Активність молодих зірок сонячної маси

Крім інтенсивності емісійного спектра, класичні TTS відрізняються значними надлишками випромінювання в інфрачервоній (ІЧ) і ультрафіолетовій (УФ) областях спектра. ІЧ надлишки обумовлені випромінюванням пилу в навколозоряних дисках. Диски можуть бути не тільки пасивними, перевипромінюючими світло центральної зірки, але й активними, акреційними. У цьому випадку їхня світність може перевищувати світність центральної зірки. Передбачається, що УФ надлишки також обумовлюються присутністю акреційного диска: акреція речовини диска на поверхню зірки приводить до утворення високотемпературного ударного фронту [43]. Присутність гарячих джерел можна помітити за ефектом вуалювання фотосферного спектра, а падіння речовини на зірку часто проявляється в профілях емісійних ліній. Більш помітний, однак, зворотний процес - інтенсивне витікання речовини (вітер). Темп утрати маси CTTS оцінюється як 10^-8-10^-7 M за рік, що відповідає механічному потоку енергії від 1% до 10% болометричного потоку випромінювання зірки [44]. Частина речовини, що витікає, колімується у вузькі струмені (джети), які звичайно спостерігаються у світлі заборонених емісійних ліній [SІІ], [NІІ] і ін. Довжина джетів CTTS сягає сотні астрономічних одиниць. Механізм утрати маси CTTS, очевидно, має зв'язок з механізмом акреції, тому що спостерігається кореляція між iндiкаторами вітру (світність у лінії Hб і в заборонених лініях) і iндiкаторами дискової акрецiї (ІЧ світність) [45].

Єдиної моделі TTS, яка пояснювала б більшість явищ, що спостерігаються, поки ще не існує. Є моделі внутрішньої будови цих зірок, моделі хромосфери і зоряного вітру, моделі акреційних дисків і магнітосферної акреції (див. огляди [44, 46, 47]).

Розділ 2 присвячений магнітній активності TTS. Концепція магнітної активності TTS була сформована дисертантом, разом з О.Г. Щербаковим ще в середині 70-х років [25]. Суть ідеї полягала в тому, що спостережувану змінність TTS, як фотометричну так і спектральну, можна пояснити тими ж процесами (зменшення конвекції магнітним полем і нагрівання верхніх шарiв атмосфери МГД хвилями), які діють на Сонці, якщо припустити присутність на цих зірках великомасштабних структур магнітного поля з напруженістю на поверхні порядку кілогауса. Згідно цієї концепції на зорях типу Т Тільця мають бути активні області - холодні плями і хромосфера над ними - і, крім того, магнітне поле повинно впливати на навколишнє середовище. В той час ще не було достатніх даних спостережень для обґрунтування цих висновків, і ця концепція базувалась на аналогії сонячної магнітної активності (плями, хромосфера, сонячний вітер) з тим, що спостерігалось на зорях типу Т Тільця (змінність блиску, хромосферний спектр, зоряний вітер). Подальші дослідження показали, що активність сонячного типу дійсно присутня в молодих зірках, хоча вона і не є єдиним механізмом їх змінності.

Найочевиднішим проявом магнітних полів на зірках є холодні плями. Присутність холодних плям на TTS була спочатку знайдена за обертальною модуляцією блиску зірок із слабкими емісійними лініями (WTTS) в ході спеціальних програм фотометричного моніторингу, які проводилися різними групами спостерігачів у 80-і роки. Найбільша амплітуда періодичної змінності спостерігається у WTTS 410 Tau.

У 1992 р. на телескопі ЗТШ була одержана серія спектрів цієї зірки в області молекулярної смуги TiO 7100 Е з метою підтвердження гіпотези холодної плями. Показано, що глибина смуги дійсно збільшується в мінімумі блиску. З порівняння спостережених і модельних спектрів визначена температура незбуреної фотосфери T_eff=4250 К і температура плями T_spot=2900 К. Потім була поставлена задача: визначити розміри області, яка випромінює в емісійній лінії Hб. Для цього в 1993 р. була отримана серія спектрів у області Hб в різних фазах періоду обертання. Знайдено, що при обертанні зірки вузький компонент лінії Hб зміщується в межах ±25 км/с. При відомих параметрах зірки і широті плями це означає, що область, яка випромінює, знаходиться дуже близько до поверхні зірки, на висоті h<0.1 R. Спостереження показали, що інтенсивність емісії Hб зростає при проходженні холодної плями по видимому диску зорі. Звідси зроблено висновок про те, що лінія Hб утворюється в хромосфері над плямою. Окрім вузького хромосферного компонента в лінії Hб знайдені також широкі крила, що тягнуться симетрично до відстані, яка відповідає ±300 км/с. Ці крила присутні постійно, незалежно від положення холодної плями. Оскільки в спектрі V410 Tau немає ознак акреції або витікання речовини, широкі крила Hб утворюються, можливо, в результаті постійної активності мікро-спалахів.

