Интерпретация наблюдательных проявлений активности классических звезд типа Т Тельца в рамках модели магнитосферной аккреции тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, доктор физико-математических наук Ламзин, Сергей Анатольевич

• Ламзин, Сергей Анатольевич
• доктор физико-математических наук
• 2004

Оглавление диссертации доктор физико-математических наук Ламзин, Сергей Анатольевич

Введение

Литературный обзор.

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

Глава I. Расчет структуры аккреционной ударной волны

1.1 Выбор между хромосферной и корональной моделью активности СТТЭ

1.2 Постановка задачи о расчете структуры АУВ.

1.3 Система уравнений радиационной газодинамики.

1.4 Граничные условия и метод решения.

1.4.1 Область перед фронтом ударной волны.

1.4.2 Область за фронтом ударной волны.

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Интерпретация наблюдательных проявлений активности классических звезд типа Т Тельца в рамках модели магнитосферной аккреции»

Литературный обзор

Звезда Т Тельца привлекла внимание астрономов после того, как J.Hind в 1852 г. обнаружил ее переменность [416]. Однако прототипом нового класса объектов Т Tau стала почти сто лет спустя, после того, как A.Joy изучил спектральные особенности 11 наиболее ярких переменных звезд спектральных классов F-G, располагавшихся вблизи темных и/или отражательных туманностей [183]. В отличие от своих предшественников, пытавшихся классифицировать аналогичные объекты по особенностям кривых блеска, Джой за основу принадлежности к новому классу выбрал чисто спектроскопические критерии: эмиссия в определенных линиях, главным образом, в линиях HQ и Fei, а также класс светимости IV-V.

Подробно ранние этапы изучения молодых звезд описаны П.Н.Холоповым [416], а здесь мы ограничимся лишь кратким обзором этого периода. Широкоугольные снимки областей в окрестностях темных туманностей, полученные с объективной призмой, позволили к началу 50-х годов обнаружить свыше ста звезд поздних спектральных классов с яркой эмиссией в линии HQ. Проанализировав щелевые спектры этих объектов, Дж.Хербиг [159] предложил относить к типу Т Тельца (TTS) не только звезды спектральных классов Fe-Ge, но и более поздних, включая М. В обзоре [161], который содержит первый каталог звезд типа Т Тельца, Хербиг сформулировал следующие критерии принадлежности к типу, которые, в известном смысле, сохранились и по сей день:

• наличие поблизости темной или отражательной туманности

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

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

• сильная линия поглощения Li I 6707

Второй каталог этих звезд [163] содержал примерно вдвое больше звезд, а третий [165] - около 650. На данный момент к типу Т Тельца относят уже примерно 2000 звезд.

Прогресс в понимании эволюционного статуса TTS наметился очень быстро. Уже в конце 40-х годов В.А.Амбарцумян, исходя из соображений звездной динамики, предположил, что процесс звездообразования в Галактике продолжается до сих пор, а звезды типа Т Тельца, как раз, и представляют собой недавно родившиеся (t < 3-106 лет) звезды [8]. В пользу этой гипотезы свидетельствовала не только концентрация TTS вокруг темных газо-иылевых облаков, но и большое обилие лития в их атмосферах [49], который должен быстро "выгорать" в звездах после начала термоядерных реакций [304]. 1 Последние сомнения относительно молодости TTS рассеялись после того, как Хаяши с сотрудниками рассчитал эволюцию звезд на стадии сжатия к главной последовательности (ГП): TTS оказались в области диаграммы Герцшпрунга-Рессела, через которую проходили конвективные треки звезд с массой менее ~ 2 М0 - см. [157] и приведенные там ссылки.

В настоящее время термин "звезды типа Т Тельца" часто используют для обозначения всех звезд с массой менее 2-3 М© еще не достигших главной последовательности - см., например, книгу [155], - однако мы будем придерживаться более узкого толкования, соответствующего "наблюдательным" критериям. С этой точки зрения, TTS - это молодые (возраст менее 10 млн. лет) звезды поздних (позднее F5) спектральных классов с эмиссиониыми линиями. У некоторых TTS также наблюдается избыточное - по сравнению со звездами ГП тех же спектральных классов - излучение в континууме. Проще всего эмиссию в континууме обнаружить в ультафиолето-вом (УФ) и/или инфракрасном (ИК) диапазонах, но у некоторых звезд она может быть достаточно велика и в видимой области спектра. 2 Для звезд типа Т Тельца характерна сильная переменность во всех спектральных диапазонах: на временных интервалах от десятка минут до десятков лет меняется интенсивность эмиссионного континуума, а также абсолютная и относительная интенсивность эмиссионных линий и их ирофилей - см. обзоры [161, 384, 13, 41, 28, 265, 406] и приведенные там ссылки. Давно известно, что в окрестностях этих звезд имеет место крупномасштабное движении вещества: у самой T Таи, например, признаки ветра были найдены еще в 1947 г. [291], а в 1963 г. Уокер обнаружил, что на звезду YY Ori происходит падение вещества [326].

В дальнейшем, употребляя словосочетание "активность звезд типа Т Тельца", мы будем подразумевать всю совокупность вышеперечисленных особенностей, характерных для этих звезд.

Уже в пионерской работе Джоя [183] было отмечено, что эмиссионные спектры TTS напоминают спектр солнечной хромосферы, наблюдаемой во время затмений. Это сходство производило настолько сильное впечатление, что на протяжении 30 лет интерпретация эмиссионного спектра TTS происходила только в рамках представлений об аномально высокой хромосферной активности молодых звезд малой массы.3 Для этого имелись вполне резонные теоретичекие предпосылки. Действительно, светимость, глубина конвективных зон и угловая скорость осевого вращения молодых звезд малой массы гораздо больше чем у Солнца, поэтому процесс генераспектрах TTS фотосферная линия Li 16707 весьма сильная, тогда как на Солнце обилие лития (по числу атомов) всего в 2-3 раза превышает обилие урана [341].

2Избыточный (эмиссионный) континуум в оптическом диапазоне принято называть вуалирующим, поскольку он в той или иной степени уменьшает наблюдаемую глубину абсорбционных линий фотосферы.

3Если не считать ранних публикаций, в которых обсуждалась возможность выделения энергии при распаде гипотетического сверхплотного "дозвездного вещества" - см., например, [342, 356]. ции магнитных полей и нагрев надфотосферных слоев у этих объектов должен быть гораздо более мощным по сравнению с солнечным - см. [41, 112] и приведенные там ссылки. Истечение вещества с темпом потери массы Mw ~ Ю-7 М0/год (по оценке [215]), обнаруженное у TTS с наиболее интенсивными эмиссионными линиями, вполне вписывалось в эту картину в рамках аналогии с солнечным ветром. Даже явления аккреционного типа, наблюдавшиеся у некоторых TTS, 4 вначале не вызывали особых сомнений в справедливости хромосферно-корональной интерпретации активности, поскольку считалось, что такие явления происходят сравнительно редко: одни полагали, что у этих звезд действительно наблюдается эпизодическое падение остатков протозвездного облака, а другие указывали, что падение вещества со скоростями ~ 100 км/с наблюдается и на Солнце, например, во время т.н. коронального дождя [352, 369].

По определению Хербига, приведенному выше, к классу TTS могли принадлежать лишь звезды поздних спектральных классов. Вначале в число критериев принадлежности к классу TTS включалось требование наличия в спектре звезды сильных (флуоресцентных) линий Fei 4063 и 4132. (Позднее это требование было исключено - подробнее см. [414, 316]). Поскольку у звезд спектрального класса более раннего, чем примерно F5, все железо в фотосфере ионизовано, то именно этот спектральный класс стали считать "верхней температурной границей" TTS. Между тем, резонно было ожидать существования молодых звезд и более ранних спектральных классов. Первый список кандидатов на эту роль был опубликован Хербигом в 1960 г. [160]: он содержал около 30 звезд спектральных классов А и В, которые располагались неподалеку от темных туманностей и имели в спектре широкую и яркую эмиссионную линию HQ. Позднее этот список постоянно пополнялся и пересматривался, и на сегодняшний день известно около 300 молодых звезд раннего спектрального класса, которые теперь принято называть Ае/Ве звездами Хербига.

В некоторых отношениях Ае/Ве звезды Хербига напоминают звезды типа Т Тельца - для них, например, также характерна сильная переменность и истечение вещества, - однако имеются и значительные отличия, в частности, до сих пор ни у одной из Ае/Ве звезд не было обнаружено магнитного поля [354]. По-видимому, это связано с тем, что, как раз, у звезд спектрального класса более раннего, чем F5 отсутствуют поверхностные конвективные зоны. Это обстоятельство было осознано еще Хербигом [161], поэтому с самого начала предполагалось, что модель хромосферной активности не применима для Ае/Ве звезд.

Однако и для TTS попытки количественного объяснения эмиссионного спектра в рамках хромосферной модели столкнулись с серьезными трудностями. Еще в 1970 г. Хербиг предположил, что из-за большей мощности источников нагрева инверсия температуры в атмосферах TTS начинается в более плотных слоях по сравнению с Солнцем [162]. Ввиду отсутствия информации о том, как меняется мощность источников нагрева вдоль хромосферы, в работах [81, 64, 32] выбирали различные законы изменения температуры с высотой в плоском гидростатически равновесном слое, и для этих распределений рассчитывали спектр излучения хромосферы. Модели иоз

4Довольно долго эти звезды называли звездами типа YY Ori, рассматривая их как особый подкласс звезд типа Т Тельца. По причинам, которые станут понятны чуть позже, этот термин сейчас, практически, не употребляется. воляли воспроизвести наблюдаемую интенсивность в линиях и континууме, но расчетные профили наиболее интенсивных линий при этом качественно отличались от тех, которые наблюдались у звезд с мощной эмиссией: в отличие от наблюдаемых они имели глубокий центральный провал, обусловленный самопоглощением. Позднее стало ясно, что для наиболее активных звезд наблюдаемые профили не удается воспроизвести даже предположив, что уже в нижней хромосфере начинается формирование звездного ветра [65].

Вопрос о природе ветра TTS также оказался весьма нетривиальным. Судя по протяженности абсорбционных компонент линий бальмеровской серии, максимальная скорость газа в ветре TTS ~ 300 км/с. Если разгон вещества происходит за счет градиента газового давления, то температура в области формирования ветра должна превышать 106 К [405]. Чтобы объяснить, как при столь высоких температурах могут формироваться линии водорода, мы предположили, что в коронах TTS в результате тепловой неустойчивости образуются холодные (Т ~ 104 К) облака [349]. Кстати, впоследствии было показано, что совокупность таких облаков позволяет объяснить наблюдаемые особенности профилей линий водорода [136]. Оказалось, что для возникновения тепловой неустойчивости необходима столь высокая плотность в основании корон молодых звезд, что рентгеновская светимость TTS должна превышать их светимость в оптическом диапазоне (L ~ ю33-34 эрг/с).

Наблюдения со спутника НЕАО-В показали, что рентгеновская светимость TTS в диапазоне 0.5-4.5 кэВ, на самом деле, как минимум, на три порядка меньше величины, необходимой в модели [349]. Более того, у звезд с наиболее сильной эмиссией в линиях водорода ренгеновское излучение, вообще, не удалось зарегистрировать [120, 109]. Этот факт мог быть связан с тем, что рентгеновские кванты поглощаются веществом ветра [327], и чтобы проверить эту возможность мы предложили искать в оптических спектрах TTS т.н. корональные линии, т.е. запрещенные линии вы-сокоионизованных элементов, которые образуются в горячей плазме при переходах между уровнями термов основной конфигурации.

Поиск корональных линий [FeXIV] 5303 и [FeX] 6376 в спектрах нескольких активных TTS дал отрицательный результат [121, 122, 218], причем для звезды RU Lup было получено очень жесткое ограничение на верхний предел эквивалентной ширины (EW) указанных линий: до 20 гпА. Между тем, наблюдения со спутника IUE показали, что светимость RU Lup в линии СIV 1550, которая считалась индикатором уровня хромосферной активности, почти на пять порядков выше, чем у Солнца [350]. Отсюда следовало, что наблюдаемую у наиболее активных TTS эмиссию в линиях и континнуме нельзя объяснить в рамках простой аналогии с активностью солнечного типа [382, 383]. Кстати, 15 лет спустя по спектрам, полученным на телескопе VLT, для RU Lup нам удалось еще на порядок понизить значение верхнего предела EW корональных линий, что полностью исключило гипотезу о наличии мощной короны у этой звезды - см. раздел II.2 диссертации.

Когда стало ясно, что мощных корон у TTS нет, появились публикации, в которых предполагалось, что ускорение ветра до скоростей ~ 300 км/с обусловлено давлением магнитогидродинамических (МГД) волн, генерируемых конвективной зоной [85, 150]. Однако в [217] на примере звезды RU Lup было показано, что в моделях такого типа ветер должен быть холодным (Т < 20.000 К), откуда следовало, что наличие мощного

МГД-ветра нельзя совместить с наличием мощной горячей хромосферы. 5

К середине 80-х годов постепенно сложилось понимание того, что объяснение активности TTS в рамках хромосферно-корональной активности сталкивается с трудностями только для наиболее активных звезд этого типа. Особую роль тут сыграла работа Коэна и Куи [76], в которой впервые на основе однородного наблюдательного материала были изучены свойства более ста TTS из области звездообразования Таи-Аиг в оптическом и ИК диапазоне. В частности, Коэн и Куи нашли, что максимум в распределении исследованных звезд по спектральным классам приходится на класс К7, а наиболее сильной эмиссионной линией в спектре TTS является линия HQ. Было показано, что имеется сильная корреляция между эквивалентной шириной линии HQ и интенсивностью вуалирующего континуума, а также величиной избыточной эмиссии в ближнем УФ и ИК диапазонах. Оказалось, что чем больше величина W#a У звезды, тем разнообразнее набор эмиссионных линий, наблюдаемых в ее спектре и тем больше поток в каждой из этих линий. Таким образом, было показано, что величина Wfja может служить количественным индикатором уровня активности TTS.

В частности, у TTS с W//Q < 5 — 10 А, как правило, единственной эмиссионной линией в диапазоне от 4000 до 7000 А была сама HQ, а избыточная эмиссия в континууме, практически, отсутствовала - по предложению C.Bertout [41], эту группу звезд стали называть Weak Line Т Tauri Stars (WTTS). По сути дела, спектры WTTS в оптическом и ближнем ИК диапазоне не отличаются от спектров звезд главной последовательности с активными хромосферами: у них линия HQ также часто о наблюдается в эмиссии и имеет эквивалентную ширину < 10 А. У многих WTTS, наряду с хаотическими, были обнаружены периодические колебания блеска с характерным значением периода ~ 3 суток [53, 54, 41,168, 357,358, 276]. Анализ изменений цвета и спектров показал, что периодичность объясняется наличием на поверхности WTTS холодных (Т < Tef) пятен, которые могут занимать свыше 20 % поверхности звезды и при этом, в отличие от пятен на Солнце, располагаются в околополярных областях [275, 283, 313, 314]. У WTTS неоднократно наблюдались кратковременные вспышки в оптическом диапазоне, а у некоторых из них - и всплески нетеплового радиоизлучения, как и у Солнца во время вспышек, но на несколько порядков большей мощности [110, 332, 112].

Совокупность вышеперечисленных фактов дала основание C.Bertout в 1989 г. предположить, что механизм активности у WTTS такой же, как и у звезд с активными хромосферами, т.е. обусловлен в конечном итоге, наличием у молодых звезд малой массы конвективных зон [41]. Наблюдения, выполненные в последующие годы, подтвердили эту точку зрения, хотя стало ясно, что во многих отношениях проявления активности у WTTS не только количественно, но и качественно отличаются от тех, что наблюдаются у звезд главной последовательности и/или звезд типа RS CVn - подробнее см. [112, 113, 115].

В том же обзоре C.Bertout впервые предложил называть TTS, у которых Wиа > 5 — 10 А, классическими звездами Т Тельца (CTTS). В отличие от звезд типа Т Тельца со слабыми линиями, у CTTS наблюдается развитый эмиссионный спектр в оптическом диапазоне, а также избыточная, т.е. дополнительная к фотосферной

5Напомним в этой связи, что в рамках т.н. коронального равновесия линии СIV 1550 должны формироваться в областях с Т ~ 105 К. эмиссия в ближнем ИК диапазоне, причем вариации блеска в оптической и ближней ИК областях спектра происходят, как правило, квазисинхронно [177, 202, 130]. Это дало основание предположить, что ИК избытки обусловлены излучением пыли с температурой ~ 1000 К, которая находится от звезды на расстояниях, сравнимых с ее радиусом. Судя по распределению энергии в континууме в интервале длин воли от 1 до 10 мкм, оптическая толща пылевых оболочек CTTS должна быть достаточно велика. Согласовать этот вывод со сравнительно малой величиной экстинкции в оптическом диапазоне - как правило, для CTTS А у < 1т (см. раздел III. 1 диссертации) - можно лишь в том случае, если пылевая оболочка имеет сильно уплощенную, дискообразную форму [152, 261]. Наличие у многих CTTS заметной поляризации также можно было объяснить рассеянием излучения звезды на тонком пылевом диске [262, 31]. Существенно, что степень линейной поляризации у CTTS сильно коррелирует с величиной ИК избытка [30]. Учитывая эти обстоятельства, C.Bertout предположил, что причиной активности CTTS является аккреция вещества окружающего их (протопланетного) диска.

Образование дисков вокруг молодых звезд является ожидаемым результатом коллапса вращающихся протозвездных облаков - это понимали еще Кант и Лаплас, обратившие внимание на то, что орбиты планет Солнечной системы лежат почти в одной плоскости (исторический аспект проблемы подробно описан в [408, 414, 316]). Расчеты показывают, что конечным результатом сжатия облака с массой ~ 1 М0 и с угловым моментом, меньшим некоторого критического значения Jcr ~ 1052 гсм2/с должна быть молодая звезда,окруженная газопылевым (протопланетным) диском -см. [155, 47] и приведенные там ссылки. Если же угловой момент облака превышает критическое значение, то облако, по-видимому, распадается на отдельные фрагменты, порождая двойную или кратную систему.

Точное значение величины JCT определить очень трудно, поскольку для этого требуются трехмерные МГД-расчеты, в которых должны учитываться большое число химических реакций, от которых зависит функция охлаждения, и влияние излучения протозвезды на степень ионизации газа - от этого зависит степень вмороженности газа в магнитное поле. Дополнительная сложность состоит в том, что для расчетов нужна информация о турбулентности, а также величине и структуре магнитного поля протозвездных облаков, которую очень трудно получить из наблюдений - подробнее см. [155, 47, 238].

В отличие от WTTS, в оптических спектрах CTTS, как правило, наблюдаются запрещенные линии ОI, SII, а у некоторых звезд и NII. В 1983 г. авторы [180] показали, что в большинстве случаев профили этих линий имеют двухпиковую структуру, причем один из пиков смещен в коротковолновую область спектра, а максимум второго имеет ту же лучевую скорость, что и фотосферные линии. В тот же год R.Mundt и J.Fried на снимках, полученных в узкополосных фильтрах, центрированных на линиях На и/или [Sil] 6730, обнаружили у нескольких звезд джеты - узконаправленные, скорей всего, биполярные струи газа, которые разлетаются от звезды со скоростью ~ 300 км/с [258]. Выражение "скорей всего" использовано здесь не случайно: достаточно часто наблюдается лишь одна из струй, а вторая экранируется остатками газо-пылевого протозвездного облака и/или диском - это объяснение асимметричности профилей запрещенных линий было предложено уже в работе [180] (см. также

11, 99]). Кстати, в конце 90-х годов были найдены молодые звезды, у которых виден лишь удаляющийся от нас джет. Степень коллимации джетов CTTS очень велика: среднее значение "угла раствора" (jet's opening angle) ~ 10° — 15°.

Исследуя область звездообразования Tau-Aur в радиолинии молекулы СО (Л = 2.6 мм), J.Bally и C.Lada [24] в том же 1983 г. обнаружили у нескольких молодых звезд истечение холодного (Г ~ 30 — 100 К) газа со скоростью ~ 10 — 30 км/с, которое получило название СО-потоков. Разлет молекулярного газа также имеет биполярный характер, но степень коллимации холодного ветра гораздо меньше, чем у джетов. Скорей всего, СО-потоки - это результат взаимодействия джетов с остатками протозвездного облака [284]. Как и джеты, СО-потоки никогда не наблюдались у WTTS.

К началу 80-х годов биполярные сильно коллимированные джеты были обнаружены у различных типов астрономических объектов (SS 433, активные галактики и т.п.), относительно которых предполагалось, что их активность обусловлена дисковой аккрецией. Поэтому открытие биполярного истечения у молодых звезд стали считать весомым (хотя и косвенным!) наблюдательным аргументом в пользу существования протопланетных аккреционных дисков.

Между тем, еще в 1974 г. D.Lynden-Bell и J.Pringle опубликовали работу [245], в которой впервые активность звезд типа Т Тельца связывалась с аккрецией вещества протопланетного диска. В [245] предполагалось, что аккреционный диск доходит до поверхности звезды, скорость вращения которой на экваторе много меньше кепле-ровской. По этой причине на внутренней границе диска возникает тонкий (Ar Д») пограничный (турбулентный) слой, в котором происходит торможение газа и высвечивание его избыточной кинетической энергии. В этот период еще не было оснований сомневаться в справедливости хромосферной модели активности TTS, поэтому долгое время идея Линден-Белла и Прингла оставалась невостребованной. Были даже предложены две альтернативные аккреционные модели:

1) В 1976 г. R.Ulrich предположил, что молодые звезды окружены протяженной (г Rt) вращающейся оболочкой, которая представляет собой остатки протозвездного облака. По мнению автора, эмиссия в линиях и континууме у TTS формируется в ударной волне, которая возникает в экваториальной плоскости системы (но не на звезде!), где сталкиваются потоки газа, падающего из областей над и под экваториальной плоскостью [319].

2) В 1980 г. В.П.Гринин предположил, что в случае DF Tau эмиссия в линиях образуется в протяженной оболочке звезды, а "голубой" вуалирующий континуум - результат аккреции вещества околозвездной оболочки [360]. При этом Гринин напрямую не связывал процесс аккреции с протоиланетным диском, однако высказал гипотезу, что отчасти переменность блеска DF Tau может быть обусловлена затмением звезды газо-пылевыми сгустками.

Впервые модель Линден-Белла и Прингла применили для объяснения ИК спектров TTS L.Hartman и S.Kenyon в 1987 г. [152]. Они предположили, что спектр TTS в диапазоне Л > 1 мкм обусловлен излучением диска, нагрев вещества которого происходит как за счет выделения аккреционной энергии, так и в результате поглощения излучения звезды-Ь пограничного слоя. Оказалось, что такая модель позволяет воспроизвести наблюдаемые спектры TTS с большой величиной ИК избытка, если предположить, что поверхность диска более изогнута (и перехватывает больше излучения от центрального источника), чем в модели тонкого диска Шакуры-Сюняева [297] - подробнее см. стр.32 диссертации.

В 1988 и 1989 гг. были опубликованы две работы [40, 26], в которых был рассчитан спектр излучения аккреционного диска F\(А) с учетом вклада пограничного слоя, что позволило авторам сравнивать расчеты с наблюдениями нескольких CTTS в диапазоне длин волн от 0.1 до 100 мкм. Наблюдаемые значения F\ в разных спектральных диапазонах, использованные в [40, 26], были получены не одновременно, поэтому небольшие отличия расчетного спектра от наблюдаемого можно было объяснить переменностью. Это позволило авторам сделать вывод, что модель аккреционного диска с пограничным слоем позволяет объяснить наблюдаемое распределение энергии в непрерывном спектре CTTS. Характерный темп акреции Мас для исследованных звезд оказался ~ Ю-7 М©/год.

Однако авторы [40] (C.Bertout, G.Basri и J.Bouvier) не ограничились этим заключением и отметили, что данная модель нуждается в усовершенствовании, поскольку предполагает аксиальную симметрию излучающей области, что не позволяет объяснить ряд явлений, наблюдаемых у CTTS. Отметим лишь два из них.

1) У нескольких CTTS были обнаружены периодические вариации блеска, которые проще всего было объяснить наличием на поверхности этих звезд горячих (Т > Tef) пятен, ориентация которых относительно наблюдателя меняется при вращении звезды. (В отличие от WTTS, у которых наблюдаются лишь холодные пятна!) Этот факт не удавалось объяснить, если эмиссия в континууме у этих звезд формируется в пограничном слое.

2) Профили многих эмиссионных линий в спектрах CTTS имеют асимметричную форму. При этом особое внимание авторы [40] обращали на звезды типа YY Ori, у которых наблюдалось падение вещества со скоростью, близкой к второй космической

Voo.

В [40] высказали предположение, что причиной асимметрии аккреции является магнитное поле звезды, при условии, что магнитная ось наклонена к оси вращения. Обсуждая спектр звезды DF Tau, авторы предположили, что магнитное поле ди-польного типа с напряженностью ~ 1 кГс не позволит диску подойти к звезде на расстояние < 3 — 5 R*. На внутренней границе вещество диска вмораживается в силовые линии магнитного поля и соскальзывает вдоль них к звезде. Под действием сил тяготения газ ускоряется до скорости ~ V^, и высвечивает набранную кинетическую энергию при столкновении с поверхностью звезды, порождая горячее пятно. Последние два предложения [40] звучат, поистине, пророчески: "Eventually the effects of magnetic fields must be faced, particularly since disk material descending on stars known to be quite active magnetically. It is clear that disk accretion on T Tauri stars is an idea whose time has come."

Пару лет спустя M.Camenzind [69] более детально рассмотрел процесс взаимодействия дипольного магнитного поля молодой звезды с аккреционным диском, в ситуации, когда ось диполя совпадает с осью вращения. Было показано, что в этом случае иадающий на звезду газ (магнитосферное течение) имеет форму воронки с тонкими стенками (аккреционная воронка), откуда следовало, что горячее пятно на поверхности звезды должно иметь форму узкого сферического пояса, локализованного в области промежуточных широт (см. также нашу работу [129]). Был также сделан важный вывод о том, что аккреция должна сопровождаться истечением вещества из областей диска, непосредственно прилегающих к его внутренней границе.

Следует упомянуть еще одну трудность модели аккреционного диска с пограничным слоем: при Мас ~ Ю-7 М©/год аккреция успевает раскрутить молодую звезду с М* ~ MQ до скорости, близкой к предельной за время, много меньшее, чем типичный возраст CTTS (tcrrs ~ Ю6 лет) [95], тогда как наблюдаемые скорости вращения этих звезд на порядок меньше. Основываясь на модели, которую в 1979 г. предложили P.Ghosh и F.Lamb [126, 127], A.Königl [206] на уровне оценок показал следующее: если у CTTS имеется дипольное поле с напряженностью ~ 1 — 3 кГс, то сравнительно быстро (t < tcrrs) устанавливается состояние, при котором передаваемый звезде угловой момент будет равен нулю. Согласно [126, 127], это возможно за счет того, что часть силовых линий магнитного поля звезды будет сцеплена с диском за радиусом коротации, что приведет к тормозящему эффекту, компенсирующему раскрутку звезды.

Заметим, что Königl не доказал, а лишь предположил, что соответствующая топология поля может быть достигнута. Более того, недавно появившиеся трехмерные МГД-расчеты аккреции на наклонный диполь при условиях, ожидаемых в случае CTTS, не подтверждают эту идею: согласно [286, 287], аккреция должна раскручивать CTTS. Таким образом, вопрос об эволюции углового момента молодых звезд малой массы остается пока нерешенным. Между тем, было найдено, что в области звездообразования Tau-Aur [56] CTTS в среднем вращаются вокруг оси вдвое медленней, чем WTTS, а в других областях различие в скоростях вращения CTTS и WTTS, практически, не заметно - см. [156] и приведенные там ссылки.

В той же работе [206] Кенигл высказал идею о том, что при магнитосферной аккреции торможение газа происходит в ударной волне и попытался оценить параметры газа, падающего на CTTS. На основании оценок он пришел к выводу, что область перед фронтом ударной волны (УВ) имеет большую оптическую толщу в континууме. Это означало, что источником эмиссионного континуума CTTS является фотосфера УВ, которая располагается перед фронтом. Позднее мной было показано, что это заключение ошибочно [224], однако это не меняло основного вывода [206] о том, что излучение аккреционной ударной волны (АУВ), в принципе, позволяет объяснить наблюдаемые свойства эмиссионного спектра CTTS.

Нельзя сказать, что модель магнитосферной аккреции сразу же стала популярной среди исследователей молодых звезд, однако в 90-х годах накапливалось все больше и больше наблюдений, ее подтверждающих. В результате, к концу XX в. идея о том, что, в отличие от WTTS, активность CTTS обусловлена дисковой аккрецией на звезды, обладающие сильным магнитным полем, стала общепринятой. (Если не ошибаюсь, последняя работа, в которой эмиссионный спектр CTTS интерпретировался в рамках модели усиленной хромосферной активности, была опубликована в 2000 г. [79].)

Значительную роль в этом сыграли наблюдения в диапазоне длин волн от 1 до 3000 мкм, которые, в конечном итоге, позволили непосредственно "увидеть" диски вокруг молодых звезд, т.е. получить их изображения - см. обзор [251] и приведенные там ссылки. Широко известны изображения дисков вокруг молодых звезд в туманности Ориона, полученные с Космического телескопа: диски здесь выглядят, как темные силуэты на светлом фоне туманности [269, 270]. Типичные размеры дисков ~ 100 а.е., а массы - от 3 • 103 до 0.1 М0 [272, 251]. Интерферометрические наблюдения в линиях молекулы СО позволили показать, что на масштабах ~ десятка а.е. диски вращаются по кеплеровскому закону [96, 140, 97, 139, 98].

Пылевые диски довольно часто наблюдаются и у WTTS [272], однако, в отличие от CTTS, внутренняя граница этих дисков расположена сравнительно далеко от звезды (на это указывает отсутствие ИК избытков в области от 1 до 3 мкм), а, во-вторых, судя по отсутствию излучения в молекулах СО, в них содержится мало газа. Это значит, что газ из дисков WTTS либо уже диссипировал, либо успел аккумулироваться в (прото)планеты, и диски WTTS из аккреционных превратились в пассивные. Пока до конца не ясно, почему при одинаковом возрасте и массе одни молодые звезды имеют аккреционные диски, а другие - нет.

Частота встречаемости двойных и кратных систем среди TTS примерно такая же, как и у звезд главной последовательности аналогичных масс. Аккреционные диски обнаружены и у компонент двойных систем, расстояние между которыми превышает ~ 0.5 а.е. [248]. Обнаружено также несколько достаточно тесных (в том смысле, что расстояние между компонентами < 3 а.е.) двойных систем, которые окружены общим (circumbinary) диском. За последние десять лет были выполнены многочисленные расчеты, описывающие процесс динамического (приливного) взаимодействия компонент системы с аккреционными дисками и формирование планет в дисках одиночных и двойных систем - см. обзор [244] и приведенные там ссылки.

В конце 90-х годов удалось измерить величину магнитного поля у нескольких CTTS и WTTS: у всех исследованных звезд средняя величина поля оказалась > 2 кГс [27, 138, 192, 193, 194], причем последние исследования показывают, что структура поля CTTS на уровне фотосферы, скорей всего, заметно отличается от дипольной [194, 305, 411, 235]. Для звезды BP Tau были получены данные, показывающие, что эмиссия в линии Hei 5876 образуется в газе, который падает на звезду вдоль силовых линий магнитного поля [188].

За последние 15 лет были получены сотни спектров CTTS в видимой области, что позволило обнаружить признаки аккреции и истечения практически у всех исследованных звезд - см. [146, 100, 186, 281, 219, 259, 4, 265] и приведенные там ссылки. Особый интерес представляет долговременный спектральный мониторинг отдельных звезд, однако подобного рода исследований пока очень мало [130, 186, 277, 57]. Оказалось, что для CTTS характерны не строго периодические изменения потоков и профилей эмиссионных линий, а квазициклические вариации, и пока не понятно, какова причина этого явления. У этих звезд отсутствуют также и строго периодические вариации блеска, которых естественно ожидать в модели наклонного ротатора: в различные сезоны могут наблюдаться различные значения периодов, а иногда периодичность пропадает вовсе, как, например, у самой Т Tau [359]. Отметим в этой связи, что у некоторых CTTS, которые мы видим почти с экватора, наблюдались вариации блеска, обусловленные затмением звезды пылевыми облаками - см., например, [423, 276, 57].

В работах [259, 260] была рассчитана интенсивность излучения падающего на звезду газа в некоторых эмиссионных линиях оптического диапазона в предположении о том, что падающий на звезду газ нагревается, главным образом, за счет сжатия, а не рентгеновским и УФ излучением АУВ. На мой взгляд, основной результат этих работ - демонстрация возможности воспроизвести наблюдаемую интенсивность эмиссионных линий, в частности, линий бальмеровской серии водорода, в рамках магнитосферной модели. Однако рассматривать эти расчеты, как настоящую количественную модель нельзя, ввиду большого числа упрощающих задачу предположений, многие из которых весьма спорны - см. раздел III.4 диссертации. В этой связи следует упомянуть о публикациях [33, 35], в которых утверждается, что у ряда линий оптического диапазона профили состоят из двух компонент: узкой и широкой, которые по разному меняются с течением времени. По мнению авторов, это значит, что эмиссия в линиях формируется в двух различных областях, однако пока нет возможности однозначно решить, насколько справедлив этот вывод и что это за области. Есть также основание полагать, что и эмиссионный континуум в диапазоне длин волн короче 1800 А, также образуется не в той области, где формируется более длинноволновая эмиссия в непрерывном спектре [164, 377] - этот вопрос рассмотрен в третьей главе диссертации.

Можно назвать три основных причины, по которым при изучении аккреции и истечении вещества в случае CTTS особый интерес представляет область длии воли от 912 до 3000 Á.

1) Большинство CTTS имеют спектральный класс К или М, поэтому вкладом их фотосфер в наблюдаемый спектр при А < 3000 А можно, как правило, пренебречь. Таким образом, в этом диапазоне можно исследовать излучение, обусловленное процессом аккреции, практически в чистом виде.

2) В этом диапазоне имеется множество резонансных линий ионов наиболее обильных элементов с зарядом до Z = +6, что позволяет исследовать высокотемпературные области аккрецируемого и/или истекающего вещества. Для сравнения отметим, что в оптическом спектре CTTS к числу "высокотемпературных" можно отнести только линии Hei и Hell 4686, которые, однако, являются субординатными.

3) В область длин волн от 912 до 3000 Á попадает много резонансных линий нейтральных атомов наиболее обильных элементов, а также линии молекул Н2, что позволяет исследовать газ с температурой всего несколько тысяч градусов.

Результаты наблюдений CTTS в УФ диапазоне будут подробно описаны в третьей и четвертой главе диссертации. Поэтому здесь мы лишь отметим, что чем больше эквивалентная ширина линии HQ превышает пороговое значение 5-10 А, тем больший вклад в УФ излучение звезды вносит излучение аккрецируемого газа по сравнению с газом хромосферы, а при W#q > 20 — 30 А вкладом хромосферной составляющей, по-видимому, можно пренебречь [190].

Если эмиссия CTTS в видимом, ПК и УФ диапазоне так или иначе связана с процессом аккреции, то ситуация с рентгеновским излученим не столь однозначна. Уже первые наблюдения молодых звезд со спутника НЕАО-В обнаружили, что их спектр в диапазоне 0.5-4.5 кэВ напоминает излучение плазмы с температурой ~ 107 К [120, 109]. Эта величина существенно превышает температуру, до которой может нагреться газ за фронтом аккреционной ударной волны CTTS, поэтому рентгеновское излучение молодых звезд с самого начала связывали с проявлениями активности солнечного типа. Анализ данных, полученных со спутников ROSAT и ASCA, в целом, подтвердил этот вывод [72, 197, 312], однако нельзя исключить, что излучение АУВ вносит заметный вклад в диапазоне энергий < 0.5 — 0.7 кэВ - см. раздел II.1 диссертации. Рентгеновские наблюдения позволили обнаружить множество молодых звезд, глубоко погруженных в темные облака и из-за этого очень слабых - большинство из них принадлежит к типу WTTS.

После запуска спутников CHANDRA и XMM-NEWTON объем информации о характере рентгеновского излучения звезд типа Т Тельца резко вырос. К сожалению, из-за сравнительно низкой светимости в рентгеновском диапазоне, все TTS, за исключением TW Нуа, наблюдались лишь в режиме низкого разрешения. По этой причине полученная информация пока используется лишь для статистических выводов. В частности, из наблюдений 1075 TTS туманости Ориона в [113] нашли, что рентгеновская светимость TTS в диапазоне 0.5 — 8 кэВ Lx сильно коррелирует с их болометрической светимостью Ьь01, причем среднее отношение \g(Lx/Lb0i) — —3.8 для звезд с массами от 0.7 до 2 М0 примерно на порядок меньше т.н. уровня насыщения для аналогичных звезд главной последовательности. Среднее значение Lx ~ 2 • Ю30 эрг/с. У звезд с массой свыше 2 М0 интенсивность рентгеновского излучения резко падает с ростом массы. Оказалось, что интенсивность рентгеновского излучения, по-видимому, не зависит от наличия у звезды аккреционного диска, а точнее от того, имеется ли у звезды избыточное излучения в ИК диапазоне.

Наиболее интересным мне представляется то обстоятельство, что у исследованных звезд величина Lx слабо растет (!) с ростом периода осевого вращения PTOt от 0.4 до 20 суток, тогда как у звезд главной последовательности ситуация диаметрально противоположная, а у TTS в области звездообразования Tau-Aur между величинами Lx и PTOt имеется слабая, но положительная корреляция [312].

Мониторинг 43 TTS на временном интервале около суток показал, что у звезд Орионовой туманности с массой порядка солнечной и возрастом менее 1 млн. лет вспышки происходят примерно в 300 раз чаще, а их средняя энергия в 30 раз больше, чем у наиболее мощных солнечных вспышек [114]. Светимость наблюдавшихся вспышек в момент максимума варьировалась в интервале 29.0 < lg Lx < 31.5, а общая продолжительность - от 0.5 до > 12 часов. На основании этих данных в [114] сделан вывод, что наблюдаемые проявления активности CTTS в оптическом и УФ диапазоне нельзя объяснить суперпозицией многочисленных хромосферно-корональных вспышек.

На основании указанных фактов был сделан вывод, что основная доля рентгеновского излучения звезд Т Тельца обусловлена хромосферно-корональной активностью, однако механизм генерации магнитного поля у молодых звезд, по-видимому, качественно иной, чем у звезд главной последовательности. (Об этом же свидетельствует и наличие у WTTS огромных холодных пятен, которые располагаются в полярных областях - см. выше.) Каков именно этот механизм, пока не ясно, поэтому любая достоверная информация о величине и структуре магнитного поля TTS имеет весьма важное значение.

Моделирование аккреции требует трехмерных МГД расчетов, поскольку магнитная ось у CTTS, по-видимому, сильно наклонена к оси вращения звезды. Результаты первых расчетов такого типа [286, 287] показывают, что если магнитное поле звезды - диполыюе, то даже при малых углах между осями аккреционная воронка теряет осевую симметрию и превращается, как минимум, на две плотные струи, которые падают на звезду вблизи магнитных полюсов. Ситуация может оказаться качественно иной, если магнитное поле звезды существенно отличается от дипольного, а это, как было отмечено выше, представляется вполне возможным.

Первые расчеты структуры, а затем и спектра излучения АУВ [227, 67] были выполнены семь лет спустя после того, как Konigl [206] высказал идею о том, что эмиссионный спектр CTTS в оптическом и УФ диапазонах обусловлен излучением АУВ. Авторы [67] сосредоточились на расчете спектра эмиссионного континуума, а в моей работе основное внимание уделялось излучению АУВ в линиях "высокотемпературных" ионов, т.е. ионов с зарядом Z > +1. Последующее сравнение расчетов с наблюдениями показало, что континуум и "высокотемпературные" линии, в частности линия СIV 1550, по-видимому, образуются в различных областях - этот вопрос подробно рассматривается в третьей главе диссертации.

Когда стало ясно, что источником активности CTTS служит дисковая аккреция пришлось пересмотреть вопрос о том, откуда происходит истечение вещества у этих звезд. До того предполагалось, что ветер "дует" с поверхности звезды, и определяли его параметры, считая, что вся эмиссия в линиях, которые использовались для диагностики (HI, Cali, Nal и т.п.), образуется в ветре. Поскольку выяснилось, что существенная, если не основная, доля эмиссии в этих линиях может формироваться в магнитосфере, стало ясно, что прежние оценки темпа потери массы у CTTS сильно завышены. Кроме того, наблюдения показали, что имеет место корреляция между диагностиками ветра (светимостью в запрещенных линиях, например) и аккреции (например, величиной ИК избытка) [76, 63]. Обнаружение джетов окончательно утвердило теоретиков во мнении, что истечение вещества у CTTS происходит с поверхности аккреционного диска.

Анализ спектров CTTS, полученных с длииной щелью, позволил установить, что . компоненты профилей запрещенных линий и линии На, смещенные в синюю, а у некоторых звезд и в красную область спектра, образуются в джете, который направлен в нашу или соответственно в противоположную сторону, а область формирования центрального (VT — 0) пика имеет угловой размер < 1", что соответствует линейному размеру ~ 10 а.е. [171, 172, 173, 103]. Джет, как непрерывная структура, обычно, имеет протяженность lj < 1017 см. и ширину ~ 1015 см. - эту часть джета часто называют микроджетом. Внутри микроджета имеются отдельные уплотнения, которые выглядят, как компактные эмиссионные туманности - некоторые из них обнаружили G.Herbigo и G.Haro еще в начале 50-х годов [158, 147], поэтому эти образования называют объектами Хербига-Аро. Однако большинство объектов Хербига-Аро наблюдается за пределами микроджета: они образуют вытянутую вдоль направления микроджета цепочку отдельных образований, на первый взгляд, не связанных друг с другом.

Большинство объектов Хербига-Аро имеет неправильную форму, однако самые удаленные от центральной звезды объекты, как правило, имеют форму дуги, которая представляет собой ударную волну, возникающую при столкновении джета с остатками протозвездного облака. По-видимому, и "внутренние" уплотнения в джете порождаются ударными волнами, которые образуются в результате взаимодействия джета с окружающей средой, однако пока нет единого мнения, каков конкретный механизм, приводящий к возникновению этих ударных волн - см. обзор [103] и приведенные там ссылки. Нет сомнений, что объекты Хербига-Аро - нестационарные образования: с течением времени они удаляются от звезды, перемещаясь вдоль оси джета со скоростью ~ 100 км/с, и за время порядка нескольких лет меняют свою форму. Наблюдалось полное исчезновение отдельных объектов и появление новых [103]. Эти факты, скорей всего, свидетельствуют о сильной нестационарности ветра CTTS на временных интервалах 10-100 лет. Изображения, полученные с помощью HST, показывают, что джеты ориентированы перпендекулярно плоскости диска CTTS.

Весьма нетривиальным оказался вопрос о физических условиях в джете. В середине 90-х годов было найдено, что электронная концентрация в джете выше, чем можно было бы ожидать при наблюдаемом значении температуры, т.е. газ джета избыточно ионизован. По мере удаления от звезды Ne меняется по закону Ne ос 1/г и приближается к равновесному значению. Это свидетельствует о том, что газ в основании джета был по какой-то причине сильно ионизован, затем быстро остыл до температуры ниже 10.000 К, и его дальнейшее движение происходит в режиме свободной рекомбинации, которая идет медленней, чем остывание [22, 23]. Длина микроджетов, по-видимому, и определяется рекомбинационной длиной Vj/ajiNe, где Vj ~ 300 км/с - скорость газа в джете, ан — 2 • Ю-13 см3/с [271] - коэффициент рекомбинации водорода, a Ne ~ 300 см-3 - значение электронной концентрации, ниже которой интенсивность излучения газа становится настолько малой, что джет становится практически невидимым. Поэтому при г > lj наблюдаются только объекты Хербига-Аро, которые представляют собой газ, сжатый в ударной волне. Причина нарушения ионизационного равновесия газа в основании джета не известна, равно как и расстояние от звезды, с которого начинается режим свободной рекомбинации: угловое разрешение современных телескопов позволяет лишь заключить, что это расстояние меньше 10 а.е. [103].

Из сказанного, в частности, следует, что начиная с какого-то расстояния от звезды газ в джете должен быть почти нейтральным. Между тем, применяемые к дже-там методы диагностики позволяют уверенно находить лишь величину Ne, а полная плотность газа определяется весьма неуверенно. Это значит, что оценка темпа потери массы в джете - от ~ 3 • Ю-10 до Ю-8 М©/год [103] - столь же неопределенна. Отсюда возникает две тесно связанные проблемы. Во-первых, не ясно, хватает ли заключенного в джетах импульса MjVj для объяснения наблюдаемой интенсивности холодного СО-ветра CTTS. (Кстати сказать, темп потери массы в виде молекулярного ветра также определяется не слишком уверенно, поскольку оценка этой величины зависит от относительного обилия молекул СО в истекающем газе, которое плохо известно [284]). Во-вторых, остается открытым вопрос о том, весь ли дисковый ветер CTTS коллимируется в джет. Я полагаю, что в пользу отрицательного ответа па этот вопрос нет достаточно убедительных аргументов. Во всяком случае, таким аргументом не может быть сравнение темпов истечения Mw, полученных по линиям водорода и Nal D, с величиной Mj : как отмечалось выше, имеющиеся в литературе оценки Мш, скорей всего, завышены, а оценки Mj, наоборот, могут оказаться сильно заниженными, если степень ионизации газа в джете меньше обычно предполагаемого значения 0.1 - см. раздел IV.6 диссертации.

Сегодня считается общепринятым, что у CTTS истечение происходит с поверхности аккреционного диска в результате совместного действия магнитных и центробежных сил. Сейчас рассматриваются два типа моделей, описывающих этот процесс, различие между которыми, грубо говоря, сводится к роли магнитного поля звезды в формировании ветра - см. обзоры [299, 207]. В зависимости от этого, в этих моделях существенным образом отличается размер области диска из которой происходит истечение: например, в модели магнитосферного Х-ветра [299] Щ < 10 — 20 Л», а в моделях "протяженного ветра" Щ может быть на полтора-два порядка больше [207, 123]. Однако все модели предсказывают, что вещество истекает из диска под сравнительно малым углом к его поверхности, а затем, на каком-то расстоянии от исходной точки, происходит коллимация ветра в квазицилиндрический джет, ось которого перпендикулярна плоскости диска. Отсутствие достоверной информации о вязкости и проводимости приводит к тому, что все модели дискового ветра - феноменологические, т.е. содержат набор свободных параметров, от которых зависит форма линий тока, а также распределение температуры и плотности в ветре. Поэтому вопросы о размере области диска, из которой "дует" ветер, и о расстоянии, на котором происходит коллимация ветра в джет остаются пока открытыми из-за дефицита наблюдательных данных - эти проблемы рассматриваются в разделе IV.6 диссертации.

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

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

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

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

Актуальность работы.

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

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

Научная новизна.

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

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

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

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

На защиту выносятся следующие основные положения:

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

16. Ламзин С.А., Анализ УФ спектров звезд типа Т Тельца, полученных с космического телескопа: RY Таи и HD 115043, Письма в АЖ 26, 683-694 (2000)

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

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

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

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

27, 363-375 (2001)

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

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

28, 748-763 (2002)

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Ламзин, Сергей Анатольевич

IV.8 Основные результаты Главы IV

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

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

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

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

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

Заключение

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Список литературы диссертационного исследования доктор физико-математических наук Ламзин, Сергей Анатольевич, 2004 год

1. Abgrall H., Roueff E., Launay F. et al., Table of the Lyman Band System of Molecular Hydrogen, A&A Suppl. 101, 273 (1993)

2. Adams T.F., The Escape of Resonance-Line Radiation from Extremely Opaque Media, ApJ 174, 439 (1972)

3. Akeson, R. L., Ciardi, D. R., van Belle, G. T., Creech-Eakman, M. J., Constraints on Circumstellar Disk Parameters from Multiwavelength Observations: T Tauri and SU Aurigae, ApJ 566, 1124 (2002)

4. Alencar S.H.P., Basri G., Profiles of strong permitted lines in classical T Tauri stars, AJ 119, 1881 (2000)

5. Alencar S.H.P., Johns-Krull C.M., Basri G., The Spectral Variability of the Classical T Tauri Star DR Tauri, AJ 122, 3335 (2001)

6. Alencar S.H.P., Batalha C., Variability of Southern T Tauri Stars. II. The Spectral Variability of the CTTS TW Hya, Ap.J. 571, 378 (2002)

7. Alexander R.D., Clarke C.J., Pringle J.E., On the origin of ionizing photons emitted by T Tauri stars, MNRAS 348, 879 (2004)

8. Ambartsumian V.A., Stellar evolution and Astrophysics, Erevan: Acad. Sei. Armen. SSR (1947)

9. Appenzeller I., Mündt R., Wolf B., The spectrum of the bright YY Orionis star CoD-35° 10525, A&A 63, 289 (1978)

10. Appenzeller I., Krautter J., Mündt R. et al., UV spectrograms of T Tauri stars, A&A 90, 184 (1980)

11. Appenzeller I., Jankovitcs I., Ostreicher R., Forbidden-line profiles of T Tauri stars, A&A 141, 108 (1987)

12. Appenzeller I., Reitermann A., Stahl O., High resolution spectroscopy of DR Tau, PASP 100, 815 (1988)

13. Appenzeller I., Mündt R., T Tauri stars, Astron. Astrophys. Rev. 1, 291 (1989)

14. Ardila D.R., Basri G., The Balmer wavelength range of BP Tau, ApJ 539, 834 (2000)

15. Ardila D.R., Basri G., Walter F.M. et al., Observations of T Tauri stars using Hubble Space Telescope GHRS. I. Far-ultraviolet emission lines, ApJ 566, 1100 (2002a)

16. Ardila D.R., Basri G., Walter F.M. et al., Observations of T Tauri stars using Hubble Space Telescope GHRS. II. Optical and near -ultraviolet lines, ApJ 567, 1013 (2002b)

17. Arnaud M., Raymond J.C., Iron ionization and recombination rates and ionization equilibrium, ApJ 398, 394 (1992)

18. Atomic Data and Nuclear Data Tables, The Review papers from the Atomic Data Assessment Meeting, Abingdon, March 1992, v.57 pp.1-333 (1994)

19. Avrett E.H., Hummer D.G., Non-coherent scattering, II: Line formation with a frequency independent source function, MNRAS 130, 295 (1965)

20. Ayres T.R., Stencel R.E., Linsky J.L. et al. Redshifts of high-temperature emission lines in the far-ultraviolet spectra of late-type stars, ApJ 274, 801 (1983)

21. Babcock H.W., A catalog of magnetic stars, ApJ Suppl. 3, 141 (1958)

22. Bacciotti F., Hirth G.A., Natta A., The optical jet of RW Aurigae: excitation temperature and ionization state from long-slit spectra, A&A 310, 309 (1996)

23. Bacciotti F., Eisloffel, Ionization and density along the beams of Herbig-Haro jets, A&A 342, 717 (1999)

24. Bally J., Lada C., The high-velocity molecular flows near young stellar objects, ApJ 265, 824 (1983)

25. Baraffe I., Chabrier G., AHard F., Hauschildt P.H., Evolutionary models for solar metallicity low mass stars: mass-magnitude relationships and color-magnitude diagrams, AkA 337, 403 (1998)

26. Basri G., Bertout C., Accretion disks around T Tauri stars. II Balmer emission, ApJ 341, 340 (1989)

27. Basri G., Marcy G.W., Valenti J.A., Limits on the magnetic flux of pre-main-sequence stars, ApJ, 390, 622 (1992)

28. Basri G., Bertout С. T Tauri stars and their accretion disks in "Protostars and Planets III", eds. Levy E.H. & Lunine J.I., USA, Tuscon,Arizona Univ. Press (1993)

29. Basri G., Частное сообщение (2003)

30. Bastien P., Polarization, jets, and the distribution of circumstellar dust around T Tauri stars and other young infrared sources, ApJ 317, 231 (1987)

31. Bastien P., Robert C., Nadeau R., Circular polarization in T Tauri stars. II. New observations and evidence for multiple scattering, ApJ 339, 1089 (1989)

32. Batalha C., Basri G., The atmospheres of T Tauri stars. II. Chromospheric line fluxes and veiling, ApJ 412, 363 (1993)

33. Batalha C.C., Stout-Batalha N.M., Basri G., Terra M.A.O., The narrow emission lines of T Tauri stars, ApJ Suppl. 103, 211 (1996)

34. Batalha C. Batalha N.M., Alencar S.H.P. et al., Variability of Southern T Tauri Stars (VASTT). III. The Continuum Flux Changes of the TW Hydrae Bright Spot, ApJ 580, 343 (2002)

35. Beristain G., Edwards S., Kwan J., Helium emission from CTTS: dual origin in magneto spheric infall and hot wind, ApJ 499, 828 (1998)

36. Bergin E., Calvet N., D'Alessio P., Herzeg G., The effects of UV-continuum and La radiation on the chemical equilibrium of T Tauri disks, ApJ 591, L159 (2003)

37. Bernacca P.L., Lattanzi M.G., Porro I. et al., Hubble Space Telescope astrometric observation of pre-main sequence stars from the HIPPARCOS Program II, A&A 299, 933 (1995)

38. Bertout C., Krautter J., Möllenhoff C., Wolf B., Spectroscopic and photometric observations of the highly variable young star DR Tauri, A&A 61, 737 (1977)

39. Bertout C., Carrasco L., Mündt R., Wolf B., S CrA and CoD-35° 10525, two bright young stars, A&A Suppl. 47, 419 (1982)

40. Bertout C., Basri G., Bouvier J., Accretion disks around T Tauri stars, ApJ 330, 350 (1988)

41. Bertout C., T Tauri stars: wild as dust, Ann. Rev. Astron. Astrophys. 27, 351 (1989)

42. Bertout C., Robichon N., Arenou F., Revisiting HIPPARCOS data for pre-main sequence strs, A&A 352, 574 (1999)

43. Bessel M.S., UBVRIphotometry. II The Cousins VRI system, its temperature and absolute flux calibration, and relevance for two-dimensional photometry, PASP 91, 589 (1979)

44. Blandford R.D., Payn D.G., Hydromagnetic flows from accretion discs and the production of radio jets, MNRAS 199, 883 (1982)

45. Bless R.C., Savage B.D., Ultraviolet Photomrtry from the Orbiting Astronomical Observatory. II. Interstellar exteinctin, ApJ 171, 293 (1972)

46. Blondel P.F.C., Talavera A., Tjin A Djie H.R.E., Lyman alpha emission in spectra of Herbig AE stars an indication of accretion?, A&A 268, 624 (1993)

47. Bodenheimer Burket A., Klein R.J., Boss A., Multiple fragmentation of protostars, in Protostars and Planets IV, Eds. Mannings V., Boss A.P., Russell S.S., Arizona University Press, p.675 (2000)

48. Boesgaard A.M., High-resolution spectroscopy of the T Tauri star RU LUPI, A J 89, 1635 (1984)

49. Bonsack W.K., Greenstein J.L., The Abundance of Lithium in T Tauri Stars and Related Objects, ApJ 131, 83 (1960)

50. Bouret J.-C., Catala C., Simon T., Nitrogen V in the wind of the pre-main sequence Herbig Ae star AB Aur, A&A 328, 606 (1997)

51. Bouvier J., Bertout C., Benz W., Mayor M., Rotation in T Tauri stars. I Observations and immediate analysis, A&A 165, 110 (1986)

52. Bouvier J., Bertout C., Bouchet P., DN Tauri a spotted T Tauri star, A&A 158, 149 (1986)

53. Bouvier J., Bertout C., Bouchet P., Spots on T Tauri stars the photometric database, A&A Suppl. 75, 1 (1988)

54. Bouvier J., Bertout C., Spots on T Tauri stars, A&A 211, 99 (1989)

55. Bouvier J., Cabrit S., Fernandez M. et al., Coyotes I the Photometric Variability and Rotational Evolution of T Tauri Stars, A&A 272, 176 (1993)

56. Bouvier J., Covino E., Kovo O. et al., COYOTES II: SPOT properties and the origin of photometric period variations in T Tauri stars, A&A 299, 89 (1995)

57. Bouvier J., Grankin K.N., Alencar S.H.P. et al., Eclipses by circumstellar material in the T Tauri star A A Tau. II. Evidence for non-stationary magnetospheric accretion, A&A 409, 169 (2003)

58. Brown D.N., Landstreet J.D., A search for weak longitudinal magnetic fields on late type stars, ApJ, 246, 899 (1981)

59. Brown A., de Ferraz M.C., Jordan C.,The chromosphere and corona of T Tauri, MNRAS 207, 831 (1984)

60. Brucckner G.E., Bartoe J-D.F., Cook J.W. et al., Plasma motions in an emergent flux regions, ApJ 335, 986 (1988)

61. Burgess A., Summers H.P., The effects of Electron and Radiation Density on Di-electronic Recombination, ApJ 157. 1007 (1969)

62. Butler S.E., Dalgarno A., Charge transfer of multiply charged ions with H and He Landau-Zener calculations, ApJ 241, 838 (1980)

63. Cabrit S., Edwards S., Strom S.E., Strom K.M., Forbidden line emission and infrared excesses in T Tauri stars Evidence for accretion driven mass loss?, ApJ 354, 687 (1990)

64. Calvet N., Basri G., Kuhi L., A transition from chromosphere to wind for Mgll to T Tauri stars, ApJ 277, 725 (1984)

65. Calvet N., Basri G., Imhoff C.L., Giampapa M.S., Simultaneous observations of Call K and Mgll k in T Tauri stars, ApJ 293, 575 (1985)

66. Calvet N., Hartmann L., Kenyon S.J., Mass loss from pre-main-sequence accretion disks. I The accelerating wind of FU Orionis, ApJ 402, 623 (1993)

67. Calvet N., Gullbring E., The Structure and Emission of the Accretion Shock in T Tauri Stars , ApJ 509, 802 (1998).

68. Calvet N., D'Alessio P., Hartmann L. et al., Evidence for a Developing Gap in a 10 Myr Old Protoplanetary Disk, ApJ 568, 1008 (2002)

69. Camenzind M., Magnetized Disk-Wind and the Origin of Bipolar Outflows, Rev. Modern Astron. 3, 234 (1990)

70. Canuto V.M., Levine J.S., Augustsson T.R. et al., The young Sun and the atmosphere and photochemistry of the early Earth, Nature 305, 281, (1983)

71. Carballo R., Wesselius P.R., Whittet D.C.B., Identification of IRAS point sources in Scorpio-Centaurus-Lupus, A&A 262, 106 (1992)

72. Carkner C., Feigelson E.D., Koyama K., Montmerle T., Reid I.N., X-Ray-emitting T Tauri Stars in the L1551 Cloud, ApJ 464, 286 (1996)

73. Chavarria-K C., On the brightening of the pre-main-sequence star DR Tau, A&A 79, LI8 (1979)

74. Chelli A., Carasco L., Mujica R. et al., Periodic changes of veiling and circumstellar grey extinction in DF Tau. I. Dust clouds spiraling into a T Tauri star?, A&A 345, 9 (1999)

75. Chen W.P., Simon M., Longmore A.J. et al., Discovery of five pre-main sequence binaries in Taurus, ApJ 357, 224 (1990)

76. Cohen M., Kuhi L.V., Observational studies of pre-main-sequence evolution, ApJ Suppl. 41, 743 (1979)

77. Cohen M., Schwartz R.D., IRAS observations of the exciting stars of Herbig-Haro objects, ApJ 316, 311 (1987)

78. Costa V.M., Gameiro J.F., Lago M.T.V.T., Is LkHalpha 264 like a young, extremely active Sun? MNRAS 307, L23 (1999)

79. Costa V.M., Lago M.T.V.T., Norci L., Meurs E.J.A., T Tauri stars: The UV/X-ray connection, A&A 354, 621 (2000)

80. Costa V.M., Lago M.T.V.T., in Ultraviolet Astrophysics, Beyond the IUE Final Archive, Ed. M.T.V.T.Lago, ESA SP-413, p.113 (1998)

81. Cram L.E., Atmospheres of T Tauri stars The photosphere and low chromosphere, ApJ 234, 949 (1979)

82. Croswell K., Hartmann L., Avrett E.H., Mass loss from FU Orionis objects, ApJ 312, 227 (1987)

83. D'Antona F., Mazzitelli I., New pre-main-sequence tracks for M less than or equal to 2.5 solar mass as tests of opacities and convection model, ApJ Suppl. 90, 467 (1994)

84. Dashevski I., Dressel L., Leitherer С., Частное сообщение (1999) DeCampli W.M., T Tauri winds, ApJ 244,124 (1981)

85. Dere K.P., Bartoe J-D.F., Brucckner G.E. ct al., Discrete subresolution structures in solar transition region, Solar Phys. 114., 223 (1987)

86. Davis C.J., Eisloffel J., Smith D., Near-Infrared and Optical Observations of an Obliquely Viewed Bow Shock: AS 353A/HH 32, ApJ 463, 246 (1996)

87. Diinitrijevic M.S., Sahal-Brechot S., Bommier M.,Stark broadening of spectral lines of multicharged ions of astrophysical interest. I СIV lines. II - SI IV lines, A&A Suppl. 89, 581 (1991a)

88. Dimitrijevic M.S., Sahal-Brechot S., Bommier M.,Stark Broadening of Spectral Lines of Multicharged Ions of Astrophysical Interest Part Two - Si IV Lines, A&A Suppl. 89, 591 (1991b)

89. Dimitrijevic M.S., Sahal-Brechot S., Stark broadening of spectral lines of multi-charged ions of astrophysical interest. IV N V lines A&A Suppl. 95, 109 (1992a)

90. Dimitrijevic M.S., Sahal-Brechot S., Stark broadening of spectral lines of multi-charged ions of astrophysical interest. Ill О VI lines A&A Suppl. 93, 359 (1992b)

91. Dimitrijevic M.S., ■частное сообщение, (2001)

92. Drake S., Ulrich R., The hydrogen two-photon emission spectrum of moderately dense plasma, ApJ 248, 380 (1981)

93. Duchene G., Ghez A.M., McCabe C., Resolved Near-Infrared Spectroscopy of the Mysterious Pre-Main-Sequence Binary System T Tauri S, ApJ 568, 771 (2002)

94. Durisen R.H., Yang S., Cassen P., Stabler S.W., Numerical models of rotating protostars, ApJ 345, 959 (1989)96j Dutrey A., Guilloteau S., Simon M., Images of the GG Tauri rotating ring, A&A 286, 149 (1994)

95. Dutrey A., Guilloteau S., Prato L. et al., CO study of the GM Aurigae Keplerian disk, A&A 338, L63 (1998)

96. Duvert G., Dutrey A., Guilloteau S., Disks in the UY Aurigae binary, A&A 332, 867 (1998)

97. Edwards S., Cabrit S., Strom S.E. et al., Forbidden line and H-alpha profiles in T Tauri star spectra A probe of anisotropic mass outflows and circumstellar disks, ApJ 321, 473 (1987)

98. Edwards S., Hartigan P., Ghandour L., Andrulis C., Spectroscopic evidence for magneto spheric accretion in classical T Tauri stars, AJ 108, 1056 (1994)

99. Edwards S., Частное сообщение (2002)

100. Edwards S., Fisher W., Kwan L. et al., He I 10830 line as a probe of winds in accreting young stars, ApJ 599, L41 (2003)

101. Eisloffel J., Mundt R., Ray Т., Rodriguez L.F., Collimation and propagation of stellar jets, in Protostars and Planets IV, Eds. Mannings V., Boss A.P., Russell S.S., Arizona University Press, p.815 (2000)

102. Elias J.H., A study of the Taurus dark cloud complex, ApJ 224, 857 (1978)

103. Elfimov A.G., Galvao R.H.O.,Jateno-Pereira V., Opher R., Global Alfven wave heating of the magnetosphere of young stars, ApJ 600, 292 (2004)

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

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

106. ESA, The HIPPARCOS and TYCHO Catalogues, ESA SP-1200 (1997)

107. Feigelson E.D., DeCampli W.M., Observation of X-ray emission from T Tauri stars, ApJ 243, L89 (1981)

108. Feigelson E.D., Montmerle Т., An extremely variable radio star in the rho Ophiuchi cloud, ApJ 289, L19 (1985)

109. Feigelson E.D., Casanova S., Montmerle Т., Guibert J., RO SAT observations of the Chameleon star forming cloud, ApJ 416, 623 (1993)

110. Feigelson E.D., Montmerle Т., High-Energy Processes in Young Stellar Objects, Ann. Rev. Astron. Astrophys. 37, 363 (1999)

111. Feigelson E.D., Gaffney J.A., Garmire G., Hillenbrand L.A., Townsley L., X-rays in the Orion Nebula Cluster: Constraints on the origins of magnetic activity in pre-main sequence stars, ApJ 584, 911 (2003)

112. Feigelson E.D., Garinire G.P., Pravdo S.H., Magnetic flaring in the pre-main sequence Sun and implications for the early solar system, ApJ in press (2003) = astro-ph 0202046.

113. Feigelson E.D., New evidence for dynamo magnetic processes in young stars, EAS Publication Series v.9, p.317 (2003)

114. Fernandez M., Ortiz E., Eiroa C., Miranda L.F., Ha emission from pre-main sequence stars, A&A Suppl. 114, 439 (1995)

115. Fitzpatrick E.L., Massa D., An analysis on the shapes of ultraviolet extinction curves. I The 2115 A bump, ApJ 307, 286 (1986)

116. Gagne M., Caillault J.-P., Stauffer J.R., Deep ROSAT HRI observations of the Orion nebula region, ApJ 445, 280 (1995)

117. Gahm G.F., Fredga K., Liseau R., Dravins D., The far-UV spectrum of the T Tauri star RU Lupi, A&A 73, L4 (1979)

118. Gahm G.F., X-ray observations of T Tauri stars, ApJ 242, L163 (1980)

119. Gahm G.F., Lago M.T.V.T., Pension M.V., New upper limit to the coronal line emission from the T Tauri star RU Lupi, MNRAS 195, 59 (1981)

120. Gahm G.F., Krautter J., On the absence of coronal line emission from Orion population stars, A&A 106, 25 (1982)

121. Garcia P.J.V., Ferreira J., Cabrit S., Binette L., Atomic T Tauri disk winds heated by ambipolar diffusion. I. Thermal structure, A&A 377, 589 (2001)

122. Ghez A., Neugebaucr G., Matthews K., The multiplicity of T Tauri stars in the star forming regions Taurus-Auriga and Ophiuchus-Scorpius: A 2.2 micron speckle imaging survey, AJ 106, 2005 (1993)

123. Ghez A.M., White R.J., Simon M., High spatial resolution imaging of pre-main sequence binary stars: resolving the relationship between disks and close companions, ApJ 490, 353 (1997)

124. Ghosh P., Lamb F.K., Accretion by rotating magnetic neutron stars. II Radial and vertical structure of the transition zone in disk accretion, ApJ 232, 259 (1979)

125. Ghosh P., Lamb F.K., Accretion by rotating magnetic neutron stars. Ill Accretion torques and period changes in pulsating X-ray sources, ApJ 234, 296 (1979)

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

127. Gomez de Castro A.I., Franqueira M., Accretion and UV variability in BP Tau, ApJ 482, 465 (1997)

128. Gomez de Castro A.I., Ultraviolet Astrophysics beyond the IUE Final Archive, Ed. ESA Publications Division, ESTEC, Noordwijk, The Neetherlands (1998)

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

130. Gomez de Castro A.I., Verdugo E., New constraints on protostellar jet collimation from high-density gas UV traces, ApJ 548, 976 (2001)

131. Gomez de Castro A.I., On the source of flaring activity in AB Doradus: the UV spectral signatures, MNRAS 332, 409 (2002)

132. Grinin V.P., Mitskevich A.S., Stochastic models of stellar winds in T Tauri stars, Astrophys. Sp. Sei. 185, 107 (1991)

133. Guenther E., Hessman F., The spectral variability of DR Tauri, A&A 268, 1921993)

134. Guenther, E., Lehmann, H., Emerson, J.P., Staude, J., Measurements of magnetic field strength on T Tauri stars, A&A 341, 768 (1999)

135. Guilloteau S., Dutrey A., Physical parameters of the Keplerian protoplanetary disk of DM Tauri, A&A 339, 467 (1998)

136. Guilloteau S., Dutrey A., Simon M., GG Tauri: the ring world, A&A 348, 570 (1999)

137. Gullbring E., Polar accretion and light variability on T Tauri stars, A&A 287, 1311994)

138. Hamann F., Persson S.E., Emission-line studies of young stars. I The T Tauri stars. II - The Herbig Ae/Be stars, ApJ Suppl. 82, 247 (1992)

139. Haro G., Herbig's nebulous objects near NGC 1999, ApJ 115, 572 (1952)1481 Hartigan P., Hartmann L., Kenyon S. et al. How to unveil a T Tauri star, ApJ Suppl. 70, 899 (1989)

140. Hartmann L., On Disk Braking of T Tauri Rotation, ApJ 566, L29 (2002)

141. Hayashi Ch., Evolution of Protostars, Ann. Rev. Astron. Astrophys. 4, 171 (1966)

142. Herbig G.H., The problems and properties of T Tauri stars and related objects, Adv. Astron. Astroph. 1, 47 (1962)

143. Herbig G.H., Introductory Remarks, Mem. Soc. R. Sei. Liege 59, 13 (1970)

144. Herbig G.H., Rao K.N., Second catalog of emission-line stars of Orion population, ApJ 174, 401 (1972)1641 Herbig G.H., Goodrich R.W., Near-simultaneous ultraviolet and optical spectrophotometry of T Tauri stars, ApJ 309, 294 (1986)

145. Herbig H., Bell K.R., Third catalog of emission-line stars of the Orion population, Lick Obs. Bull. Ill (1988)

146. Herbst W., Booth J.F., Chugainov P.F. etal) The rotation period and inclination angle of T Tauri, ApJ 310, L71 (1986)

147. Herbst W., Köret D.L., Rotation periods of four T Tauri stars, AJ 96, 1949 (1988)1681 Herbst W., Levreault R.M., TiO photometry of six T Tauri stars, AJ 100, 1951 (1990)

148. Hirth G.A., Mündt R., Solf J., Ray T., Asymmetries in bipolar jets from young stars, ApJ 427, 99 (1994)1721 Hirth G.A., Mündt R., Solf J., Jet flows and disk winds in T Tauri stars: the case of CW Tau, A&A 285, 929 (1994)

149. Hirth G.A., Mündt R., Solf J., Spatial and kinematic properties of the forbidden emission line region of T Tauri stars, A&A Suppl. 126, 437 (1997)

150. Hutchinson M.G., Evans A., Davies J.K., Bode M.F., Photometric monitoring of pre-main sequence stars. I The variability of RY and RU Lupi, MNRAS 237, 683 (1989)

151. Imhoff C.L., Appenzeller I., in Exploring the Universe with IUE Satellite, Ed. Y.Kondo, D.Reidel, Dodrecht, Holland, pp.295-319 (1987)

152. IUE Newly Extracted Spectra (INES) Database, http://ulda.inasan.rssi.ru.1801 Jankovics I., Appenzeller I., Krautter J., Blueshifted forbidden lines in T Tauri stars, PASP 95, 883 (1983)

153. Johns-Krull C.M., Valenti J.A., The Magnetic Field of TWHydrae, ASP Conf. Ser. v.244, p.147 (2001)

154. Johns-Krull C.M., Valenti J., Saar S.H., Hatzes A.P., New measurements of magnetic fields on T Tauri stars ASP Conf. Ser. v.223, p.521 (2001)

155. Johns-Krull C.M., Valenti J., Piskunov N.E. et al., New measurements of T Tauri magnetic fields: testing magneto spheric accretion, ASP Conf. Ser. v.248, p.527 (2001)

156. Johnstone R.M., Pension M.V., A search for magnetic fields in the T Tauri stars GW Ori, CoD-34 7151 and RU Lup, MNRAS 219, 927 (1986)

157. Johnstone R.M., Pension M.V., Follow-up Zeeman observations of the T Tauri star RU Lupi, MNRAS 227, 797 (1987)

158. Kastner J.H., Huenemoerder D.P., Schulz N.S., X-Ray Spectroscopy of the Nearby, Classical T Tauri Star TW Hydrae, ApJ 525, 837 (1999)

159. Kastner J.H., Weintraub D.A., Evidence for Accretion: High-Resolution X-Ray Spectroscopy of the Classical T Tauri Star TW Hydrae, ApJ 567, 434 (2002)

160. Katsova M.M., Boiko A.Ya., Livshits M.M., The gas-dynamic model of impulsive stellar flares, A&A 321, 549 (1997)

161. Kenyon S.J., Hartmann L.R., Imhoff C.L., Cassatella A., Ultraviolet spectroscopy of pre-main-sequence accretion disks, ApJ 344, 925 (1989)

162. Kenyon, S.J., Hartmann, L., Hewett, R. et al., The hot SPOT in DR Tauri, AJ 107, 2153 (1994)

163. Kenyon S.J., Hartmann L., Pre-Main-Sequence Evolution in the Taurus-Auriga Molecular Cloud, ApJ Suppl. 101, 117 (1995)

164. Kitamura Y., Momose M., Yokogawa S. et al., Investigation of the physical properties of protoplanetary disks around T Tauri stars by a 1" imaging survey: evolution and diversity of the disks in their accretion stage, ApJ 581, 357 (2002)

165. Koldoba A.V., Romanova M.M., Ustyugova G. V., Lovelace R.V.E., Three-dimensional Magnetohydrodynamic Simulations of Accretion to an Inclined Rotator: the "cubed sphere" method, ApJ 576, L53 (2002a)

166. Koldoba A.V., Lovelace R.V.E., Ustyugova G. V., Romanova M.M., Funnel Flows from Disks to Magnetized Stars, AJ 123, 2019 (2002b)

167. Konigl A., Disk accretion onto magnetic T Tauri stars, ApJ 370, L39 (1991)

168. Konigl A., Pudritz R.E., Disk Winds and the Accretion-Outflow Connection, Protostars and Planets IV, Eds. Mannings V., Boss A.P., Russell S.S., Arizona University Press, p.759 (2000)

169. Koresko C.D., A third star in the T Tauri system, ApJ 531, L147 (2000)

170. Koyama K., Maeda Y., Ozaki M., et al. ASCA observations of hard X-ray emission from the Rho Ophiuchi dark cloud, Publ. Astron. Soc. Japan 46, L125 (1994)

171. Krautter J., Appenzeller I., Jankovics I., High resolution spectroscopy of YY Orionis stars, A&A 236, 416 (1990)

172. Krist J.E., Stapelfeldt K.R., Burrows C.J. at al. Hubble Space Telescope WFPC2 imaging of XZ Tauri: time evolution of a Herbig-Haro bow shock, ApJ 415, L35 (1999)

173. Krist J.E., Stapelfeld K.R., Menard F. et al., WFPC2 Images of a Face-on Disk Surrounding TW Hydrae, ApJ 538, 793 (2000)

174. Kuan P., Photometric variations of T Tauri stars, ApJ 210, 129 (1976)

175. Kuhn J.R., Potter D., Parise B., Imaging Polarimetric Observations of a New Cir-cumstellar Disk System, ApJ 553, 189 (2001)

176. Kuhi L.V., Mass loss from T Tauri stars, ApJ 140, 1409 (1964)

177. Kunc J.A., Soon W.H., Maximum principal quantum numbers of the atomic hydrogen in the solar chromosphere and photosphere, ApJ 396, 364 (1992)

178. Lago M.T.V.T.,A new investigation of the T Tauri star RU Lupi. Ill The wind model, MNRAS 210, 323 (1984)

179. Lago M.T.V.T., Pension M.V., Johnstone R.M., Upper limits to coronal line emission from X-ray detected T Tauri stars, MNRAS 212, 151 (1985)

180. Lago M.T.V.T., Gameiro J.F., Time variability analysis of the Ha, He I and Nal D lines in the T Tauri star LkHa 264, MNRAS 294, 272 (1998)

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

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

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

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

185. Martin S.C., The thermal structure of magnetic accretion funnels in young stellar objects, ApJ 470, 537 (1996)

186. Mathieu R.D., Adams F.C., Latham D.W., The T Tauri spectroscopic binary GW Orionis, AJ 101, 2184 (1991)

187. Mathieu R.D., Pre-Main-Sequence Binary Stars, Ann. Rev. Astron. Astrophys. 32, 465 (1994)

188. Mathis J.S., Interstellar dust and extinction, Ann. Rev. Astron. Astrophys. 28, 37 (1990)

189. Mazzotta P., Mazzitelli G., Colafrancesco S., Vittorio N., Ionization balance for optically thin plasmas: Rate coefficients for all atoms and ions of the elements H to N.I, A&A Suppl. 133, 403 (1998)

190. McCaughrean M.J., Stapelfeldt K., Close L., High-Resolution Optical and Near-Infrared Imaging of Young Circumstellar Disks, in Protostars and Planets IV, Eds. Mannings V., Boss A.P., Russell S.S., Arizona University Press, p.485 (2000)

191. McMurry A.D., Jordan C., Carpenter K.G., The outer atmosphere of Tau II. Fluorescent lines, MNRAS 302, 48 (1999)

192. Mendoza E.E., Infrared excesses in T Tauri stars and related objects, ApJ 151, 977 (1968)

193. Mennella V., L.Colangeli L., Bussoletti E. et al., A new approach to the puzzle of the ultraviolet interstellar extinction bump, ApJ 507, L177 (1998)

194. Miller K.A., Stone J.M., Magnetohydrodynamic Simulations of Stellar Magnetosphere-Accretion Disk Interaction, ApJ 489, 890 (1997)

195. Morrison R., McCammon D., Interstellar photoelectric absorption cross sections, 0.03-10 keV, ApJ 270, 119 (1983)

196. Mundt R., Giampapa M.S., Observations of rapid line profile variability in spectra of T Tauri stars, ApJ, 256, 156 (1982)

197. Mundt R., Fried J.W., Jets from young stars, ApJ 274, L83 (1983)

198. Muzerolle J., Hartmann L., Calvet N., I. Emission-line diagnostics of T Tauri mag-netosopheric accretion. Line profile observations, A J 116, 455 (1998)

199. Muzerolle J., Calvet N., Hartmann L., Emission-line diagnostics of T Tauri mag-netosopheric accretion. II. Improved model tests and insights into accretion, ApJ 550, 944 (2001)

200. Myers P.C., Fuller G.A., Mathieu R.D. et al., Near-infrared and optical observations of IRAS sources in and near dense cores, ApJ 319, 340 (1987)

201. Nadeau R., Bastien P., Circular polarization in T Tauri stars, ApJ 307, L5 (1986)

202. Nahar S.N., Atomic data from the Iron Project. VII. Radiative dipole transition probabilities for Fe II, A&A 293, 967 (1995)

203. Nahar S.N., Pradhan A.K., Electron-Ion Recombination Rate Coefficients, Pho-toionization Cross Sections, and Ionization Fractions for Astrophysically Abundant Elements. I. Carbon and Nitrogen, ApJ Suppl. Ill, 339 (1997)

204. Najita J., Edwards S., Basri G., Carr J., Spectroscopy of inner protoplanetary disks and the star-disk interface, in Protostars and Planets IV, Eds. Mannings V., Boss A.P., Russell S.S., Arizona University Press, p.457 (2000)

205. Nave G., Johansson S., Learner R.C.M. et al., A new multiplet table for Fe,I, ApJ Suppl. 94, 221 (1994)

206. Neuhauser R., Sterzik M.F., Schmitt J.H.M.M. et al., ROSAT survey observation of T Tauri stars in Taurus, A&A 297, 391 (1995)

207. NIST Atomic Spectra Database Lines Holdings, http://physics.nist.gov/cgi-bin/AtData/pt?optionslist=XXTl

208. O'Dell C.R., Wen Z., Hu X., Discovery of new objects in the Orion nebula on HST images Shocks, compact sources, and protoplanetary disks, ApJ 410, 696 (1993)

209. O'Dell C.R., Wen Z., Postrefurbishment mission Hubble Space Telescope images of the core of the Orion Nebula: Proplyds, Herbig-Haro objects, and measurements of a circumstellar disk, ApJ 436, 194 (1994)

210. Osterbrock D.E., Astrophysics of Gaseous Nebulae and Active Galactic Nuclei, Univercity Science Book, Mill Valey, California, USA (1989)

211. Osterloh M., Beckwith S.V.W., Millimeter-wave continuum measurements of young stars, ApJ 439, 288 (1995)

212. Osterloh M., Thomes E., Kania U., Detection of periods for T Tauri stars, A&A Suppl. 120, 267 (1996)

213. Pagano I., Rodono M., Bonanno G. et al., The World Space Observatory project WSO/UV, Memoria della Societa Astronomica Italiana Supplement 3, 327 (2003)

214. Petrov P.P., Shcherbakov V.A., Berdyugina S.V. et al., Photometric and spectroscopic observations of the spotted T Tauri star V410 Tauri, A&A Suppl. 107, 9 (1994)

215. Petrov P.P, Zajtseva G.V., Efimov Yu.S. et al., Brightening of the T Tauri star RY Tauri in 1996. Photometry, polarimetry and high-resolution spectroscopy, A&A 341, 553 (1999)

216. Petrov P.P., Gahm G.F., Gameiro J.F. et al., Non-axisymmetric accretion on the classical TTS RW Aur A, A&A 369, 993 (2001)

217. Pickles A.J., A Stellar Spectral Flux Library: 1150-25000 Ä, PASP 110, 863 (1998)

218. Pradhan A., http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pradhan (2003)

219. Raymond J.C., Smith B.S., Soft X-ray spectrum of a hot plasma, ApJ Suppl. 35, 419 (1977)

220. Reipurth B., Pedrosa A., Lago M.T.V.T., HQ emission in pre-main sequence stars. I. An atlas of profiles, A&A Suppl. 120, 229 (1996)

221. Reisenfeld D.B., Raymond J., Young A.R., Kohl J.L., On the density and field sensitivities of dielectronic recombination, ApJ 389, L37 (1992)

222. Rice J.B., Strassmeier K.G., Doppler imaging of stellar surface structure. II. The weak-lined T Tauri star V410 Tauri, A&A 316, 164 (1996)

223. Richer J., Shepherd D., Cabrit S. et al., Molecular outflows from young stellar objects, in Protostars and Planets IV, Eds. Mannings V., Boss A.P., Russell S.S., Arizona University Press, p.867 (2000)

224. Robcrge A., Lecavelier des Estangs C.A., Grady A. at al., FUSE and HST/STIS observations pf hot and cold gas in the AB Aurigae system, ApJ 551, L97 (2001)

225. Romanova M.M., Ustyugova, G.V., Koldoba, A.V., Lovelace, R.V.E., Magneto-hydrodynamic Simulations of Disk-Magnetized Star Interactions in the Quiescent Regime: Funnel Flows and Angular Momentum Transport, ApJ 578, 420 (2002)

226. Romanova M.M., Ustyugova G.V., Koldoba A.V., Wick J.V., Lovelace R.V.E., Three-dimensional Simulations of Disk Accretion to an Inclined Dipol. I. Magne-tospheric Flows at Different 0, Ap.J. 595, 1009 (2003)

227. Rucinski S.M., Search for radio emission from three isolated T Tauri stars, PASP 104, 311 (1992)

228. Rybicky G., A modified Feautrier method, J. Quant. Spectr. Rad. Transf. 11, 589 (1971)

229. Sa C., Pension M., Lago M.T.V.T., Emission-line widths and stellar-wind flows in T Tauri stars, MNRAS 222, 213 (1986)

230. Sanford R.F., High-Dispersion Spectrogram of T Tauri, PASP 59, 134 (1947)

231. Saucedo J., Calvet N., Hartmann L., Raymond J., The spatial distribution of fluorescent H2 emission near T Tau, ApJ 591, 275 (2003)

232. Schaefer G.H., Simon M., Nelan E., Holfeltz S.T., it Dynamical masses of young stars in multiple systems, AJ 126, 1971 (2003)

233. Schmutzler T., Tscharnuter W., Effective radiative cooling in optically thin plasmas, A&A 273, 318 (1993)

234. Schwartz R.D., Heuermann R.W. High-dispersion spectra of RU Lup, AJ 86, 1526 (1981)

235. Seaton M.J., Interstellar extinction in the UV, MNRAS 187, 73P (1979)

236. Shakura N.I., Sunyaev R.A., Black holes in binary systems. Observational appearance, A&A 24, 337 (1973)

237. Shevchenko V.S., Grankin K.N., Ibragimov M.A. et al., The possible eclipses in the T Tauri spectroscopic binary system GW Orionis, IBVS N 3746 (1992)

238. Shu F.H., Najita J.R., Shang H., Li Zh., X-winds: theory and observations, in Protostars and Planets IV, Eds. Mannings V., Boss A.P., Russell S.S., Arizona University Press, p.789 (2000)

239. Simon T., Vrba F.J., Herbst W., The ultraviolet and visible light variability of BP Tauri Possible clues for the origin of T Tauri star activity, AJ 100, 1957 (1990)

240. Simon M., Beck T.L., Greene T.P. et al., Lunar Occultations of Young Stars in Southern Taurus, AJ 117, 1594 (1999)

241. Simon M., Dutrey A., Guilloteau S., Dinamical masses of T Tauri stars and calibration of pre-main sequence evolution, ApJ, 545, 1034 (2000)

242. Skrutskie M.F., Meyer M.R., Whalen D., Hamilton C., Near-Infrared Photometric Monitoring of Young Stellar Objects, AJ 112, 2168 (1996)

243. Skumanich A., Time Scales for CA II Emission Decay, Rotational Braking, and Lithium Depletion, ApJ 171, 565 (1972)

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

245. Smith P.L., Heise C., Esmond J.R., Kunitz R.L., Atomic spectral line database from Kurucz files, http://cfa-www.harvard.edu/amdata/ampdata/kurucz23/sekur.html

246. Smith K.W., Lewis G.F., Bonnell I.A. et al., Rapid variations of T Tauri spectral features: clues to the morphology of the inner regions, MNRAS 304, 367 (1999)

247. Soderblom D., Mayor M., Stellar kinematic groups. I The Ursa Major group, AJ 105, 226 (1993a)

248. Soderblom D., Mayor M., Rotation and activity among solar-type stars of the Ursa Major Group, ApJ 402, L5 (1993b)

249. Soderblom D., Pilachowski C.A., Fedele S.B., Jones B.F., The evolution of the lithium abundances of solar-type stars. II The Ursa Major Group, AJ 105, 2299 (1993)

250. Spitzer L., Jenkins E., Ultraviolet studies of the interstellar gas, Ann. Rev. Astron. Astrophys. 13, 133 (1975)

251. Stelzer B., Neuhauser R., X-ray emission from young stars in Taurus-Aurigae-Perseus: luminosity functions and the rotation-activity-age relation, A&A 377, 538 (2001)

252. Strassmeier K.G., Rice J.B., Doppler imaging of stellar surface structure. IX. A high-resolution image of the weak-lined T Tauri star HDE283572 = V987 Tauri, A&A 339, 497 (1998)

253. Strassmeier K.G., Rice J.B., Doppler imaging of stellar surface structure. XIV. The double-lined pre-main sequence binary V824 Arae= HD 155555, A&A 360, 1019 (2000)

254. Strom K.M., Strom S.E., A multiwavelength study of star formation in the L1495E cloud in Taurus, ApJ 424, 237 (1994)

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

256. Tamazian V.S., Docobo J., White R.J., Woitas L., Preliminary orbits and system masses for five binary T Tauri stars, ApJ 578, 925 (2002)

257. Thiebaut E., Balega Y., Balega I. et al., Orbital motion of DF Tauri from speckle interferometry, A&A 304, L17 (1995)

258. