys. & Space Sei. Library v.299 CD-ROM (2003).

16. Lamzin S.A., Smirnov D.A., Fabrika S.N., On the structure of magnetic field of T Tau, in Proc. of the Conference «Open issues in local star formation», Ouro Preto, Brasil, Astrophys. & Space Sei. Library v.299 CD-ROM (2003).

В соответствии с Оглавлением, структура содержательной части диссертации такова. Глава I посвящена расчету структуры плоско-параллельной ударной волны. В этой главе описаны постановка задачи, метод решения соответствующей системы уравнений радиационной газодинамики, а также приведены результаты численных расчетов и пояснен их физический смысл. Первый раздел этой главы посвящен изложению анализа наблюдательных данных, полученных при моем участии до середины 90-х годов, на основании которых я пришел к выводу о необходимости расчета структуры и спектра излучения АУВ CTTS.

Во второй главе диссертации приведены результаты расчета профилей и/или интенсивности некоторых линий ионов с зарядом Z > +1 в спектре АУВ, которые были выполнены на основе данных, полученных в Главе I. В разделах II. I-II.IV соответственно рассмотрено излучение в рентгеновском диапазоне, в корональных линиях ионов FeX — Fe XIV, в резонансных интеркомбинационных линиях, и в наиболее интенсивных линиях Liи Na-подобных ионов.

IV.8 Основные результаты Главы IV.

Для шести СТТБ мной и моими соавторами были проанализированы наблюдательные данные, позволившие получить нетривиальную информацию о характере аккреции и истечения вещества. Наибольший интерес, на мой взгляд, представляют следующие результаты.

У звезд ИУ Таи и ВР Таи были обнаружены нестационарные явления типа вспышек, которые, скорей всего, связаны с быстрой переменностью темпа аккреции. Приведены аргументы в пользу того, что вековые изменения кривой блеска звезд СУ Оп и БЕ Таи обусловлены процессом динамического взаимодействия спутника с аккреционным диском главной компоненты (в случае БЕ Таи) или внешним диском, внутри которого находится система (в случае С¥Оп).

На примере звезд ВР Таи и ЯШ Аиг показано, что переменность профилей и интенсивности спектральных линий может быть обусловлена не только нестационарным характером аккреции, но и вращательной модуляцией, т. е. изменением ориентации акрреционной зоны и магнитосферного течения относительно наблюдателя при вращении звезды.

Исследована кинематика вещества в окрестности звезд Б11 Таи и Т¥Нуа. Показано, что у этих звезд, как и у ВР Таи, аккрецируемое вещество вначале поднимается над плоскостью диска на высоту ~ и лишь затем падает на звезду. Абсорбционные компоненты в синем крыле линий образуются у звезд БЯ Таи и ТУ Нуа в веществе, которое движется практически перпендекулярно плоскости диска, т. е. в той части ветра, которая уже сколлимировалась в джет. В случае ТУ Нуа, удалось количественно оценить физические и кинематические характеристики газа в основании джета, а также показать, что область диска, из которой происходит истечение, имеет радиус не более 0.5 а.е.

В случае звезды Т¥Нуа, которая видна почти с полюса, показано, что истекающее вещество движется вначале почти вдоль диска, а его коллимация начинается лишь после того, как скорость газа станет сравнимой с предельной скоростью в дже-те. Аналогичная картина наблюдается и у звезды СУ Оп, которая видна почти с экватора. Это позволяет предположить, что указанный характер движения вещества дискового ветра — общий для всех СТТБ.

Заключение

.

Проявления активности CTTS весьма разнообразны, причем не только в количественном, но и в качественном отношении: поток в континууме во всех спектральных диапазонах (от радио до рентгеновского), относительная интенсивность и профили эмиссионных линий, а также характер переменности сильно меняются от звезды к звезде и у каждой звезды с течением времени. Отсутствие достоверной информации о законе межзвездной экстинкции в направлении на области звездообразования, а также возможность взаимодействия аккреционного диска со звездами-спутниками и/или протопланетами еще больше усложняют интерпретацию наблюдений. В результате, редкая теоретическая работа, посвященная CTTS, обходится без жалоб на дефицит наблюдательных данных, а для (многочисленных!) «наблюдательных» статей характерны сетования по поводу отсутствия количественных теоретических моделей.