Окрім спектральних даних були проаналізовані результати фотометричних спостережень V410 Tau в період з 1986 по 1992 рр. З використанням моделі плями була розрахована діаграма Д(V-R) ~ ДV, яка дозволяє за спостережуваними значеннями амплітуд кольору і блиску визначити ефективну площу, зайняту плямами, і різницю температур незбуреної фотосфери і заплямованої області (Рис.1).

Рис.1. Варіації блиску і кольору V410 Tau як функція температури і ефективної площі плям в проекції на видиму поверхню зорі. Криві однакової площі показано пунктирними лініями. Криві однакової температурної різниці фотосфери і плями показані неперервними лініями. Точки - спостережувальні значення варіацій блиску і кольору в різні роки спостережень

Знайдено, що ці параметри заплямованої області змінюються з року в рік, а іноді і протягом декількох місяців; ефективна площа змінюється від 32 до 42 % видимої поверхні зірки, різниця температур - від 1200 до 1600 К. Положення заплямованої області на поверхні зірки залишалося стабільним впродовж всіх семи років спостережень. Це накладає обмеження на величину диференційного обертання зірки: ДЩ/Щ_equ<0.001.

У Розділі 3 приведені результати перших "патрульних" спектральних спостережень двох класичних зірок типу Т Тільця (CTTS) - RW Aur і RY Tau, виконаних з метою визначення характеру газових потоків навколо CTTS.

Магнітні поля TTS, які проявляють себе на рівні фотосфери утворенням холодних плям, мають також впливати і на безпосереднє оточення зорі в межах декількох зоряних радіусів. Великомасштабні рухи газу в навколозоряних оболонках TTS можна досліджувати за змінністю профілів спектральних ліній.

У період 1979-1982 рр. на телескопі ЗТШ, за допомогою спектрографа в фокусi Несмита було одержано близько 140 спектрів RW Aur в основному в області ліній Hб і Hв. Ця зірка, як і багато інших CTTS, має широкі емісійні Бальмерівські лінії з компонентом абсорбції, зміщеним в короткохвильовий бiк, через що профіль лінії виглядає роздвоєним. Компонент абсорбції утворюється в потоці газу, що віддаляється від зірки (у зоряному або дисковому вітрі). Залежно від швидкості витікання на промені зору, відношення інтенсивностей двох піків в профілі Бальмерівських ліній змінюється.

Основним результатом спостережень було виявлення періодичної складової в змінності профілів Hб і Hв. Період близько 5.4 доби присутній тільки протягом декількох місяців в 1980-1981 рр. Було показано, що витікання речовини спостерігається в профілях Hб і Hв, тоді як вищі члени Бальмерівської серії показують ознаки падіння речовини на зірку, тобто на промені зору в проекції на зірку присутні одночасно два потоки - вітер і акреція. Квазіперіодичні зміни профілів Бальмерівськіх ліній були інтерпретовані як обертальна модуляція зоряного вітру, яка виникає як результат аксіальної асиметрії магнітного поля. Це було однією з непрямих вказівок на наявність у TTS досить сильного глобального магнітного поля, що контролює рух газу поблизу зірки.

Характерні швидкості газу навколо TTS складають за порядком сотні км/с, тому для бiльш детального вивчення динамiки газових потокiв необхідна спектральна роздільнiсть біля 10 км/с. На початку 1980-х років були лише окремі спектри TTS такої роздільностi, які показували складні профілі емісійних ліній. Спостереження слабких зірок з високою спектральною роздільною здатністю вимагають використовування детекторів з високою чутливістю. У 1985 р. на ЗТШ, в спектрографі фокусу куде була встановлена ПЗЗ камера, що дозволило почати регулярні спостереження TTS із спектральною роздільностю 15 км/с.

