Типа ux ori и родственных им объектов

Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория Тамбовцева Лариса Васильевна

На правах рукописи

АККРЕЦИОННАЯ АКТИВНОСТЬ ЗВЕЗД ТИПА UX ORI И РОДСТВЕННЫХ ИМ ОБЪЕКТОВ Специальность: 01.03.02 – астрофизика и радиоастрономия

Автореферат диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук С. Петербург – 2008

Работа выполнена в Главной (Пулковской) Астрономической обсерватории РАН

Официальные оппоненты: доктор физико-математических наук ВИБЕ Дмитрий Зигфридович доктор физико-математических наук ФАБРИКА Сергей Николаевич доктор физико-математических наук ХОЛТЫГИН Александр Федорович

Ведущая организация: ГАИШ МГУ

Защита состоится “21” ноября 2008 г. в часов минут на заседании Диссертационного совета Д 002.120.01 в Главной астрономической обсерватории Российской академии наук по адресу: 196140, Санкт Петербург, Пулковское шоссе, д.65/1, ГАО РАН

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ГАО РАН Автореферат разослан “” _ 2008 г.

Ученый секретарь диссертационного совета кандидат физ.-мат. наук Е.В. Милецкий

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Объектом исследования данной работы являются молодые звезды малых и промежуточных масс, находящиеся на той стадии эволюции звезд, когда звезда уже видна в оптическом диапазоне, а в ее спектральном распределении энергии присутствуют сильные избытки излучения в ближней и далекой инфракрасной (ИК) областях спектра. Они образуются из-за теплового излучения пыли в окружающих звезды околозвездных (ОЗ) дисках, которые еще называют протопланетными, так как там образуются зародыши планет (планетозимали), или аккреционными, так как через диск идет аккреция протозвездного вещества на звезду. На этой стадии звезды еще продолжают аккрецировать вещество из остатков протозвездных облаков;

процесс аккреции сопровождается истечением вещества.

Согласно общепринятой терминологии, это звезды типа Т Тельца (TTS) и Ае/Ве Хербига. Они отличаются своими параметрами (масса и светимость TTS равны 0.5-1M и 1-5L, звезд Хербига 2-10M и 50-103L соответственно), магнитными полями (2-4 кГс у TTS и несколько сот гаусс у звезд Хербига), но в остальном они демонстрируют большое сходство. Это звезды, находящиеся на пути к Главной Последовательности (ГП), с сильными эмиссионными линиями водорода (особенно сильна линия H), распределение энергии в их спектрах имеет одинаково сильные инфракрасные избытки излучения. У обоих типов звезд обнаружены джеты (высокоскоростные коллимированные и сильно ионизованные истечения вещества), хотя у звезд Ае/Ве Хербига они наблюдаются не в таком количестве, как у звезд типа Т Тельца.

Тем не менее, у этих двух типов звезд есть и отличительные свойства, которые затрудняли применение физической схемы околозвездной оболочки TTS, включающей аккреционный диск и магнитосферу с излучающим газом, к звездам Хербига. Звезды Ае/Ве Хербига не имеют конвективной зоны, чтобы образовать сильное магнитное поле и развитую магнитосферу. До недавнего времени считалось, что из звезд Хербига происходит только истечение вещества, тогда как у TTS наблюдались признаки как истечения, так и аккреции.

К концу 80-х годов прошлого столетия был накоплен уже достаточно большой материал наблюдений звезд еще одного класса – звезд с непериодическими, алголе-подобными ослаблениями блеска, или согласно современной терминологии, звезд типа UX Ori (UXOR). Они имели ряд признаков звезд Хербига, но демонстрировали только двухкомпонентные аккреционные профили в линии H и бурную фотометрическую активность, которой не были подвержены остальные молодые звезды. Чтобы объяснить поведение показателей цвета во время непредсказуемых ослаблений блеска, предлагалось несколько самых различных моделей. Предполагалось даже, что это старые звезды, которые не приближаются к ГП, а наоборот, удаляются от нее. Многолетние фотометрические и поляриметрические наблюдения звезд типа UX Ori, проводившиеся в Крымской Астрофизической обсерватории [1], убедительно доказали, что звезды типа UX Ori – это молодые звезды, околозвездные диски которых наклонены под небольшим углом к лучу зрения, поэтому их наблюдают через вещество их протопланетных дисков.

Следовательно, звезды типа UX Ori не являются каким-то особым классом звезд, это, в основном, звезды Ае Хербига, среди них есть и звезды типа Т Тельца. Они выделены только в силу своей ориентации к наблюдателю. Это означает, что «классические» звезды Ае Хербига тоже должны иметь аккреционные диски. В конце 80-х и начале 90-х годов стала разрабатываться теория дисковых ветров для молодых звезд, в основе которой лежала идея о том, что истечение вещества у этих звезд, как и у любых других объектов, имеющих вращающиеся аккреционные диски, инициируется самим аккреционным диском с помощью крупномасштабного магнитного поля, пронизывающего этот диск. Иными словами, дисковый ветер звезд типа Т Тельца и Ае Хербига является прямым следствием аккреционного процесса, и это подтверждено многочисленными наблюдательными фактами.

Несмотря на то, что природа UXOR была к 90-м годам уже выяснена, осталось много нерешенных вопросов: о необычном поведении эмиссионных линий во время минимумов, о том, как применить магнитосферную аккрецию к звездам, у которых тогда не было обнаружено никаких магнитных полей, как объяснить отсутствие вуалирования фотосферных спектров у звезд Хербига, как объяснить присутствие нейтрального натрия с малым потенциалом ионизации вблизи яркой горячей звезды, как объяснить циклический характер изменений блеска, наблюдаемый у звезд этого типа?

Эти и многие другие вопросы стимулировали настоящую работу.

Звезды типа UX Ori, благодаря ориентации своих ОЗ дисков относительно луча зрения, являются превосходной природной лабораторией для изучения физических процессов, происходящих в околозвездных оболочках всех молодых звезд. Фотометрические и поляриметрические наблюдения этих звезд позволяют «разрешить» тонкую структуру внутренней области ОЗ дисков, которая пока недоступна современным телескопам. Теоретическое моделирование аккреционных дисков у этих звезд упрощается благодаря тому, что в силу их ориентации при расчетах не надо учитывать истечение вещества, т.е. вводить еще несколько неизвестных свободных параметров, что всегда делает конечные результаты менее надежными.

Актуальность В настоящее время проблемы образования звезд и все связанные с ними явления находятся в фокусе пристального внимания астрофизиков, так как за последнее десятилетие произошел качественный прорыв в понимании этих явлений. Это произошло в связи с развитием и вводом в эксплуатацию наземных и космических телескопов нового поколения, разработкой новых методов обработки данных и теоретического моделирования изучаемых процессов, а также параллельным развитием компьютерной техники.

Немаловажно и то, что к настоящему времени накопился значительный банк данных, и стало возможным изучать задачи по проблеме молодых звезд на очень длительных шкалах времен. Важную стимулирующую роль сыграло и обнаружение планет вне Солнечной системы.

Трудно представить, что еще 10 лет назад в литературе серьезно обсуждался вопрос, существуют ли аккреционные диски у молодых звезд?

Сейчас получают изображения дисков, позволяющих увидеть их структуру и моделировать ее не вслепую, а сравнивая с наблюдениями, число которых с каждым годом растет. Пылевые околозвездные диски интенсивно изучаются последние годы. Несмотря на явные достижения в их пространственном разрешении, мы все еще далеки от точного знания их структуры и объяснения спектрального распределения энергии в системе «звезда + диск».

Поэтому информация, предоставляемая наблюдениями, требует привлечения теоретических моделей. Только тогда, когда модели аккреционных дисков и истечений будут находиться в разумном согласии с наблюдаемыми фактами, они могут служить основой, на которой можно будет моделировать другие процессы: химический состав, структуру и эволюцию пыли, и, наконец, образование планет.

Основные цели работы.

Целью работы являются диагностика аккреционных дисков звезд типа UX ORi;

адаптация к ним модели магнитосферной аккреции, разработанной для классических звезд типа Т Тельца;

не-ЛТР расчеты эмиссионных спектров UXOR с учетом экранирования газопылевыми облаками;

определение химического состава падающего на молодую звезду газа;

диагностика пылевой составляющей околозвездного окружения UXOR по наблюдениям в ближней ИК области спектра;

исследование влияния движения пыли в зоне испарения на фотосферные профили линий;

исследование свойств запыленного дискового ветра у одиночных и двойных звезд.

Научная новизна работы. Впервые рассчитаны параметры аккреционных течений звезд типа UX Ori в рамках модели магнитосферной аккреции на базе не-ЛТР расчетов эмиссионных линий водорода и гелия и переменность эмиссионных линий UXOR. Впервые доказано, что основным процессом, поставляющим газ примерно солнечного состава в окрестность UXOR является дисковая аккреция вещества из протозвездного облака;

дополнительным, но не постоянным и менее интенсивным источником газа с повышенной металличностью является испарение твердых тел, движущихся по сильно вытянутым орбитам.

Впервые в баллистическом приближении рассчитано движение низкоскоростного дискового ветра от маломассивного вторичного компонента в молодой двойной системе для круговых и эллиптических орбит и исследован эффект присутствия дискового ветра и создаваемой им общей (с главной звездой) оболочки в оптическом диапазоне спектра. Созданы модели с дисковым ветром для объяснения циклической переменности UXOR, затмений в экзотических затменных двойных системах с очень большой продолжительностью затмений и переменности яркости отражательной туманности молодых звездных объектов.

Впервые исследуется запыленный дисковый ветер у одиночных звезд как источник переменной околозвездной экстинкции. Впервые рассчитано влияние движущейся пыли в зоне ее сублимации вблизи молодой звезды ТТS на фотосферные профили линий.

Научное и практическое значение полученных результатов.