Лишь в последние годы стало ясно, что проблемы с интерпретацией наблюдательных данных обусловлены тем, что излучение CTTS формируется в нескольких пространственно разнесенных областях с весьма различными физическими условиями: в диске, дисковом ветре, аккрецируемом газе и хромосферно-корональных активных областях. Это, в частности, означает, что прежде чем пытаться воспроизвести наблюдаемый спектр эмиссионного континуума или профили каких-нибудь линий в рамках той или иной модели, следует убедиться, что рассматриваемое излучение формируется в той области, которую описывает модель. Насколько это банальное утверждение актуально для CTTS видно из истории интерпретации бальмеровских линий водорода: профили и/или интенсивности этих линий последовательно интерпретировались в рамках моделей «вспышечного» ветра [215], истекающей короны [349], холодного хромосферного ветра, ускоряемого давлением МГД волн [85, 150], магнитосферно-го течения [259, 260]. В каждой из указанных работ утверждалось, что результаты расчетов согласуются с наблюдениями, а полученные оценки темпа истечения и/или аккреции впоследствии использовались другими авторами для выявления «общих закономерностей» активности молодых звезд. Понятно, что полученные па основе таких данных выводы мало чего стоят, если линии водорода, на самом деле, формируются одновременно в турбулентном слое, магнитосфере и дисковом ветре — см. стр. 156.

Учитывая эту проблему, я предложил акцентировать внимание на линиях «высокотемпературных» (Z > +1) ионов, которые, как мне казалось, формируются только в АУВ. Я полагал, что определив параметры АУВ с помощью этих линий можно будет впоследствии определить вклад АУВ и в линии атомов и ионов с зарядом +1, что затем позволит корректно определить физические условия в хромосфернокорональных областях и ветре CTTS. Такой подход к изучению феномена АУВ был сформулирован еще в 1990 г., когда идея о магнитосферной аккреции, как причине активности CTTS, только начинала обсуждаться. Это определило мой последующий интерес к изучению спектров молодых звезд в диапазоне длин волн от 1000 до 3000 АА, в котором лежат резонансные линии «высокозарядных» ионов: наряду со спектрами, полученными со спутника IUE, мной и моими соавторами были проанализированы почти все УФ спектры CTTS, появившиеся к середине 2002 г. в открытом доступе архива Космического телескопа, общим числом около 70. Из 14 журнальных статей, в которых к началу 2004 г. опубликованы результаты анализа HST-спектров CTTS, десять написаны при моем участии.

Чтобы заложить основы для количественного анализа спектров CTTS необходимо было рассчитать спектр излучения АУВ. В 1995 г. я показал, что для решения этой задачи следует рассчитать структуру плоско-параллельной, стационарной в эйлеровых координатах ударной волны, у которой вдали перед фронтом скорость Vo и плотность No газа лежат в диапазоне от 200 до 400 км/с и от 1011 до 1013 см-3 соответственно. Численное решение соответствующей системы уравнений радиационной газодинамики позволило впервые (1998 г.) найти распределение температуры и плотности газа, а также относительное обилие почти 100 ионов десяти наиболее распространенных элементов вдоль линий тока для АУВ CTTS. При этом тестовые расчеты показали, что в рамках исходных предположений структура волны найдена правильно, а результаты численных расчетов a posteriori подтвердили справедливость исходных предположений, которые позволили упростить систему уравнений газодинамики в рассматриваемой физической ситуации.

Полученные результаты были затем использованы для расчета спектра рентгеновского излучения АУВ (1999 г.), а также интенсивностей и/или профилей наиболее важных линий ионов с зарядом Z > +1: резонансных интеркомбинационных линий (1999 г.), корональных линий FeX-FeXIV (2001) и линий дублетов СIV 1550, N V 1240, О VI 1035, SiIV 1400 (2003 г.).