Спостереження CTTS RY Tau проводилися в 1987-1990 рр.; за 40 ночей спостережень було одержано 60 спектрів в області ліній NaI D і Hб. У профілі ліній дублета NaI D знайдено компоненти абсорбції, що з'являються як з короткохвильової, так і з довгохвильової сторони від фотосферних ліній NaI D, на променевій швидкості до 100 км/с відносно зірки. Це явище схоже на "зоряні протуберанці" - хмари холодного газу, які рухаються усередині гарячої корони. Проте в тих випадках, коли зміщена в короткохвильову сторону абсорбція спостерігалася одночасно в NaI D і Hб, швидкість в лінії Hб була набагато вищою, ніж в NaI D. Це може бути в тому випадку, якщо промінь зору перетинає не дискретну хмару, а потік газу з радіальним градієнтом швидкості. Таким чином, спостереження RY Tau вказують на рух газу як до зірки, так і від зірки з швидкостями біля 100 км/с.

Розділ 4 присвячений першим результатам спостережень TTS за допомогою ешельного спектрографа високої роздільної здатності COФІН, виготовленого в Кримській астрофізичній обсерваторії спільно з фінськими колегами і встановленого на 2.5-м телескопі Нордік (NOT) на о. Ла Пальма (Іспанія). В проектуванні і виготовленні спектрографа дисертант приймав безпосередню участь. У 1992-1994 рр. було проведено декілька серій спостережень двох CTTS: SU Aur і BP Tau. Детальніше досліджена зірка SU Aur, яка показує більшу змінність спектральних ліній.

Профілі Бальмерівських ліній, дублета NaI D і лінії HeI 5876 Е показують значні зміни від ночі до ночі. Найхарактернішою особливістю спектра SU Aur є одночасна присутність ознак як вичерпування речовини, так і акреції. Компоненти абсорбції, якi формуються у вітрi, найбільш явно виражені в лініях Hб і Hв, тоді як акреційні компоненти переважають в лініях Hг, Hд і HeI. Це вказує на те, що акреція відбувається у внутрішніх частинах навколозоряної оболонки, а витікання - в зовнішніх. Цей результат узгоджується з моделлю магнітосферної акреції Шу і ін. [48], в якій як акреція, так і вітер беруть початок на внутрішній межі акреційного диска, поблизу радіуса коротації.

У Бальмерівських лініях спостерігаються періодичні варіації швидкості падіння газу з амплітудою 50 км/с і з періодом близько 3 діб. Це можна інтерпретувати як обертальну модуляцію внаслідок нахилу магнітної осі до осі обертання зірки. У загальному випадку при похилій магнітосфері може виникати два акреційних струмені, тоді період обертання зірки повине н бути близько 6 діб. Проте радіус зірки R = 3.2 R, який визначено із світності і температури, і проекція швидкості обертання х sin i = 66 км/с вказують на те, що період обертання не може бути більше 3 діб. Це означає, що спостерігається тільки один струмінь акреції, причому зірку видно практично в площині екватора обертання. Причиною стабільної асиметрії акреції окрім нахилу магнітної осі може бути присутність невідомого маломасивного компонента в системі.

Знайдено, що витікання речовини (вітер), яке спостерігається в зміщеній в синiй бiк абсорбції, відбувається не постійно, а імпульсно: спостерігався викид газу зі швидкістю 240 км/с, яка потім зменшувалася до 130 км/с протягом трьох діб. Нерівномірне, імпульсне витікання речовини свідчить про те, що система "зірка - магнітосфера - диск" не є стабільною в часі. Викиди речовини зв'язані, імовірно, з перебудовою, що повторюється, магнітного поля - розривом магнітних силових ліній і викидом плазми в навколозоряний простір.

При характерних параметрах TTS (M=1M, R=2R) і при характерній швидкості падіння газу ~200 км/с, яка спостерігалась за зміщенням акреційних компонентів ліній, газ, який наближається до поверхні зорі, проходить відстань, порівнянну з радіусом зорі, приблизно за 2 години. Якщо потік речовини не однорідний, то можна чекати змінності в червоному крилі на шкалі часу порядку години. Для виявлення швидкої змінності емісійних ліній були проведені спеціальні спостереження класичної TTS BP Tau. Ця зоря має фотосферний спектр K5-K7 V із змінним вуалюванням, викликаним, імовірно, існуванням гарячих плям на її поверхні. На відміну від SU Aur, BP Tau видно не в площині екватора: фотосферні лінії вузькі, х sin i = 10 км/с, а кут нахилу вісі обертання до лінії зору становить, за різними визначеннями, від 32 до 49 градусів. На спектрографі СОФІН, з роздільною здатністю 4.7 км/с, протягом чотирьох ночей були одержані серії спектрів BP Tau з часовою роздільністю менше години. Обчислена дисперсія інтенсивності за профілем Hб, як функції часового інтервалу між експозиціями. Показано, що профіль Hб змінюється на шкалі часу за декілька годин. Дисперсія в обох крилах лінії монотонно зменшується зі зменшенням часового інтервалу від 7 годин до 0.5 годин.