Эти результаты могут стать основой для интерпретации широкого круга явления, наблюдаемых у молодых звезд, таких, как циклы активности молодых звезд, переменность эмиссионных спектров, экстремально долго длящиеся минимумы блеска в молодых затменных системах, а также для исследования состава пылевой оболочки вокруг молодых звезд.

Кроме того, обнаружение и исследование теней от дискового ветра на изображениях протопланетных дисков может стать одним из методов поиска протопланет и изучения двойных систем на ранних стадиях их эволюции.

На защиту выносятся следующие основные результаты:

1. Доказательство того, что основным процессом, поставляющим газ в ближайшую окрестность звезд типа UX Ori, является дисковая аккреция вещества. Падающий на звезду газ имеет примерно солнечный химический состав с металличностью m 10 и температурой ~ 6000 - 9000 K.

2. Адаптация модели магнитосферной аккреции к звездам типа UX Ori, вывод о том, что их эмиссионные спектры образуются не только в магнитосфере звезды, но и в самом аккреционном диске, который, в силу небольших радиусов коротации подходит близко к звезде и является источником эмиссии.

3. Определение темпа аккреции вещества на звезды типа UХ Ori:

темп аккреции находится в интервале значений (3-10)10-9M в год.

Энерговыделение при таком темпе аккреции примерно на два порядка меньше светимостей самих звезд, поэтому оптическое излучение аккреционных дисков не влияет на оптическую переменность звезд типа UX Ori.

4. Вывод о том, что переменность эмиссионных линий во время ослаблений блеска звезд типа UX Ori полностью объясняется эффектом экранирования звезды и части излучающей области изменением экстинкции на луче зрения.

5. Вывод о важной роли рассеяния излучения звезд типа Т Тельца в области испарения пыли на профили фотосферных линий. Искажение этих профилей происходит в результате смещения частоты рассеянного излучения вследствие эффекта Доплера. В частности, при наличии азимутальной асимметрии в рассеивающей среде рассеянное излучение может вызвать периодические смещения "центра тяжести" линии поглощения, которые могут быть восприняты наблюдателем как периодические колебания лучевой скорости звезды под влиянием маломассивного компаньона.

6. Вывод о том, что у звезд типа Т Тельца непрозрачная по пыли часть дискового ветра может составлять заметную долю полного телесного угла -8 - (от 0.1 до 0.4 при темпах аккреции 10 -10 M в год соответственно). У звезд Ае Хербига эффективный телесный угол, в котором пылевой компонент ветра может взаимодействовать с излучением звезды, меньше:

- 0.15 при темпе аккреции, равном 10 M в год. В этих условиях периферийная зона ветра может быть источником переменной околозвездной экстинкции, ответственной за фотометрическую активность звезд типа UX Ori, а также за аксиально несимметричную переменность яркости отражательных туманностей, с которыми ассоциированы молодые звезды (НН 30, R Mon).

7. Вывод о том, что запыленные дисковые ветры в молодых двойных системах с маломассивными компаньонами могут быть причиной циклов фотометрической активности, наблюдаемой у звезд типа UX Ori.

Разработаны модели с дисковым ветром для объяснения экстремально продолжительных затмений в затменных двойных KH 15D, Aur, H 187, GW Ori и других.

8. Вывод о том, что молекулярное истечение, обнаруженное у молодого звездного объекта НН 30, объясняется моделью двойной системы с маломас сивным компаньоном, в которой коллимированный высокоскоростной джет и медленное молекулярное истечение образуются в пространственно разде ленных областях: джет – из внутреннего аккреционного диска главного ком паньона, а молекулярное истечение – из диска, окружающего двойную систему.

Личный вклад соискателя. Автором сделаны все теоретические расчеты, кроме расчета населенности уровней натрия при определении химического состава падающего газа (Глава II). В работах, выполненных в соавторстве, при постановке задачи и интерпретации результатов автору принадлежит равный вклад наряду с другими участниками.

Апробация результатов диссертации.

Результаты диссертации обсуждались на семинарах Главной Астрономической Обсерватории РАН, Астрофизического института им. В.Г.

Фесенкова (Алма-Ата, Казахстан), Астрономического института А.

Паннекоока (Амстердам, Нидерланды), Обсерватории Арчетри (Флоренция, Италия), Обсерватории Таутенбурга (Германия), Института Радиоастрономии им. Макса Планка (Бонн, Германия), Институт Астрофизики (Париж, Франция) и др., а также были представлены на следующих конференциях:

• "Nature and Evolutionary Status of Herbig Ae/Be Stars", Амстердам, Нидерланды (1993) • "Circumstellar Dust Disks and Star Formation", Париж, Франция (1994) • "Cyclic variability in Stellar Winds", Гархинг, Германия (1997) • "Disks, Planetezimals and Planets", Тенерифе, Испания (2000);

• JENAM, Москва, (2000) • Всероссийская астрономическая конференция, С. Петербург (2001) • "Международное сотрудничество в области астрономии: состояние и перспективы", Москва, (2002) • "Towards Other Earths: DARWIN/TFP and the Search for Extrasolar Terrestrial Planets", Гайдельберг, Германия (2003);

• Всероссийская астрономическая конференция ВАК-2004 "Горизонты Вселенной", МГУ, (2004) • INTAS Workshop "Cyclic Variability of Pre-Main-Sequence Stars", Стокгольм, Швеция (2005) • "Звездообразование в Галактике и за ее пределами", Москва (2006) • "Physical Processes in Circumstellar Disks around Young Stars", Видагу, Португалия (2006) • Вторые Фесенковские чтения, "Современная астрофизика: традиции и перспективы" Алматы, Казахстан (2007) • "UX Ori type stars and relative objects" Ялта, Украина (2008) Работа, положенная в основу диссертации, выполнялась согласно программам фундаментальных исследований сектора проблем звездообразования ГАО РАН и была поддержана отечественными и международными грантами: ИНТАС (№ 93-2478, № 03-51-6113), РФФИ (№ 99-02-16336, № 99-02-18520) и другими. Результаты, полученные в работе, входили в списки “Важнейших достижения в области астрономии Научного совета по астрономии ОФН РАН и Российской академии наук (2003).

Публикации. По теме диссертации опубликовано 27 работ, из них статей в ведущих рецензируемых научных отечественных и зарубежных изданиях, в том числе 9 в журналах, соответствующих перечню ВАК для публикаций результатов докторской диссертации. Остальные публикации – в Трудах всероссийских и международных конференций.

Структура и объем диссертации Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения и списка литературы. Общий объем диссертации 266 страниц, в том числе рисунков, 9 таблиц и 471 библиографическая ссылка.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во Введении дается краткое описание современной теории звездообразования, аккреционных дисков и связанных с ними истечений вещества из молодых звездных объектов, даны общие характеристики молодых звезд, в частности, детально исследуемых в работе звезд типа UX Ori. Обсуждается актуальность работы, ее цели и новизна, а также научная и практическая значимость. Здесь же приводятся публикации по теме диссертации и положения, выносимые на защиту.

Глава I Глава посвящена диагностике газовой составляющей околозвездных оболочек звезд типа UX Ori (UXOR);

эти оболочки, в силу их физических и геометрических свойств, называют аккреционными дисками.

В разделе 1.1 описывается модель магнитосферной аккреции, детально разработанная для звезд малой массы типа Т Тельца (TTS) и обсуждаются признаки аккреции у звезд промежуточных масс (звезды АеВе Хербига).

Рассматривается упрощенная модель аксиально-симметричного аккреционного течения для UXOR с радиальной v(r) и тангенциальной u(r) скоростями, меняющимися как r-1/2 (r – расстояние от звезды).

Геометрическая толщина диска h предполагалась постоянной и являлась входным параметром. Система «звезда + диск» видна «с ребра». В рамках этой модели производятся не-ЛТР расчеты профилей эмиссионных линий H, H, H, а также линии нейтрального гелия He I 5876.

Монохроматический поток в частоте линии в предположении полного перераспределения по частоте записывается в виде +p h0 z0 h v F ( ) = 2 dp dh S (r ) ( 0 z )e ( p, z, ) (r )dz + 2 dp I * ( p, h, )e ( p, ) dh c p z0 r* Здесь p – прицельный параметр, z – расстояние вдоль луча зрения, S(r) функция источников, (r) – коэффициент поглощения, взвешенный по профилю линии, I* - интенсивность излучения звезды на частоте 2 2 рассматриваемого перехода, r = p + z, h1 = r* + p, – профиль коэффициента поглощения, нормированный на единицу (расчеты проводились с доплеровским профилем), с – скорость света, vz- проекция скорости на луч зрения v z = v(r ) cos + u (r ) sin, где – угол между вектором r и лучом зрения.

Оптическая толщина газовой оболочки в частотах линии:

z v (r ) ( )dz ( p, z, ) = z c, z (r ) - есть интегральная непрозрачность в линии в точке где r = p 2 + (z ) 2, (вынужденной эмиссией можно пренебречь), vz'- текущее значение скорости vz в точке r'.

Для атома водорода расчет населенностей уровней и функций источников производился с помощью алгоритма, описанного в работах [2] и [3]. Основу алгоритма составляет вероятностный метод Соболева для сред с большим градиентом скорости. Распределение энергии для звезды UX Ori взято из моделей звездных атмосфер Куруча для T eff = 9000 К и log g =4.

Температура аккрецирующего газа определяется балансом нагрева за счет перехода части кинетической энергии газа в тепло и охлаждения при возбуждениях и ионизациях атомных уровней электронными ударами. В условиях непрозрачной плазмы в рассматриваемом интервале температур отсутствует универсальная функция охлаждения [3]. Поэтому было принято степенное распределение температуры газа в оболочке T(r) = T(r*)(r/r*)-1/n, где n – параметр, определяющий температурный профиль аккреционного диска.