Количественное сравнение расчетов с наблюдениями, выполненное за пять последних лет, показало следующее.

• Верхние пределы потока в корональных линиях ионов FeX-FeXIV, полученные нами из наблюдений, показывают, что у CTTS эмиссия в оптическом и УФ диапазонах (в линиях и континууме) обусловлена аккрецией, а не хромосферно-корональной активностью. Вместе с тем, ренгеновское излучение CTTS в диапазоне Е > 1 КэВ обусловлено не АУВ, а активными областями. Пока не ясно, идет ли речь о совокупности многих мелкомасштабных образований, подобно тому как это имеет место на Солнце, или горячая плазма сосредоточена в области вблизи магнитного экватора, будучи ограничена замкнутыми силовыми линиями крупномасштабного поля звезды.

• Имеются прямые доказательства того, что какая-то доля вещества аккреционного диска падает на центральную звезду, порождая АУВ. Вместе с тем, впервые были приведены количественны аргументы в пользу того, что основная доля кинетической энергии аккрецируемого вещества высвечивается не в результате нагрева за фронтом АУВ, а в турбулентном слое. Это означает, что основная доля аккрецируемого газа падает на звезду под малым углом к ее поверхности. В этой связи предложено два альтернативных сценария, позволяющие объяснить наблюдаемый характер аккреции на CTTS: преимущественная аккреция на звезду через диск, который касается поверхности звезды, и чисто магнитосферная аккреция, при которой основная доля вещества падает на звезду почти по касательной к ее поверхности. Обе модели предполагают, что магнитное поле звезды вблизи ее поверхности существенно отличается от дипольного.

• Исходная идея о преимущественном формировании УФ линий «высокозарядных» ионов в АУВ, скорей всего, справедлива лишь для линий ионов с зарядом > +2 — только эти линии можно использовать для диагностики АУВ. Сказанное также означает, что в дисковом ветре CTTS нет областей, температура которых заметно превышает ~ 30.000 К.

• В отличие от распространенного мнения, существенная доля эмиссии в линиях SiIII] 1892 и CHI] 1909, например, может быть обусловлена либо газом магнитосферы за пределами зоны, прогреваемой излучением АУВ, либо горячими областями дискового ветра — это значит, что оценки параметров аккреции (темп аккреции, площадь зоны аккреции), полученные из анализа интенсивно-стей этих линий, нельзя считать достоверными.

• Порядка 10% аккреционной светимости CTTS приходится на излучение в линии Lq, и это обстоятельство является существенным, до сих пор никем не учитываемым фактором, влияющим на тепловой и ионизационный баланс околозвездного газа. В частности, Ьа-излучение ответственно за флуоресцентную накачку УФ линий молекулярного водорода, которые могут образовываться либо в атмосфере аккреционного диска, либо в ударной волне, возникающей при взаимодействии дискового ветра с окружающей средой.

• УФ диапазон весьма удобен для исследования ветра CTTS: в отличие от оптического диапазона, в этой области спектра всегда видны абсорбционные линии, смещенные в область коротких длин волн. Это дает основание утверждать, что истечение вещества из аккреционных дисков этих звезд происходит постоянно, а не эпизодически, хотя параметры ветра могут заметно меняться с течением времени. Впервые из наблюдений удалось показать, что истекающий газ вначале движется почти вдоль диска, и лишь после того, как его скорость достигнет величины близкой к конечной, он начинает коллимироваться в джет. В случае звезды TW Нуа впервые удалось оценить размер области диска, из которой происходит истечение вещества, расстояние от диска, на котором происходит коллимация ветра в джет, а также параметры газа в джете.

• В УФ диапазоне имеют место явления типа вспышек — изменения потоков и профилей линий на временных интервалах много меньших, чем период вращения звезды, что, вероятно, связано с нестационарным характером аккреции. Анализ исторических кривых блеска привел нас к выводу, что вековые вариации темпа аккреции у двойных CTTS DF Tau и GW Ori обусловлены процессом динамического взаимодействия спутника с диском главной компоненты (в случае DF Tau) или внешним диском, внутри которого находится система (в случае GW Ori).