Хоча швидка змінність профілю Hб дійсно спостерігається, на шкалі часу біля години значної змінності подібної до тієї, що спостерігається на добовій шкалі часу, вже нема. Можна зробити висновок, що акреція газу біля зорі - це скоріш безперервний потік, аніж дискретні події. Змінність на шкалі порядку добової може бути пов'язана з неоднорідностями на внутрішній межі акреційного диску, де час орбітального руху складає декілька діб.

Розділ 5 присвячений найдетальнішому вивченню спектральної і фотометричної змінності зірки RW Aur. Ця зірка має велику амплітуду змінності блиску, явні акреційні компоненти спектральних ліній і великий рівень вуалювання фотосферного спектра (veiling). Спектральні спостереження RW Aur проводилися дисертантом протягом п'яти сезонів спостереження з 1995 по 1999 рр. (всього 38 ночей) на телескопі NOT. RW Aur - це потрійна система, в якій спостерігався лише яскравий компонент RW Aur А, а вторинні компоненти В та С знаходились за межами вхідної щілини спектрографа. Відношення сигнал-шум в континуумі біля Hб складало, в середньому, більш 100, а похибка шкали довжин хвиль не перевищувала 0.3 км/с. Одночасно проводилися і фотометричні спостереження для того, щоб знайти передбачуваний зв'язок між спектральними ознаками акреції і яскравістю зірки. Блиск зірки мінявся в межах V = 9.^m8-11.^m0, що охоплює більшу частину діапазону змін блиску RW Aur, які спостерігалися за останні 30 років.

Не дивлячись на те, що в спектрі RW Aur є бленди широких емісійних ліній, вдалося розкласти його на декілька складових: 1) фотосферний спектр зірки K1-K4 V, х sin i <18 км/с, середній рівень veiling = 2; 2) широкі емісійні лінії нейтральних і одноразово іонізованих металів, що мабуть утворюються в магнітосфері зірки; 3) зміщені в довгохвильову сторону компоненти абсорбції емісійних ліній (так звані "акреційні компоненти"), що вказує на рух газу до зірки із швидкістю до 400 км/с (Рис.2); 4) зміщені в короткохвильову сторону компоненти абсорбції Бальмерівських ліній, що вказує на витікання речовини (вітер); 5) вузькі емісійні лінії HeI і HeII, що утворюються, імовірно, на рівні хромосфери, в області акреційних потоків газу; 6) заборонені лінії [OI] і [SII], які утворюються на великих відстанях від зірки, в біполярних джетах.

Рис.2. Змінність профілів ліній в спектрі RW Aur. Видно широкий і вузький компоненти лiнії HeI і aкреційні компоненти ліній HeI і NaI D1. Шкали променевих швидкостей вказані для HeI 5875.6 Е і NaI D1 5895.9 Е.

Найглибші акреційні компоненти, які досягають 50% від рівня континууму, спостерігаються в лініях OI 7773 Е і NaI D. Акреційні компоненти ліній низького потенціалу збудження (1-2 eV) зміщені на 0-100 км/с, тоді як у ліній високого збудження (>7 eV) це зміщення складає 200-400 км/с. Це є свідченням того, що газ, який падає, нагрівається в міру наближення до поверхні зірки. Одержані також свідчення того, що механізм прискорення вітру пов'язаний з акрецією: у моменти посилення акреційних компонентів на швидкості від 0 до +200 км/с спостерігається також посилення ознак вітру в Бальмерiвських лініях на швидкості біля -100 км/с.