Населенности уровней гелия рассчитывались с помощью программы Ферланда CLOUDY [4]. Вычисления производились при различных плотностях атомов водорода в интервале 1012-1013 см-3 и различных значениях электронной температуры, которая в узком слое вблизи звезды принималась постоянной. Населенности уровней вычислялись в предположении постоянной турбулентной скорости (50 км/с), введение которой имитировало отсутствующий в алгоритме Ферланда градиент скорости. В расчетах профилей водородных линий темп аккреции являлся входным параметром, а в случае с гелием входным параметром служила плотность атомов водорода, согласованная с принятым темпом аккреции.

При выборе параметров кинетической модели и температурного профиля оболочки было рассмотрено несколько десятков моделей с различными комбинациями параметров. Не стремясь к детальной подгонке теоретических профилей линий к наблюдаемым, мы руководствовались при выборе параметров следующими критериями:

• Ширина и интенсивность профилей линий должны соответствовать наблюдаемым;

• Теоретический бальмеровский декремент (отношение максимальных интенсивностей бальмеровских линий) должен быть близок к наблюдаемому.

Для сравнения использовались оригинальные данные наблюдений, полученные на Nordic Optical Telescope (NOT) [5].

Анализ профилей трех первых бальмеровских линий выявил, что не реализуются случаи, когда оболочка близка к изотермической, когда темп аккреции превышает 10-7 или становится порядка или меньше 10-9M в год.

Были также рассчитаны профили бальмеровских линий при различных наклонах плоскости диска к лучу зрения. С увеличением угла наклона эквивалентная ширина эмиссионной линии H, определяемая как избыток излучения над фотосферным профилем, сначала растет вплоть до значений 30° за счет увеличения площади излучающей области в проекции на луч зрения, затем уменьшается из-за уменьшения скоростей движения в диске в проекции на луч зрения. Надо заметить, что при больших углах наклона диска следует учитывать истечение вещества.

Результаты моделирования нейтрального гелия He 5876 дают представление о свойствах аккреционного диска в непосредственной близости от звезды, там, где выделяется основная часть энергии аккрецирующего газа. Главный вывод состоит в том, что эту область оболочки нельзя рассматривать как простое продолжение области образования водородных линий с теми же параметрами. Из анализа профиля линии гелия следует, что скорость вращения газа в этой области ~ 100- км/с, т.е. существенно меньше, чем в области образования водородных линий, и близка к скорости вращения UX Ori (140 км/с). Расчеты профилей линий показывают, что сильно переменная линия нейтрального гелия образуется в очень узком слое (десятые доли радиуса звезды), при малой толщине околозвездного диска, при температуре оболочки не менее 17000 К и при концентрации атомов водорода в основании оболочки nH 1012 см.

Радиальные скорости в этой области довольно малы (от 20 до 100 км/с), а скорость вращения газа заметно меньше по сравнению со скоростью в той области, где формируются крылья бальмеровских линий. Естественно предположить, что такое резкое уменьшение скорости вращения аккрецирующего вещества обусловлено его взаимодействием с магнитосферой звезды, при котором часть кинетической энергии трансформируется в тепловую.

Поэтому в разделе 1.2 был проведен не-ЛТР расчет тех же линий водорода и дополнительно Br (21656) и Pa14 (8600) в рамках магнитосферной аккреции, адаптированной к звезде UX Ori. Модель излучающей области была принята в следующем виде: вплоть до радиуса коротации, полученного из условия равенства магнитной и кинетической энергий (rc =1.5r*), вещество диска вращается с кеплеровской скоростью;

в зоне коротации кинематические условия определяются из уравнения движения, в котором доминирующими силами являются гравитация звезды и центробежная сила. При скорости вращения 140 км/с скорость твердотельного вращения в радиусе коротации составит 300 км/с, а скорость кеплеровского вращения около 310 км/с. Следовательно, переход от аккреционного диска к зоне коротации происходит без существенного скачка в тангенциальной компоненте скорости. Таким образом, в отличие от TTS, у которых радиус коротации составляет 5-10 радиусов звезды, в случае звезд Ае/Ве Хербига аккреционный диск подходит значительно ближе к звезде, что обусловлено более быстрым вращением этих звезд. Поэтому при расчете эмиссионного спектра звезд Ае/Ве Хербига необходимо учитывать (в отличие от звезд TTS) не только излучение газа в области коротации, но и излучение, возникающее в самом аккреционном диске.

Компоненты скорости газа в диске на расстояниях больше радиуса коротации определяется выражениями:

u K 440км / с u (r ) = u K (r / r* ) 1/ 2, r rC v(rC ) = 50км / с v(r ) = v(rC )(r / r* ) 1/ Эти же компоненты в зоне коротации находятся из выражений:

u (r ) = u (r* )(r / r* ) r rC GM u 2 (r ) dv = 2* + v(r ) dr r r Параметры u(r*) и v(r*) являются входными, но особых трудностей в их выборе не возникает, т.к. мы имеем информацию о компонентах скорости газа вблизи звезды из спектральных наблюдений. Скорости вращения звезды известны благодаря известной ориентации оси вращения звезды (sin i 1).

Закон изменения температуры остается прежним. Плотность вещества в диске рассчитывалась из уравнения неразрывности для случая двумерного аксиально-симметричного течения. При расчете профилей линий учитывалось уширение фотосферного профиля вращением звезды.

Зафиксировав кинематику газа, внешний радиус диска (10 радиусов звезды) и его толщину, мы рассчитали состояние ионизации и населенности уровней для 10-уровенной модели атома водорода, а затем интенсивности и профили всех рассматриваемых линий для ряда значений темпа аккреции от 10-7 до 10-9M в год. При расчете линии Ра14 было учтено, что в рассматриваемом диапазоне плотностей мензеловский параметр для верхнего уровня этого перехода с высокой точностью равен единице.

Подгонка профилей трех первых бальмеровских линий служила независимым критерием при оценке темпа аккреции и температурного режима в диске. В разделе дается детальный анализ всех результатов и рассматривается влияние присутствия ветра на профиль линий. Поскольку мы видим диск с ребра, то ветер не влияет на форму и интенсивность профиля, но для других звезд Хербига его нужно обязательно учитывать.

В разделе 1.3 проводится аналогичный анализ результатов расчетов эмиссионных профилей вышеупомянутых линий для других звезд типа UX Ori. Это RR Tau, CQ Tau и WW Vul. Несмотря на различие в параметрах самих звезд, закон изменения температуры в диске и темпы аккреции, воспроизводящие наблюдаемые профили линий, примерно такие же, как и у самой UX Ori.

Раздел 1.4 посвящен исследованию переменности профилей эмиссионных линий в спектрах UXOR. Она может быть обусловлена внутренними причинами, а именно, изменением режима самого аккреционного течения, его параметров. Либо она наступает вследствие внешних причин, т.е. из-за затмения звезды и части ОЗ оболочки газопылевым облаком. Поскольку звезды типа UX Ori ориентированы к наблюдателю почти с ребра, трудно, и даже невозможно только по спектральным линиям (или по характеру переменности) установить ее причину. Чтобы понимать физику явления, спектральные наблюдения UXOR всегда должны сопровождаться одновременными фотометрическими наблюдениями чтобы знать, в каком состоянии находится звезда: нормальном, т.е. ярком, или в минимуме блеска.

Раздел 1.4 рассматривает второй механизм переменности линий.

Переменность эмиссионных линий в спектрах звезд Ae/Be Хербига давно известна и хорошо описана в литературе (например [6]). Так как эти линии образуются в хромосферах и ОЗ газовых оболочках, то эти изменения обычно интерпретировались как изменения в физических условиях либо на поверхности звезды, например, вследствие магнитной активности.

В разделе 1.4 представлен принципиально иной механизм переменности эмиссионного спектра звезд Хербига, связанный с ОЗ пылью. В течение длинной серии наблюдений линейной поляризации и яркости звезд типа UX Ori ([1]) было доказано, что их переменность вызвана переменным экранированием звездного излучения ОЗ пылевыми облаками, движущимися вокруг этих звезд. Была поставлена задача: рассчитать, как при затмении газопылевым облаком будет изменяться профили эмиссионных линий.

Было рассмотрено затмение околозвездной газовой оболочки сферическим пылевым облаком с радиусом rd и оптической толщиной в много большей единицы. Орбита облака лежит в плоскости эклиптики, последняя совпадает с экваториальной плоскостью ОЗ оболочки. Чтобы учесть эффекты экранирования, нужно записать монохроматический поток в виде + z p0 h v z ( p, z, ) dp ( p, h, pc )dh F (, p c ) = 2 S (r ) ( 0 (r )dz )e c p0 z + r* h + 2 dp I * ( p, h, ) ( p.h, p c )e ( p, ) dh r* Уравнение содержит параметр (p,h), который учитывает экранирование звезды и части газовой оболочки облаком, pc- прицельный параметр облака.

Облако принималось однородным.

(1 a 2 / rc 2 )1 / ( p, h, pc ) = e a rc d, a rc =1, a = h 2 + ( pc p) Учтен тот факт, что слабый континуум и эмиссионные линии будут наблюдаться даже тогда, когда звезда будет полностью закрыта от наблюдателя.

В разделе представлены результаты моделирования профилей при постепенном покрытии облаком оболочки и звезды. В качестве примера на рисунке 1 приводятся наблюдаемые и рассчитанные профили линии H для UX Ori, в ярком состоянии и глубоком минимуме блеска. Видно, что в момент минимума двухкомпонентный профиль трансформируется в одиночный или имеет слабую вторичную эмиссионную компоненту.