• Величина и зависимость межзвездной экстинкции от длины волны в направлении на CTTS известна очень плохо: оценки величины Ау, выполненные по спектрам УФ диапазона, оказываются, как правило, меньше значений, полученных из наблюдений в оптическом диапазоне. Причиной этого может быть как завышение значений Ау по оптическим спектрам, так и дефицит мелких пылинок в областях звездообразования. Таким образом, проблема коррекции наблюдаемого распределения энергии в спектрах CTTS за межзвездное поглощение оказывается связанной с вопросом о физике пыли внутри областей звездообразования.

Все вышеперечисленные результаты являются новыми, и это показывает, что «ставка» на количественный анализ УФ спектров CTTS на основе расчетов спектра излучения АУВ себя оправдала. Это, конечно, не значит, что у CTTS нужно исследовать лишь УФ область спектра. Как раз, наоборот: количественную информацию о кинематике и физических условиях в околозвездном газе мы смогли получить лишь в случае TW Нуа, поскольку она оказалась единственной звездой, для которой в нашем распоряжении оказались не только УФ, но и оптические спектры высокого разрешения. К сожалению, наблюдательных данных в УФ диапазоне для CTTS катастрофически не хватает, и ситуация кардинально не измениться до тех пор, пока не будет выведена на орбиту специализированная УФ обсерватория WSO/UV [274]. Только тогда можно рассчитывать на возможность получить, хотя бы, для нескольких CTTS серию спектров достаточно высокого разрешения на временном интервале, охватывающем, как минимум, два периода вращения звезды.

Когда появятся такие данные, можно будет попробовать определить параметры АУВ, анализируя переменность профилей линий, вызванную изменением ориентации АУВ относительно наблюдателя при вращении звезды вокруг оси. Приведенные в разделе II.4 зависимости 7&bdquo-(/х, Vo, Nq) для линий СIV 1550, например, будут лежать в основе этого метода, подобно тому, как зависимости полученные из расчетов моделей звездных атмосфер, лежат в основе классической доплеровской томографии. При этом можно будет проверить, насколько адекватно описывают процесс ма-гитосферной аккреции недавно выполненные численные трехмерные МГД расчеты [287]. Идея выглядит многообещающей, однако пока не ясно, удастся ли разделить наблюдаемые у CTTS изменения профилей на периодическую составляющую и стохастическую компоненту, обусловленную нестационарным характером аккреции.

Особый интерес астрономов сейчас привлекает процесс формирования планет, который начинается в тот период, когда молодые звезды находятся на стадии CTTSсм. заключительную часть раздела IV.6, посвященную звезде TW Нуа. Влияние УФ [70], рентгеновского [112, 114] и La [36] излучения центральной звезды на физические условия и химический состав в зоне формирования планет может быть весьма существенным, поэтому в ближайшие годы интерес к феномену активности CTTS, несомненно, сохранится. Эти звезды значаться в списках первоочередных объектов на самых крупных из существующих и разрабатываемых телескопов и интерферометров, поэтому нет сомнений, что в ближайшее десятилетие объем наблюдательной информации о СТТБ резко возрастет.

Следует признать, что через 60 лет после начала исследований звезд типа Т Тельца, мы все еще далеки от количественного понимания феномена активности этих объектов: пока ни для одной конкретной звезды не известны ни геометрия магнитного поля, ни кинематические и физические параметры газа в окрестностях звезды и на ее поверхности. Этот факт обусловлен сложностью и разнообразием процессов, порождающих наблюдаемые явления. История исследования звезд типа Т Тельца показывает, что результаты новых наблюдений не раз заставляли отказываться от ставших привычными моделей, поэтому свою работу я рассматриваю, как вклад в формирование «современных представлений» о природе активности СТТБ, в основе которых лежит гипотеза о ключевой роли магнитосферной аккреции.