Основний результат - це відкриття періодичних змін променевих швидкостей різних компонентів спектра. Променева швидкість фотосферних ліній змінюється синусоїдально з періодом 2.5-2.9 діб і з амплітудою ±6 км/с щодо середньої променевої швидкості зірки V_r = +16 км/с. З таким же періодом, але із зміщенням фази, змінюються променеві швидкості вузьких ліній HeI, а також інтенсивності вузьких ліній HeI і акреційних компонентів. Еквівалентні ширини широких емісійних ліній змінюються з подвоєним періодом, приблизно 5-6 діб. Розглянуто дві моделі, які пояснюють спостережувані періодичності спектральних ліній: 1) подвійна зірка з маломасивним (0.05 M) вторинним компонентом на круговій орбіті радіусом 8.5 R з орбітальним періодом 2.5-2.9 діб і 2) поодинока зірка з періодом осьового обертання 5-6 діб, з нахилом магнітної осі і з двома акреційними потоками. Для другої моделі були обчислені синтетичні спектри зорі з двома плямами хромосферної емісії на поверхні. Показано, що ця модель пояснює спостережувану змінність променевих швидкостей абсорбційних та емісійних ліній. Проте, кожна з вказаних моделей має свої слабкі сторони і потребує перевірки спостереженнями з більш високою спектральною роздільною здатністю.

Окрім періодичних варіацій променеві швидкості вузьких емісійних ліній показують систематичне зміщення відносно фотосферного спектра на +10 км/с в лінії HеI і +20 км/с в лінії HeII. Це вказує на їхнє утворення в області акреційного потоку, за ударним фронтом, де швидкість падіння газу вже невелика. Спостерігається кореляція в змінах інтенсивності ліній HeI і акреційних компонентів.

У разі аксіально-несиметричної акреції можна чекати ефект обертальної модуляції блиску зірки, оскільки модель магнітосферної акреції припускає наявність гарячої фотосферної плями в основі акреційної колони. З метою виявлення цього ефекту було проаналізовано великий масив фотометричних даних, що охоплює інтервал часу близько 30 років. У змінах блиску RW Aur період не знайдений, але визначено період 2.^d64 в змінах показників кольору. Співвідношення амплітуд періодичної складової в різних показниках кольору вказує на те, що модуляція викликається гарячим джерелом малих розмірів. Проте в моменти посилення акреційних ознак показники кольору збільшуються (''червоніють''), і це не узгоджується з припущенням про те, що гаряча пляма знаходиться в основі акреційної колони (Рис.3).

Рис. 3. Фазові діаграми для періоду 2.^d64: вгорі - потік у вузькій емісійній лінії HeI (у одиницях 10^-12 ерг см^-2 с^-1); посередині - еквівалентна ширина акреційного компонента лінії NaI D1; внизу - зміни показника кольору RW Aur.

У моменти посилення акреційних компонентів ми бачимо поверхню зірки крізь потік газу, що падає; в цей же час спостерігається посилення вузьких емісійних ліній HeI і HeII, але випромінювання гарячої плями ми не бачимо. Модуляція показників кольору викликається, імовірно, випромінюванням гарячого газу в локальних областях замкнутого магнітного поля на поверхні зірки.

Іншим несподіваним результатом було те, що veiling не корелює з яскравістю зірки, хоча обидва параметри змінюються у великих межах. Показано, що в спостережуваний фотосферний спектр може давати внесок також оболонка зірки, розташована на відстані внутрішньої межі акреційного диска. В цьому випадку параметр veiling залежить не тільки від інтенсивності нефотосферного континууму, але і від величини нефотосферного поглинання. Зокрема, при низьких значеннях veiling відношення інтенсивностей фотосферних ліній BaII 5853 Е / CaI 5857 Е збільшується через те, що лінія BaII посилена поглинанням в оболонці.

У Розділі 6 розглянуто результати вивчення RY Tau під час епізоду збільшення блиску в 1996 р. Зірки типу Т Тільця є неправильними змінними, тому будь-яка значна зміна блиску TTS надає унікальну можливість провести всебічні дослідження з метою зрозуміти причину цієї змінності. В кінці 1996 р. блиск RY Tau змінився від V = 10.^m6 до 9.^m6 протягом одного місяця. Зірка залишалася в яскравому стані протягом трьох місяців, з невеликими флуктуаціями блиску в межах 0.^m2.

На спектрографі СОФІН були одержані спектри зорі як в низькому стані блиску, так і у високому. Крім того проводилася UBV фотометрія в Кримській Лабораторії ДАІШ i, вже на спаді блиску, UBVRI фотометрія і поляриметрія в КрАО. Порівняння спектрів в максимумі і в мінімумі блиску показало, що глибина фотосферних ліній не змінилася більш, ніж на 1-2% від рівня континууму. По лініях, що чутливі до температури, можна визначити, що температура фотосфери залишалася постійною з точністю до 40 К не дивлячись на те, що блиск зірки змінився на одну зоряну величину.

Подальше падіння блиску супроводжувалося збільшенням ступеня лінійної поляризації і зменшенням показника кольору B-V. Такі зміни блиску, кольору і поляризації при постійності вигляду фотосферного спектра можна пояснити тільки зміною поглинання в пиловій навколозоряній оболонці. Це був той окремий для CTTS випадок, коли тільки один механізм змінності спостерігався в чистому вигляді. На якийсь час ми побачили зірку в просвіті між пиловими хмарами навколозоряного диска. Характерно, що при ослабленні блиску зірка ставала більш блакитною. Цей ефект, відомий по спостереженням зірок типа UX Ori [49], викликано тим, що в мінімумі блиску, при затьмаренні зірки пиловою хмарою, збільшується внесок розсіяного на пилі світла зірки. RY Tau відрізняється плоским розподілом енергії в далекій ІЧ області і є потужним джерелом міліметрового випромінювання, що вказує на присутність газо-пильового диска.

Показано, що потік випромінювання в Hб змінюється незалежно від яскравості зірки. Це означає, що розміри області, яка випромінює в Hб, перевершують розміри зірки і не затемнюються пиловими хмарами одночасно із затьмаренням диска зорі. Це ж відноситься, можливо, і до емісії в лініях Hв, СaII і MgII. Хоча акреція газу на зірку спостерігається в зміщеній в довгохвильову сторону абсорбції NaI, відсутність вуалюючого континууму (veiling<0.1) означає, що акреція на RY Tau не така значна, щоб змінити видиму яскравість зірки.

Розділ 7 присвячено спектральному дослідженню двох класичних фуорів: V1057 Cyg і FU Ori. Фуори - це нечисленна група молодих об'єктів, що знаходяться в тривалому стані підвищеної світності. Прототипом є FU Ori: у 1936 р. яскравість зірки збільшилася на 6 зоряних величин і залишається майже на тому ж рівні до цього часу. Другий фуор, V1057 Cyg, до 1970 р. був відомий як одна із зірок з емісійним спектром типу Т Тiльця. У 1970/71 р. її блиск збільшився на 6 зоряних величин, а спектр радикально змінився. За сучасними уявленнями спалах фуора викликається різким збільшенням темпу дискової акреції на молоду зірку; в цьому випадку світність диска істотно перевершує світність центральної зірки, і спостережувані спектральні характеристики відносяться не до зірки, а до диска. Темп акреції, згідно моделі фуора [50], складає 10^-4 M за рік, що на три порядки величин перевершує типовий темп акреції CTTS. Хоча ця концепція розглядається в сучасній літературі як загальноприйнята, залишається ще багато невирішених питань і суперечностей між спостереженнями і моделями фуорів. За час, що пройшов після спалаху фуора V1057 Cyg в 1970 р., його блиск істотно слабшав, особливо за останні декілька років, і досяг майже рівня, що був до спалаху. Це дає можливість перевірити гіпотезу про те, що стадія фуора є скороминущою і повторюється. В цьому випадку можна чекати, що з падінням блиску знову з'являться характерні спектральні ознаки зірки типу Т Тільця. Крім того, в кінці 90-х років дисертантом були одержані серії спектрів FU Ori і V1057 Cyg вищої якості, ніж ті, що в 80-х роках використовувалися при розробці акреційної моделі фуорів. Це дозволяє ще раз критично розглянути відповідність моделі спостереженням.

У даному розділі представлені нові результати спектроскопії високої роздільної здатності двох фуорів, FU Ori і V1057 Cyg, одержані дисертантом і співавторами на телескопі NOT і на телескопі Keck-1 в період з 1996 по 2001 рр. У першій частині розділу проводиться аналіз спектрів, отриманих під час падіння блиску V1057 Cyg в 1996-2001 рр. У другій частині проводиться детальне порівняння спектрів FU Ori і V1057 Cyg із спектрами, обчисленими на основі моделі акреційного диска. У третій частині обговорюються знайдені модуляції профілів спектральних ліній. Потім розглядаються спектральні ознаки акреції і вітру і обговорюється питання про природу фуорів.

Після 1996 р. фуор V1057 Cyg знаходився в стані мінімального блиску, B?14.^m5. Аналіз фотосферного спектра показав, що спектральний тип фуора (F7-G3 I-II) не змінився за останні 15 років, не дивлячись на значне падіння блиску. Але відбулися інші значні зміни. Фотосферні лінії стали набагато менш глибокими в порівнянні зі спектрами, опублікованими раніше, в 80-х роках. Багато ліній з низьким потенціалом збудження виглядають роздвоєними. Цей ефект був відомий і раніше і використовувався як один з аргументів на користь моделі фуора як акреційного диска, оскільки плоска геометрія диска і його диференційне обертання дають якраз такий роздвоєний профіль лінії. Проте із зменшенням інтенсивності континууму стало ясно, що це роздвоєння ліній абсорбції викликане присутністю емісійного компонента, який належить тому ж переходу, оскільки в деяких лініях центральний пік досягає рівня континууму або навіть піднімається над рівнем континууму (наприклад, FeI 8047 Е).

Інша особливість - істотне посилення у P Cyg абсорбції в лінії Hб і посилення shell-спектра оболонки, що розширюється. Все це вказує на те, що в кінці 90-х років спостерігалося значне збільшення темпу втрати маси, наслідком якого було утворення оболонки. Ослаблення блиску V1057 Cyg після 1996 р. можливо було викликане утворенням пилу в цій оболонці. Аналіз слабких емісійних ліній FeI і FeII, які з'явилися в спектрі, показав, що вони утворюються в середовищі з температурою збудження T_exc =3600±300 К і електронною густиною log Ne = 7.5±0.5. Це не схоже на спектр типу Т Тільця, який спостерігався до спалаху.

Таким чином, в оптичному спектрі V1057 Cyg (після 1996 р.) спостерігаються наступні компоненти: фотосферний спектр F7-G3 I-II; емісії низького збудження, не зміщені відносно фотосферного спектра; абсорбція, яка утворюється у зоряному вітрі з променевою швидкістю від -100 до -300 км/с (Hб, NaI D і ін.); абсорбція, що утворюється в оболонці, яка розширюється, з променевою швидкістю від -40 до -110 км/с (смуги TiO і атомні лінії низького збудження); заборонені лінії, що утворюються у вітрі і в навколишній туманності. До цього слід додати, що в ІЧ області (2.3 мкм) присутні також молекулярні лінії CO. Інтенсивність ліній СО в спектрах фуорів відповідає тому, що спостерігається у М-надгігантів. Немає вказівок на те, що з падінням блиску з'явилися які-небудь ознаки зірки типу Т Тiльця.

Наступне питання - чи відповідають спостережувані спектри моделі диска? Моделі акреційного диска V1057 Cyg і FU Ori були запропоновані Кеньоном і ін. [50] для пояснення розподілу енергії в спектрі і характерного роздвоєного профілю фотосферних ліній. Модель пояснює, зокрема, той факт, що профіль ліній CO в ІЧ області відповідає меншій швидкості обертання в порівнянні з профілями фотосферних ліній в оптичній області. Модель передбачає також ефекти, які можуть бути перевірені спостереженнями в оптичній області: 1) ширина фотосферної лінії повинна залежати від потенціалу збудження лінії, оскільки лінії вищих потенціалів утворюються в більш гарячій внутрішній області диска з швидким обертанням; 2) в інтегральному спектрі диска повинні бути присутні характерні ознаки спектральних типів від F до M.

На основі моделей акреційного диска і набору спектрів стандартних зірок, одержаних із спектрографом СОФІН, були обчислені модельні спектри фуорів в різних діапазонах, які дозволили провести детальне порівняння із спостережуваними спектрами. Показано, що в області спектра близько 8920 Е, де присутні фотосферні лінії як високого (7 eV), так і низького (1 eV) збудження, ширина ліній практично однакова, тоді як в модельних спектрах їхня ширина істотно різна. У модельних спектрах дійсно видно спектральні ознаки як раннього F, так і пізнього M типів, тоді як в спостережуваних спектрах вони відсутні. Смуги TiO, спостережувані в спектрі V1057 Cyg, зміщені в короткохвильову сторону, тобто належать спектру оболонки, що розширюється.

Як у спостережуваних, так і в модельних спектрах FU Ori і V1057 Cyg були поміряні ширини 30-40 щонайменш блендованих фотосферних ліній з різними потенціалами збудження. Показано, що в модельних спектрах є залежність ширини лінії від потенціалу її збудження, тоді як у спостережуваних спектрах обох зірок такої залежності немає. У спектрі V1057 Cyg ширина ліній, якщо інтерпретувати її як результат обертання сферичної зірки, відповідає х sin i = 55 км/с, а в спектрі FU Ori х sin i = 70 км/с.

Далі в цьому розділі розглядається питання про змінність спектральних ліній. За шість сезонів спостережень на СОФІНі було одержано декілька десятків спектрів FU Ori і V1057 Cyg. Цього вже достатньо для пошуку можливих періодів. Найбільш очевидна змінність профілю типу P Cyg в лінії Hб. Часова шкала змінності істотно відрізняється у двох фуорів. У V1057 Cyg зміни від ночі до ночі дуже малі, але профілі, одержані в різні роки, помітно розрізняються. У спектрі FU Ori зміни профілю Hб відбуваються на протязі декількох діб. Емісія і абсорбція компонента P Cyg-профілю змінюються незалежно. Найбільша змінність спостерігається в діапазоні від -110 до -270 км/с, це зміни поглинання в "швидкому вітрі". Від ночі до ночі змінюється також і максимальна швидкість вітру - від -200 до -400 км/с. Як змінний параметр була використана еквівалентна ширина абсорбції швидкого вітру. У даних спостережень трьох сезонів, з 1997 по 1999 рр. (20 ночей), простежуються хвилеподібні зміни з періодом 13-18 діб, але в даних 2000 р. періодичність вже відсутня. Очевидно, що зміни швидкого вітру FU Ori носять квазіперіодичний характер. У моделі диска період близько 15 діб відповідає радіусу Кеплерівської орбіти 20 R. Якщо ж FU Ori - сферичний об'єкт, то при періоді близько 15 діб і х sin i = 70 км/с, одержуємо оцінку радіусу R sin i = 21 R. Фотометрична оцінка радіуса випромінюючої поверхні (за абсолютною зоряною величиною і температурою) знаходиться в межах 10-20 R. При х sin i = 70 км/с така зірка повинна обертатися вже на межі стабільності.

Аналіз спектрів, одержаних на СОФІНі, вперше показав, що профілі фотосферних ліній фуорів також не залишаються постійними. У разі сферичної зірки профілі фотосферних ліній можуть змінюватися з періодом осьового обертання унаслідок температурних неоднорідностей (плям) на поверхні: ми бачимо різні сторони зірки, яка обертається. Якщо диск завжди видно з одного боку, то такої змінності, здавалося б, не повинно бути. Профілі фотосферних ліній в спектрах фуорів досліджувалися методом крос-кореляції спостережуваного спектра із спектром стандартної зірки того ж спектрального типу. Крос-кореляційна функція (CCF) дає уявлення про профіль фотосферної лінії, який усереднено за багатьма лініями в якомусь інтервалі довжин хвиль, звичайно в межах одного спектрального порядку ешельного спектра.

Було знайдено, що профіль фотосферних ліній в спектрах обох фуорів змінюється від ночі до ночі. У спектрі V1057 Cyg фотосферні лінії майже завжди мають роздвоєний профіль. У спектрі FU Ori це роздвоєння також присутнє, але не в кожну ніч: в деякі ночі профілі ліній виглядають цілком звичними, як у зірки з швидким обертанням. Форма профілю міняється синхронно в різних спектральних порядках спектра. При цьому ширина фотосферної лінії залишається приблизно однаковою, але змінюється центральна частина профілю: або ''синє'', або ''червоне'' плече стає інтенсивнішим, через що лінія виглядає асиметричною, її центр тяжіння зміщується то праворуч, то ліворуч (Рис.4).

Рис.4. Три крос-кореляцiйнi функцiї, якi показують типовi змiни профiлю фотосферних лiнiй в спектрах V1057 Cyg i FU Ori.

Як параметр, що описує положення лінії, був вибраний "центр тяжіння" CCF, тобто середньо-зважена за інтенсивністю CCF променева швидкість. Цей параметр і був досліджений на періодичність. За даними 1997-1999 рр. в спектрі FU Ori присутній вірогідний період близько 3.5 діб, але дані 2000 р. йому вже не відповідають. У спектрі V1057 Cyg центр тяжіння фотосферних ліній змінюється з характерним часом близько 5 діб. Причина таких змін не цілком зрозуміла. У моделі диска такі короткі часи відповідають Кеплерівським періодам самих внутрішніх областей диска і можуть відображати якісь процеси, що там відбуваються. Але якщо взяти до уваги, що роздвоєння профілю фотосферних ліній викликається присутністю емісійного компонента, то описані вище деформації профілю пов'язані, швидше за все, зі змінністю цієї емісії. У будь-якому випадку модель однорідного диска не пояснює спостережуваної змінності профілів ліній.