Итак, наблюдаемая переменность эмиссионных линий в спектрах звезд Аe/Be Хербига может быть объяснена в рамках модели переменного звездного экранирования. Эта модель объясняет 1) переменность профилей линий, 2) рост их эквивалентных ширин и уменьшение потока в минимумах яркости, 3) в случае слабых линий возможна ситуация, когда поток в линии возрастает по сравнению с потоком в ярком состоянии звезды. Последнее происходит вследствие уменьшения абсорбционной (шелл) компоненты линии. Главные эффект экранирования состоит в трансформации асимметричного двухкомпонентного профиля линий в одиночный при полном затмении.

В последнем разделе Главы 1.5 рассмотрена переменность профилей эмиссионных линий вследствие внутренних причин (изменения температурного режима, нестационарного темпа аккреции, неравномерного распределения плотности по азимуту и т.д. Показано влияние различных параметров течения, переменных по азимуту, на профили линий, рассматриваемых в данной главе. При смене некоторых параметров с азимутом профиль эмиссионной линии H может из чисто аккреционного превратиться в чисто «ветровой», хотя расчеты проводились для акреционного течения. Надо учитывать, что эти результаты годятся только для определенного угла наклона плоскости диска к лучу зрения (до порогового значения этого угла, характеризующего звезды типа UX Ori ( 30°). В разделе 1.6 делаются основные выводы Главы I.

Глава II Глава II посвящена решению вопроса об источнике газа в околозвездных оболочках UXOR. В разделе 2.1 сформулирована постановка задачи. В спектрах UXOR наблюдаются сильно переменные линии нейтрального натрия Na D с абсорбционными компонентами, смещенными в красную сторону спектра. Это указывает на то, что в оболочках молодых звезд промежуточных масс может реализоваться тот же механизм, что работает у Рис.1. Наблюдаемые (слева) и рассчитанные (справа) профили линии H в спектре UX Ori в ярком состоянии (а) и в минимуме блеска (b).

звезды Главной последовательности Pic (A5V): пролет и испарение протокомет по так называемым star-grazing орбитам (с эксцентриситетом, стремящимся к единице). Нейтральный натрий имеет небольшой потенциал ионизации (~ 5 эв), и его присутствие на расстояниях 5-10 радиусов звезды от горячего центрального источника, судя по данным спектральных наблюдений) необъяснимо, если только не принять, что он привносится таким образом, как описано выше. С другой стороны, сильные эмиссионные линии H в спектрах звезд Ае/Ве Хербига говорят о сходстве механизмов поставки газа в окрестность молодой звезды у звезд Хербига и классических звезд типа Т Тельца (CTTS), т.е. о классической аккреции из остатков протозвездного облака (протопланетный диск Pic практически свободен от газа). Реализуются ли оба механизма, служащие источником газа и насколько они равноправны? Оба сценария детально исследуется в данной главе.

В разделе 2.2 исследуется поведение твердых тел из р-обсидиана.

Диссипация твердых тел в поле излучения горячей звезды есть результат двух различных механизмом: испарения и дезинтеграции вследствие тепловых напряжений. В данном разделе рассчитывается время нагрева твердых тел различных размеров и показывается, что для тел с характерными размерами более нескольких метров оно превышает время движения тела на орбите, которое можно принять равным времени свободного падения. Таким образом, внутри тела устанавливается большой градиент температуры, что является главным условием его разрушения тепловыми напряжениями.

Затем рассчитывается максимальное тангенциальное напряжение в твердом теле сферической формы, которое примерно вдвое превышает предельное напряжение на разрыв для данного материала. Поэтому первоначально крупное цельное твердое тело (10 м и более), приближаясь к звезде, растрескивается и распадается на малые фрагменты под действием тепловых напряжений. Эти фрагменты, в свою очередь, сублимируют в пределах сферы порядка 10 звездных радиуса и образуют ОЗ газовую оболочку. Главным следствием этого процесса является рост эффективной площади испарения тела и, следовательно, растет скорость испарения тела.

Другое важное следствие тепловой дезинтеграции связано с образованием «новой» пыли в окрестности звезды. Прежде, чем испариться или быть выметенным лучистым давлением, эта «новая» пыль может стать причиной вариаций яркости и собственной поляризации аналогичные тем, которые наблюдались у UXOR.

Затем были рассчитаны траектории движения уже расколовшихся фрагментов с одновременным учетом сублимации пыли. Температура пыли вычислялась из уравнения теплового баланса. Для тел с размерами меньше или равными 100µm область интенсивного испарения начинается примерно на 10r*;

тела с размерами меньше 1 см полностью испаряются прежде, чем достигнут высоких скоростей (~ 150 км/с), получаемых по наблюдениям Na D резонансных линий. Только тела существенно больше 1m могут выжить, сделав более одного оборота вокруг звезды.

В разделе 2.3 рассчитывается динамика испарившегося газа, чья динамическая эволюция зависит от многих факторов: гравитации и силы излучения центральной звезды, свойств окружающей среды, а также силы и конфигурации магнитных полей. Важной характеристикой испаряющегося вещества является сильное отклонение его химического состава от солнечного. Большой избыток тяжелых элементов в испаряющемся газе ведет к сильному увеличению действия на него силы лучистого давления.

Было вычислено радиационное излучение arad с помощью кода CLOUDY, который включает около дюжины сильных ультрафиолетовых и оптических резонансных линий. Вычисления делались для разных моделей ОЗ газа с плотностью по числу атомов в интервале от 106 – 1012 см-3, для разных расстояний от звезды (1-100 радиусов звезды) и для разных значений металличности (1 – 1000). Анализ результатов показал, что радиационное ускорение на единицу массы практически не зависит от плотности водорода в рассматриваемом диапазоне значений;

его зависимость от расстояния от звезды может быть описана как r-2;

наконец, оно пропорционально металличности с тенденцией к насыщению для m 100. В уравнении движения атомов испарившегося газа вошло радиационное ускорение, типичное для случая падающего на звезду газа, образовавшегося в результате испарения star-grazing тел: оно существенно больше, чем в случае стандартного (солнечного) химического состава и в несколько раз превосходит гравитацию звезды. В результате испаренное вещество ускоряется наружу и выметается из системы лучистым давлением.

В разделе 2.4 обсуждаются результаты расчетов движения и эволюции твердых тел и газа в оболочках UXOR. Испарение этих тел в окрестностях молодых звезд приводит к довольно сложному движению газа, включающему кратковременное падение к звезде, квази-кеплеровское вращение и радиальное истечение, типичное для ветра, переносимого давлением излучения.

Раздел 2.5 является вводным к задаче об определении химического состава падающего на звезду газа, зафиксированного в одном из эпизодов длительного мониторинга звезды UX Ori: смещенная в красную сторону спектра абсорбция была видна сразу в нескольких линиях и водорода и металлов на одинаковых скоростях и с одинаковой временнй эволюцией.

Наблюдения предоставили нам уникальную возможность проверить, какой механизм работает у молодых звезд промежуточных масс. Для этого надо было определить металличность выпавшего газа.

В разделе 2.6 описаны и представлены данные наблюдений и приведены наблюдаемые профили линий со смещенными компонентами. Наблюдения проводились по программе В.П. Гринина на NOT в течение 1994-1996 годов и сопровождались фотометрическими наблюдениями в КрАО. Как показали последние, звезда находилась в ярком состоянии.

Раздел 2.7 посвящен результатам не-ЛТР моделирования линий водорода и металлов, а именно, расчетам их оптических толщин. Было рассмотрено однородное изотермическое облако газа фиксированного химического состава, которое находится между звездой и наблюдателем, и вычислена оптическая толщина в интересующих нас линиях для разных значений плотности газа n и температуры T. Химический состав считался верным, если найденный интервал значений n и T воспроизводил одновременно во всех линиях наблюдаемые значения оптической толщины.

Для анализа были выбраны три слабые линии, а именно, H, Na D 3S-3P3/2 и 8542 компонент ИК триплета Ca II. Для этих относительно слабых линий можно принять, что наблюдаемая оптическая толщина примерно равна глубине линии. Любая модель, которая удовлетворяет требованиям для этих слабых линий, будет автоматически воспроизводить гораздо более глубокую абсорбцию, наблюдаемую в более ранних бальмеровских сериях и в Ca II H и K.

С помощью CLOUDY были вычислены ионизация и возбуждение всех элементов не-ЛТР газа, кроме натрия, для которого использовался точный код, разработанный Натта и Джиованарди [7]. Облако находилось на расстоянии 10 радиусов звезды от источника с Teff=9400К и светимостью L 55L. Два дополнительных параметра, которые нужно было определить, это толщина облака и его внутреннее поле скоростей. Последнее было взято из наблюдений (~ 150 км/с), толщина облака принималась порядка одного или нескольких радиусов звезды.

Были проверены варианты и с другими значениями металличности. Сделан вывод, что газ не может быть сильно обеднен водородом, так как в этом случае не найдено ни одного возможного решения. Результаты модельных вычислений говорят в пользу газа с химическим составом, близким к солнечному (m 10) с температурой T~ 6000-9000K.

В разделе 2.8 сравниваются 2 сценария поступления газа в ближайшую окрестность молодых звезд промежуточной массы. Делается вывод, что первый (так называемый infall) сценарий может реализоваться у звезд типа UX Ori и, соответственно, у звезд Ае/Ве Хербига. Но он не может носить определяющий характер и не может служить основным поставщиком газа.

Основным механизмом, «работающим» у звезд Хербига, как и у CTTS, является аккреция вещества, которая имеет нестационарный характер. Раздел 2.9 представляет основные выводы Главы II.

Глава III Третья глава диссертации посвящена исследованию пылевой составляющей оболочки заезд типа UX Ori. Здесь анализируется уникальный минимум блеска звезд RR Tau, длившийся полгода, интерпретация которого раскрывает физические условия в оболочках молодых звезд. Кроме этого, в главе исследуется влияние движущейся пыли в оболочке родственного звездам UXOR объекта – типичной CTTS на профили фотосферных линий.

Раздел 3.1 является вводным. Здесь обсуждаются возможные причины происхождения ОЗ облаков, а также известные по литературе события, когда уменьшение оптического излучения звезды сопровождалось усилением теплового излучения протопланетного диска в ближней ИК области.

В разделе 3.2 детально описаны оптические, поляриметрические и инфракрасные наблюдения RR Tau. Оптические наблюдения выполнялись на 1.25 м телескопе АЗТ-11 КрАО с помощью пятиканального фотометра поляриметра, который позволяет наблюдать объекты одновременно в пяти каналах UBVRI в режиме фотометрии и поляриметрии. Фотометрия RR Tau в ближней ИК-области спектра выполнялась на одноканальном фотометре, установленном на 1.25-м телескопе Крымской лаборатории ГАИШ.

Наблюдения проводились в фотометрической системе JHKLM.

В разделе 3.3 представлены результаты наблюдений. Кривая блеска и изменение линейной поляризации показывают четкую антикорреляцию, что свойственно UXOR, когда происходит экранирование звезды газопылевым облаком. Диаграмма «цвет-величина» тоже типична для представителей этого подкласса: поворот треков в синюю сторону при дальнейшем ослаблении блеска звезды объясняется увеличением вклада рассеянного околозвездной пылью излучения звезды [1]. Потоки в полосах J и K изменялись синхронно с оптическим блеском звезды. Но потоки в полосах K и L вели себя по-другому. По мере ослабления блеска RR Tau поток в полосе L увеличивался. В центральной части минимума этот процесс приостановился, но затем поток продолжал увеличиваться до выхода звезды из минимума. Показатель цвета K-L оставался постоянным. Это означает, что изменения потока в полосе K происходили синхронно с изменениями потока в полосе L, их отношение оставалось постоянным.

В разделе 3.4 дается теоретическая интерпретация этого явления. Здесь сделаны оценки основных параметров облака – температуры и полной массы излучающей пыли. Для оценки первого из параметров были использованы данные о потоках излучения в полосах K и L. Динамика изменений этих потоков со временем позволяет принять, что почти все наблюдавшееся в этих двух полосах излучение было обусловлено тепловым излучением пыли, содержавшейся в облаке. По показателям цветов были определены отношения потоков в этих полосах (2.25 и 3.4 мкм): F(K)/F(L) 1.7. Если принять, что пылевое облако излучает как абсолютно черное тело, то этому отношению соответствует температура пыли Td 1300K. На самом деле бльшая часть облака является оптически тонкой уже в полосе H. Поэтому температура пыли получается несколько иной.

По верхним участкам на диаграммах «цвет-величина» мы оценили отношение оптических толщин пылевого облака на длинах волн, соответствующих максимуму пропускания в полосах UBVRIJH. В полосе H оптическая толщина в облаке в минимуме блеска была 0.4. В более длинноволновых полосах K и L оптическая толщина должна быть еще меньше, что позволяет использовать приближение оптически тонкого излучателя. Поток теплового излучения пылевого облака, состоящего из сферических частиц радиусом a, равен a Fcloud ( ) = 2 Qabs (, a ) B (Td ) N (a ) D Здесь Qabs(,a) – фактор эффективности поглощения излучения с длиной волны частицей радиусом a, N(a) – полное число излучающих частиц в облаке данного размера, D – расстояние до RR Tau (350 pc). Используя теорию Ми и оптические параметры графита и силиката, мы рассчитали Qabs для графитовых и силикатных частиц разных размеров. Расчеты показали, что в рассматриваемом интервале длин волн основной вклад в тепловое излучение дают графитовые пылинки субмикронных размеров. Для частиц с радиусами 0.2 - 0.3µm наблюдаемое отношение потоков получается при температуре частиц Td 900 K. Решения уравнения теплового баланса L Q ( a, ) d = 4 Qabs ( a, ) B (Td ) d abs 4r 2 0 дает такую температуру для графитовых пылинок с радиусом 0.2µm на расстоянии 1 а.е. от RR Tau. Время жизни графитовых пылинок (в отличие от силикатных) весьма значительно на этом расстоянии;

они сохраняются вплоть до размеров порядка сотых долей микрона.

Подставляя полученное значение Td в формулу для потока излучения в полосе L, и приравнивая его к максимальному значению наблюдавшегося потока в этой полосе (FL = 4.210-14 эрг/см2 с ), находим полное число частиц данного размера N 1035. Отсюда при плотности частиц 3 г/см получаем полную массу пыли Md 41022 г. Для частиц с размерами 0.1µm, которые, судя по покраснению RR Tau при ослаблениях блеска, являются доминирующими, масса пылевого компонента облака равна 1023 г. Учитывая соотношение между массой газа и пыли в облаке (такое же, как в межзвездной среде), получаем полную массу газопылевого облака около 1025г, что составляет примерно 0.1 массы Луны.

Результаты наблюдений позволили оценить форму облака и его орбиту:

сам факт постоянства температуры в нем и его близость к звезде говорят о том, что во время минимума облако двигалось вблизи периастра своей сильно вытянутой орбиты. При массе RR Tau 2.5M, продолжительность обращения облака на 1 а.е. равна примерно 7.5 мес.. т.е. сравнима с продолжительностью наблюдавшегося минимума. С учетом этого можно определенно сказать, что ОЗ облако было сильно вытянутым, и пока его задняя часть еще пересекала луч зрения, передняя уже огибала звезду. Это могло стать причиной наблюдаемых флуктуаций параметров Стокса рассеянного излучения. В разделе 3.5 делаются заключения по данной части работы и обсуждаются возможные причины формирования таких облаков, например, двойственность звезд.

Раздел 3.6 посвящен другой проблеме, связанной с присутствием пыли в окружении молодых звезд – это проблема рассеяния света движущимися пылинками. В разделе дана постановка задачи. Здесь описана роль геометрического утолщения внутренней области аккреционного диска – стенки или барьера [8,9], который возникает благодаря более эффективному нагреву этой части диска излучением звезды. Этот барьер лежит в зоне сублимации пыли, которая для CTTS находится на расстоянии 0.1, а для звезд Ае/Ве Хербига 0.5r* от звезды. В рамках моделей диска, предложенных в [8,9], рассеянное излучение ОЗ диска состоит из двух частей: рассеянного излучения в зоне испарения и излучения, рассеянного в периферийных частях диска. В данной работе рассматривается первая составляющая, поскольку только она может приводить к искажению абсорбционного спектра звезды.

Как и в [9], принято, что эта область представляет собой цилиндрический слой пыли, поверхность которого локально может быть заменена плоско-параллельной полубесконечной средой. Это позволяет воспользоваться при расчетах рассеянного излучения классическими результатами теории переноса излучения. Это приближение оправдано, так как характерное расстояние, которое в реальных условиях фотон проходит в среде до момента гибели в результате поглощения пылью, обычно мало по сравнению с расстоянием до источника света и характерным размером среды.

В нашем случае этот размер равен геометрической толщине диска в зоне испарения.

В разделе 3.7 сделаны оценки вклада рассеянного излучения пылью в прямое излучение звезды и приведены основные соотношение из классической теории переноса излучения для изотропного и анизотропного рассеяния излучения. Для звезд Ае Хербига вклад рассеянного излучения в прямое излучение звезды не превышает 10%. Иначе обстоит дело в случае CTTS. Зона испарения пыли у них лежит гораздо ближе к звезде. Была рассчитана динамика испарения графитовых и силикатных частиц пыли разных размеров по мере их приближения к звезде. Предполагалось, что пылинка участвует в квази-кеплеровском движении аккреционного диска и движется к звезде с некоторой фиксированной скоростью. На каждом шаге траектории из уравнения теплового баланса вычислялась температура пыли и текущее значение ее радиуса. Приняты характерные для TTS параметры:

L=5L, Teff = 4000K. Результаты расчетов показали, что в магнитосферу TTS может проникать пыль (в основном, графитовая) с характерными размерами 0.1µm и больше. Кроме того, частицы пыли могут проникать в ближайшую окрестность звезды и в результате тепловой дезинтеграции твердых тел (Глава II).

В разделе 3.8 приводятся и анализируются результаты расчетов интенсивности рассеянного излучения для моделей с изотропным и анизотропным рассеянием для разных углов наклона аккреционного диска к картинной плоскости i (угол отсчитывается от вертикальной оси диска). Из рассчитанные профилей абсорбционных линий видно, что основным параметром, влияющим на профили, является скорость вращения ОЗ диска в зоне сублимации. Чем больше скорость вращения, тем сильнее размывается линия поглощения. Профиль линии мало чувствителен к типу рассеяния (изотропное или анизотропное) и значению альбедо однократного рассеяния.

Эти параметры влияют только на интенсивность рассеянного излучения. Так, при альбедо однократного рассеяния равного 0.5 (смесь MRN [10]), рассеянное излучение примерно на порядок слабее по сравнению со случаем чистого рассеяния. В этом случае вклад рассеянного излучения в наблюдаемое будет мал.

Эта ситуация может измениться, если в диске преобладают частицы из силикатов, у которых альбедо однократного рассеяния близко к единице, либо, если ОЗ диск сильно наклонен относительно картинной плоскости.

Тогда прямое излучение звезды может быть сильно ослаблено поглощением в пылевой атмосфере диска, а излучение, рассеянное в зоне сублимации, дойдет до наблюдателя почти полностью. В этих условиях ослабления блеска звезды будут сопровождаться появлением широких крыльев в линиях поглощения и уменьшением их остаточной интенсивности в их центральных частях. Как было уже сказано, частицы пыли могут проникать в магнитосферу звезды (внутрь зоны коротации) и падать на звезду в режиме свободного падения. При наличие в рассеивающей среде тангенциальной u и радиальной v компонент скорости, сдвиг по частоте x' из-за эффекта Доплера определяется соотношением x' = u sin i sin ' + v sin i cos Расчеты показывают, что существование в зоне сублимации наряду с вращением радиальных движений, направленных к звезде, приводит к расширению линии поглощения и смещения ее в синюю сторону. Подобная асимметрия линии вызвана тем, что рассеянное излучение формируется в той части аккреционного диска, в которой радиальная скорость имеет составляющую, направленную к наблюдателю. Противоположная часть рассеивающей области закрыта от наблюдателя околозвездным диском.

Далее рассчитываются простейшие модели азимутально неоднородной рассеивающей среды, в которой эффективная толщина диска в зоне испарения является ступенчатой функцией азимута. В этом случае наблюдается периодическая модуляция лучевой скорости звезды. Она будет существовать, даже если доля рассеянного излучения в полном излучении составляет всего 10%.

В разделе 3.9 обсуждаются результаты сделанных вычислений и их возможное наблюдательное проявление у звезд типа Т Тельца. В частности, обнаруженные у звезд AA Tau и RU Lup периодические вариации лучевых скоростей могут быть вызваны описанным выше эффектом рассеяния излучения звезды во внутренних частях асимметричного околозвездного диска. В разделе 3.10 кратко перечисляются основные выводы Главы III.

Глава IV Четвертая глава также посвящена пылевой составляющей оболочек молодых звезд, в частности, дисковому ветру у молодых одиночных звезд и в двойных системах. Раздел 4.1 посвящен описанию современной теории истечения вещества у молодых звездных объектов. Источником ветра является сам аккреционный диск, поэтому ветер называется дисковым.

Блэндфорд и Пейн (БП) [11] предложили универсальный механизм, решающий проблему отвода углового момента и энергии из вращающихся аккреционных дисков. Универсальность состоит в том, что он работает при определенных условиях независимо от того, что является центральной машиной – молодые звезды, активные ядра галактик, черные дыры и т.д.

Условия действия механизма следующие: если тонкий аккреционный диск «прошит» крупномасштабным магнитным полем, вмороженным в этот диск, находящийся к тому же в кеплеровском вращении, то в области, где магнитные силовые линии наклонены к поверхности диска под углом, меньшим 60 градусов, газ с поверхности диска будет двигаться вдоль силовых линий с помощью центробежной силы и ускоряться под действием силы Лоренца. После достижения альвеновской скорости газ попадает в зону, где начинает нарастать тороидальная компонента поля, происходит само коллимация газа.

В разделе перечисляются три основных класса, на который разбиваются модели дискового ветра: протяженный ветер (запуск вещества происходит на протяженном участке диска от 0.1 до 1 а.е), Х-ветер (запуск осуществляется из тонкого слоя в области разрушения диска магнитосферой звезды) и ветер в виде эжекции плазмоида (как на Солнце). Наблюдения говорят в пользу модели протяженного дискового ветра. Дисковый ветер включает не только высокоскоростной компонент (джет), но и низкоскоростной (скорости, измеренные по запрещенным линиям некоторых элементов равны примерно 5-40 км/с на 1 а.е.). Глава IV посвящена исследованию именно второго – низкоскоростного - компонента ветра, и его мы будем в дальнейшем называть собственно дисковым ветром.

В разделе 4.2 исследуется запыленный дисковый ветер у одиночных молодых звезд типа Т Тельца и Ае Хербига. Сафье [12], обобщив модель БП, показал, что в частично ионизованном ветре в результате столкновений с нейтральными атомами, с поверхности аккреционного диска поднимается и пыль. Максимальный размер пылинок, способных подняться с поверхности диска, равен примерно 1 мм. Очевидно, что присутствие пыли в дисковом ветре (ДВ) должно отражаться на околозвездной экстинкции, распределении энергии в спектре и поляризационных свойствах молодых звездных объектов. Опираясь на результаты Сафье, мы рассматриваем взаимодействие пылевой компоненты ветра с горячим (10000 К) газом и излучением звезды у CTTS и звезд Ае Хербига (HAE). Для этого рассчитана эффективность процесса столкновения частиц газа (атомов, ионов, электронов) с пылинками:

1/ 8kTi Qcoll = a ni m 2kTi i i, где ni, mi, Ti - концентрация, масса и i температура i-той частицы газа, соответственно, a – радиус пылинки, доля кинетической энергии частицы газа, которая переходит при столкновениях в тепловую энергию пыли (принята равной единице).

Энергия, поглощенная частицей пыли, можно записать в виде a 2 * L ( )e Qabs ( )d Q* = 4r 0, где r – сферический радиус, L*() светимость звезды на длине волны, Qabs() - фактор эффективности поглощения излучения для частиц данного радиуса и химического состава, - оптическое расстояние от источника излучения до данной точки среды.

Как показали расчеты, отношение Q*/Qcoll для пылинок размером 0.1 µm из графита и силиката вдоль линий потока в дисковом ветре с различными стартовыми расстояниями (от 0.1 до 1 а.е) оказалось очень большим, т.е.

нагрев пылинок в результате столкновений с атомами и свободными электронами в ветре ничтожно мал по сравнению с нагревом излучением звезды. Было проверено влияние на выживание пыли таких механизмов, как выбивание молекул после столкновения с частицей газа (sputtering – процесс). При энергии налетающих атомов порядка 1 эв sputtering–выход равен нулю. Основным процессом, влияющим на выживание пыли в дисковом ветре, остается сублимация пыли – переход в газообразное состояние из твердого. В предположении аксиальной симметрии ветра было рассчитано, какая часть полной светимости звезды может быть поглощена и рассеяна пылевой компонентой ветра (), и при каких углах наклона диска к лучу зрения ДВ прозрачен для излучения звезды.

Чтобы рассчитать, было использовано распределение плотности в ДВ из модели дискового ветра CTTS, представленной Гарсиа и др. [13].

Вычисления оптической толщины проводились для смеси MRN и отношения пыли к газу 1:100 (как в межзвездной среде). Для моделирования ДВ у звезд Ае Хербига были применены соотношения подобия из [13], связывающие параметры ДВ с массой звезды и темпом аккреции. Параметры CTTS:

R=2.5R, Teff = 4000 K, L 1.5L, M = 1M. Параметры HAE: M=2.5M, Teff = 9000 K, L = 50L. В результате коэффициент экранирования для CTTS находится в пределах от 0.1 до 0.4 (10-9 – 10-6)M в год. Таким образом, дисковый ветер может поглощать и рассеивать заметную часть полной светимости звезды, создавая обширную зону тени в прилегающей к нему области ОЗ диска. У звезд Ае Хербига радиус зоны сублимации значительно больше ( 0.5), и отсутствие пыли во внутренней области дискового ветра заметно уменьшает телесный угол, в пределах которого излучение звезды может быть заметно поглощено или рассеяно пылевой компонентой ветра ( ~ 0.15 при темпах аккреции 10-6M год). Тем не менее, это сравнимо с эффектом, производимым внутренней стенкой в зоне сублимации пыли [8].

Расчет углов между плоскостью диска и лучом зрения, при которых оптическая толщина дискового ветра (смесь MRN) равна единице, показал, что у звезд типа Т Тельца он заключен от 8 до 37 градусов (на длине волны 0.5µm, соответствующей максимуму пропускания полосы V), и 12 – градусов на длине волны 0.1µm близкой к длине волны L, играющей важную роль в энергетике ультрафиолетовых (УФ) спектров молодых звезд.

Значения углов даны для тех же темпов аккреции: 10-9 – 10-6 M в год.

Значения углов для НАЕ заметно меньше. Эти углы показывают, при каких наклонениях ОЗ дисков к лучу зрения можно наблюдать УФ и оптический спектр молодой звезды без искажения поглощением в дисковом ветре. Таким образом, пылевой компонент дискового ветра может конкурировать (особенно у TTS) с утолщенной стенкой на внутреннем диске и экранировать от прямого излучения звезды прилегающую к ней часть аккреционного диска. У звезд Ае Хербига этот эффект может быть сравним с эффектом «стенки» только при больших темпах аккреции.

Раздел 4.3 посвящен исследованию дискового ветра в молодых двойных системах с маломассивными компаньонами. Центром внимания является молодая система, окруженная остатками протозвездного облака или СВ – диском (от circumbinary). Теоретические исследования таких систем показали [14], что под действием приливных возмущений во внутренней области СВ диска образуется полость, свободная от вещества. Под действием вязкости и гравитационных возмущений в эту полость периодически проникают потоки вещества из СВ-диска, которые поддерживают аккреционную активность главного компаньона.

Аккреционный диск образуется и возле второго компаньона, причем при массе компаньона много меньшей массы главной звезды вторичный компонент может стать главным аккретором вещества из протозвездного облака. Аккрецируя вещество из СВ-диска, маломассивный компонент теряет некоторую его часть в виде дискового ветра и сам становится источников вещества, которое может высоко подниматься над плоскостью системы. В результате в двойной системе образуется протяженная асимметричная газопылевая оболочка (общая с главной звездой), которая может поглощать излучение главного компаньона. В этом разделе рассматриваются фотометрические эффекты, которые могут наблюдаться в оптическом диапазоне длин волн в результате орбитального движения общей оболочки.

С учетом вышесказанного рассматривается следующая модель. Аккреция происходит на маломассивный компонент, его орбита предполагается круговой. Темп аккреции - один из параметров задачи, не зависит от фазы орбитального периода. ДВ предполагается азимутально однородным в системе координат вторичного компонента. При переходе в систему координат главного компонента вектор скорости частицы суммируется с вектором скорости орбитального движения вторичного компонента. В результате распределение начальных скоростей фрагментов ветра, которые назовем частицами ветра, становится анизотропным. Рассматривалось истечение либо при фиксированном угле выброса частиц ветра (отсчитывается от оси диска), либо при случайном выбросе в интервале углов 40 – 60°. Скорость ветра, выраженная в единицах орбитальной скорости вторичного компонента, является параметром задачи. Предполагается также выполнение зеркальной симметрии ветра по отношению к плоскости аккреционного диска.

Задача сводится к расчету траекторий частиц, выбрасываемых дисковым ветром маломассивного компонента в процессе его движения по орбите в поле тяготения главного компонента. Расчеты проводились в баллистическом приближении;

движение каждой частицы считалось независимым от других частиц. Имитировался квазинепрерывный процесс (интервал между выбросами был очень мал). Счет прекращался, когда частица покидала систему или пересекала ее экваториальную плоскость. В зависимости от начальной скорости и угла выброса частиц распределение вещества в общих оболочках, созданных дисковым ветром имело самые разные формы. Чтобы определить оптические свойства таких оболочек, были рассчитаны колонковые плотности (плотности на луче зрения между наблюдателем и главным компонентом системы) пробных частиц, которые затем переводились в реальные плотности (число частиц в см-2), принимая во внимание заданный темп потери массы. Затем рассчитывались соответствующие оптические толщины (,), где – угол между лучом зрения и плоскостью двойной системы, – азимутальный угол. Была выбрана пылевая смесь Дрейна и Ли [15], радиус пылинки 0.1µm.

Фотометрические минимумы рассчитывались по формуле I(,) = I*e-(,) + Isc Здесь I* - интенсивность излучения звезды, Isc – интенсивность излучения, рассеянного ОЗ пылью. В данных расчетах принято, что Isc = const = 0.1I*.

Результаты расчетов показывают, что параметры минимумов (их форма, глубина и продолжительность) зависят от скорости ветра, темпа аккреции и угла наклона экваториальной плоскости системы к лучу зрения. Чем больше темп аккреции, тем больше угол, под которым возможен фотометрический эффект. Чем меньше скорость ветра, тем меньше угол наклона, под которым могут наблюдаться затмения. Общая оболочка не образуется, если стартовая скорость ветра больше скорости убегания на расстоянии орбиты вторичного компонента;

все вещество покидает систему.

Блеск главного компонента может быть подвержен периодической модуляции, обусловленной изменениями экстинкции в общей оболочке, порождаемой дисковым ветром вторичного компонента. Важным следствием этого является тот факт, что вероятность обнаружения двойных систем среди молодых звезд может быть отлична от нуля даже в тех случаях, когда плоскость двойной системы заметно наклонена к лучу зрения и эффект затмения в его классической форме невозможен. Это особенно важно в тех случаях, когда системы окружена мощным СВ-диском, поскольку компоненты таких систем не видны при наблюдениях с экватора из-за сильного поглощения излучения в диске.

Сравнение наблюдаемых кривых блеска UXOR с теоретическими, рассчитанными в данном разделе, показывают, что модель двойной системы с маломассивным вторичным компаньоном, с диска которого происходит истечение вещества с невысокими стартовыми скоростями (меньше кеплеровской скорости), дает примерно такие же по форме минимумы. Они характеризуются быстрым спадом блеска и более медленным подъемом. Их полная продолжительность сравнима с орбитальным периодом.

В разделе 4.4 рассматривается дисковый ветер в молодых двойных системах с эксцентрическими орбитами и показывается, что он может объяснить природу циклической активности молодых звезд. По сделанным оценкам, характерное газодинамическое время аккреционного диска значительно превышает орбитальный период. Т.о., дисковый ветер не успевает отслеживать изменения темпа аккреции на внешней границе диска.

Но наблюдения показывают, что имеет место модуляция с фазой орбитального периода параметров линии H. Это означает, что физические условия в центральной области аккреционного диска, где формируется линия, подвержена периодическим изменениям, связанным с орбитальным движением компонентов системы. Эти изменения могут быть инициированы приливными возмущениями и спиральными ударными волнами. Результатом может стать усиление дискового ветра в периастре орбиты. Поэтому при моделировании рассмотрены модели как с постоянным, так и переменным темпом потери массы.

Расчеты производились способом, описанном в предыдущем разделе.

Колонковые плотности и кривые блеска рассчитывались для четырех ориентаций орбиты по отношению к наблюдателю (в периастре, в апоастре и двух промежуточных положениях На рис. 2 показано распределение плотности в общей оболочке для одной из рассчитанных моделей ветра в разных проекциях. Видно, что форма оболочки сильно различается в разных проекциях. Для вычисления ослаблений блеска двойной системы было принято, что основным источником излучения является главный компонент.

Поток излучения от него ослабляется при прохождении сквозь пылевой компонент дискового ветра в e- раз. При » 1 поток излучения определяется рассеянным излучением ОЗ пыли, которое включает рассеянное излучение ОЗ и СВ диска, а также рассеянное излучение общей оболочки. С учетом этого Fobs= (L*/4D2) e- + Fsc, где D – расстояние до наблюдателя.

Рис. 2 Пример общей оболочки в двойной системе с эллиптической орбитой (e = 0.5). Коодинаты даны в единицах большой полуоси.

Маломассивный компаньон находится в точке с координатами X=0.5;

Y=0.

Большая полуось совпадает с осью X.

Интенсивность рассеянного излучения была рассчитана в двух вариантах:

не зависящей от фазы орбитального периода и в зависимости от фазы. Во втором случае применялось приближение однократного рассеяния.

Рассчитанные кривые блеска отличаются большим разнообразием форм Самые продолжительные минимумы наблюдаются в системах, затмения которых происходят в момент прохождения компаньоном периастра, самые короткие – при наблюдениях системы со стороны периастра. В промежуточных положениях (после прохождения периастра) кривые блеска характеризуются крутым спадом и медленным подъемом, а после прохождения апоастра наблюдается обратная картина: спад блеска происходит медленнее, чем подъем. В системах, ориентированных к наблюдателю с апоастра, с увеличением наклона орбиты продолжительность затмений увеличивается и при 30° может быть сравнима с периодом системы. Учет фазовой зависимости рассеянного излучения приводит к асимметричным малоамплитудным поярчаниям при входе и/или выходе звезды из минимума.

В разделе 4.5 исследуется формирование движущихся теней на поверхности СВ-дисков. Пылевой компонент ветра был принят аналогичным пыли у типичной звезд типа Т Тельца HL Tau. Коэффициент поглощения на единицу газопылевой смеси в полосе V равен 500 см2 /г. Во всех моделях рассматривалась типичная TTS с массой 1M и большой полуосью a равной 3 а.е. Для моделирования изображения СВ диска мы воспользовались стандартной моделью аккреционного расходящегося диска. При расчете потока излучения в произвольной точке на поверхности СВ диска принималось во внимание поглощение и рассеяние в общей оболочке, созданной дисковым ветром. Используя полученные в предыдущем разделе фазовые зависимости распределения плотности в общих оболочках, мы рассчитали изображения дисков (теоретические карты яркости), видимых с полюса для нескольких моделей дискового ветра. Расчеты показывают, что заметная тень появляется на диске, если темп потери массы достаточно высок ( 10-9M в год). Если орбита двойной системы эллиптическая, то форма и положение тени на диске будет меняться в течение орбитального движения: в момент прохождения апоастра тень будет же и слабее, чем в периастре.

Профили тени имеют форму с двумя пиками. Это обусловлено специфической геометрией ветра: частицы выбрасываются в пределах конуса, ограниченного углами 40 и 60°. Контраст тени сильно падает в сторону длинных волн. Т.о., в ближней ИК области спектра тень от ветра может быть обнаружена при бльшем темпе потери массы ( 10-8 M в год).

Раздел 4.6 рассматривает дисковый ветер в двойных системах как механизм затмений в экзотических затменных двойных. Такими звездами являются Aur, KH 15D, H187. Затмевающим телом при столь долго длящихся затмениях, какие наблюдаются у этих звезд, не может быть звезда.

Другими исследователями предлагались модели, где в качестве экрана выступал ОЗ диск одной из звезд системы. Предлагаемые модели накладывают свои ограничения на физические условия в окрестности молодых звезд и требуют своего обоснования. Некоторые из них противоречат принятой в настоящее время теории образования звезд.

Поэтому этот класс объектов привлекает особое внимание астрономов и до сих пор является загадкой. В данной работе в качестве затмевающего тела предлагается дисковый ветер и созданная им общая оболочка. Преимущества этой модели в том, что она позволяет наблюдать экстремально долгие затмения на больших широтах, так как плотный дисковый ветер может высоко подниматься над экваториальной плоскостью. Кроме того, она объясняет все наблюдаемые формы затмений: V-образную и прямоугольную с промежуточным поярчанием (в зависимости от ориентации орбиты и наклона плоскости диска к лучу зрения.

В разделе 4.7 моделируется дисковый ветер в молодых двойных системах, наблюдаемых с полюса. Эта работа проведена с целью интерпретировать результаты затмения конкретного объекта – Н 187.

Согласно данным наблюдений, эта система должна быть видна практически с полюса. Расчет кривых блеска при углах наклона плоскости диска к лучу зрения до 30 – 50 градусов дал совершенно различные по глубине и ширине кривые блеска в зависимости от ориентации орбиты по отношению к наблюдателю (раздел 4.4). Но при углах близких к 90° это различие исчезает: все кривые блеска похожи друг на друга (расчет производился на =0.55µm (полоса V). При достаточно мощном темпе потери массы (10-7M в год) фотометрические минимумы достаточно глубоки даже при виде с полюса. Форма и амплитуда кривых блеска зависит от эксцентриситета орбиты (чем меньше e, тем шире минимум). От кинематических параметров ветра форма затмений зависит слабо. Они влияют только на глубину минимума. Вопрос о применимости данной модели к объектам типа Н 187, демонстрирующего обширные затмения, зависит от ряда факторов, таких, как изменение лучевой скорости главной звезды в разных фазах затмения и уровня аккреционной активности.

Раздел 4.8 посвящен дисковому ветру в молодом звездной объекте НН 30, в котором центральный источник закрыт плотным диском, видимым с ребра, перепендикулярно которому в обе стороны распространяются 2 джета.

За последние 2 года (2006 и 2007) было сделано два важных открытия у этого объекта: 1) обнаружение молекулярного истечения [16], стартующего из области, близкой к звезде и внутренней границе диска, что не позволяет применить общеизвестную модель, где молекулярные истечения объясняются джетом, сметающим окружающее диск и звезду вещество;

и 2) открытие двойственности НН 30 [17]. Поэтому в данном разделе рассматривается 2 сценария молодой двойной системы (НН 30 – типичная звезда TTS): один из них предполагает период обращения второго компаньона равным 53 года, второй – менее одного года. Оба сценария предложены в [17] для объяснения структуры джета. Мы рассчитали дисковый ветер в рамках этих двух сценариев, чтобы объяснить молекулярное истечение вещества, открытое у НН 30 и пришли к выводу, что первый сценарий не работает в этой системе, так как изофоты полученного истечения не соответствуют наблюдаемым либо стартовый скорости ветра должны быть достаточно большими, чтобы истечение не имело ярко выраженную спиралевидную структуру. 2-й сценарий больше соответствует наблюдениям, но старт дискового ветра в нашей модели происходит с внутренней поверхности СВ-диска, так как двойная система является очень тесной, и джет и низкоскоростной ветер выбрасываются из пространственно разнесенных областей. В этом же разделе обсуждается возможность объяснения переменной яркости туманности, на фоне которой виден диск НН 30 с помощью модели структурированного дискового ветра. В разделе 4. перечисляются основные результаты Главы IV.

В Заключении подводится итог работы, перечисляются основные выводы и перспективы будущих исследований.

Цитируемая литература 1. Grinin V.P. ASP Conf. Vol. 219, p.216 (2000) 2. Гринин В.П., Катышева Н.А. Известия КрАО 62, 59 (1980) 3. Гринин В.П., Мицкевич А.С. Астрофизика 32, 383 (1990) 4. Ferland G.J. CLOUDY, University of Kentucky, Department of Physics and Astronomy, Internal Report (1993) 5. Grinin V.P., Kozlova O.V., Natta A. et al. A&A; 379, 482 (2001) 6. Catala C., Reipurth B.(ed.) Proc. ESO Workshop, Low Mass Star Formation and Pre-Main Sequence Objects. Garching bei Munchen, p.471 (1989) 7. Natta A., Giovanardi C. ApJ 356, 646 (1990) 8. Natta A., Prusti T., Neri R. et al. A&A; 371, 186 (2001) 9. Dullemond C., Dominik C., Natta A. A&A; 560, 957 (2001) 10. Mathis J.S., Rumpl W., Nordsieck K.H. ApJ 217, 425 (1977) 11. Blandford R.D., Payne D.G. MNRAS 199, 883 (1982) 12. Safier P.N. ApJ 408, 115 (1993) 13. Garcia, P.J.V., Ferreira, J., Cabri S., Binette L. A&A; 377, 589 (2001) 14. Artymowicz, P., Lubow, S.H. ApJ 421, 651 (1994) 15. Draine B.T., Lee H.M. ApJ 285, 89 (1984) 16. Pety J., Gueth F., Guillateau S., Dutrey A. A&A; 458, 841 (2006) 17. Anglada G., Lopez R., Estalella R. et al. AJ 133, 2799 (2007) Основные публикации по теме диссертации 1. Grinin V.P., The P.S., de Winter D., Giampapa M., Rostopchina A.N., Tambovtseva L.V. and van den Ancker M., The Beta Pictoris phenomenon among young stars, Astron. Astrophys. 292, 165-174 (1994) 2.Grinin V.P., Tambovtseva L.V. Variable circumstellar obscuration and variability of emission lines in the spectra of the Herbig Ae/Be stars, Astron.

Astrophys. 293, 396-402 (1995) 3. Grinin V.P., Natta A., Tambovtseva L.V. Evaporation of star grazing bodies in the vicinity of hot young stars, Astron. Astrophys. 313, 857 (1996) 4. Shestakova L.I., Tambovtseva L.V., The thermal destruction of solids near the Sun, Earth, Moon, and Planets, 76, 19-45 (1997).

5. Tambovtseva L.V., Shestakova L.I. The cometary splitting due to the thermal disintegration, Planetary and Space Sci., 47, 319-326 (1999) 6. Тамбовцева Л.В., Гринин В.П., Козлова О.В., Не-ЛТР модели аккреционных дисков звезд типа UX Ori, Астрофизика, 42, 75- (1999) 7. Natta A., Grinin V.P., Tambovtseva L.V. An interesting episode of accretion activity in UX Orionis, Astrophys. J., 542, 421-427 (2000) 8. Тамбовцева Л.В., Гринин В.П., Роджерс Б., Козлова О.В., Диагностика аккреционных дисков звезд типа UX Ori по водородным линиям бальмеровской, пашеновской и брэккетовской серий, Астрон. Ж., 78, 514- (2001) 9. Гринин В.П., Тамбовцева Л.В. Дисковый ветер в молодых двойных системах c маломассивными вторичными компонентами: наблюдательные проявления в оптическом диапазоне, Письма в Астрон. Ж. 28, 667-684 (2002) 10. Гринин В.П., Шаховской Д.Н., Шенаврин В.И., Ростопчина А.Н., Тамбовцева Л.В. Наблюдения уникального минимума RR Tau в оптическом и ближнем инфракрасном областях спектра, Aстрон. Ж. 79, 715-725 (2002) 11. Гринин В.П., Тамбовцева Л.В., Сотникова Н.Я, Дисковый ветер в молодых двойных системах и природа циклической активности молодых звезд Письма в Астрон. Ж, 30, 764-, (2004) 12. Гринин В.П., Тамбовцева Л.В,, Мицкевич А.С. Рассеяние света движущимися пылинками в ближайших окрестностях молодых звезд, Письма в Астрон. Ж., 32, 122-131 (2006) 13. Tambovtseva L.V., Grinin V.P., Weigelt G. Moving shadows on the dusty disks of young stars, Astron. Astrophys. 448, 633-639 (2006) 14. Гринин В.П., Тамбовцева Л.В, О механизмах затмений в экзотических затменных системах, Астрофизика, 49, 553–571 (2006) 15. Тамбовцева Л.В,, Гринин В.П. Пыль в дисковых ветрах молодых звезд как источник околозвездной экстинкции, Письма в Астрон. Ж. 34, 259- (2008) 16. Л.В. Тамбовцева, Запыленный дисковый ветер в молодых двойных системах, наблюдаемых с полюса, Астрофизика, 51, 267-275 (2008) 17. L.V. Tambovtseva, V.P.Grinin, Disk wind in the HH 30 binary models, MNRAS, 387, 1313-1318 (2008) Публикации в нереферируемых изданиях:

1. L.V. Tambovtseva, V.P. Grinin, Variable circumstellar obscuration and variability of emission lines in the spectra of Herbig Ae/Be stars, Proc. of the Conf.

Nature and Evolutionary Status of Herbig Ae/Be Stars, ASP Conference Series v.

62, eds. Van den Heuvel, P.S. The, M. Perez, p. 201-204 (1994) 2. V.P.Grinin, A. Rostopchina, P.S.The, D. de Winter, van den Ancher, M.

Giampapa, L.V. Tambovtseva, The Beta Pictoris phenomenon among young stars, там же, p. 130 – 131 (1994) 3. V.P. Grinin, L.V. Tambovtseva, Evaporation of star grazing bodies in the vicinity of the UX Ori type stars, Proc. of the 10th IAP Meeting Circumstellar Dust Disks and Star Formation, eds. R. Ferlet and A. Vidal-Madjar, Editions Frontieres, p. 359-361 (1994) 4. D. De Winter, V.P.Grinin, C. Grady, L.V. Tambovtseva, M. Perez, P.S. The, M.

van den Ancker, The Beta Pictoris phenomenon among young stars: the case of the Herbig Ae star UX Ori, там же, p. 171-175 (1994) 5. L.I. Shestakova and L.V. Tambovtseva Dust particles near the Sun, 1996, Physics, Chemistry, and Dynamics of Interplanetary Dust, ASP Conf. Ser. vol.

104, B.A.S. Gustafson and M. S. Hanner (eds.), p. 361-364 (1996) 6. L. V. Tambovtseva and V.P. Grinin, Numerical Modeling of Anisotropic Stellar Winds in Herbig Ae/Be Stars, in Cyclical Variability in Stellar Winds, Proc. of ESO Workshop, L. Kaper and A.W. Fullerton (eds.), Springer-Verlag, p. (1998) 7. L.V. Tambovtseva and V.P. Grinin Non-LTE modeling of accretion disks in UX Ori type stars in Disks, in Planetezimals and Planets, ASP Conf. Series, F. Garzon, C. Eiroa, D. De Winter and T. Mahoney (eds.), vol. 219, p. 428-432 (2000) 8. V.P. Grinin and L.V. Tambovtseva, The dusty disk winds in young binary systems with The low mass second components in Proc. Towards Other Earths:

DARWIN/TFP and the Search for Extrasolar Terrestrial Planets, Heidelberg, Germany, ESA SP-539, p. 429-433 (2003) 9. Л.В. Тамбовцева, В.П. Гринин, Запыленные дисковые ветры в молодых двойных системах, в Трудах Конференции Звездообразование в Галактике и за ее пределами, ИНАСАН, Москва, с. 172-179 (2006) 10. Л.В. Тамбовцева Дисковые ветры в молодых одиночных и двойных звездах, "Современная астрофизика: традиции и перспективы", междунар.

конф. - Вторые Фесенковские чтения, Алматы, Казахстан, с. 39-40 (2007)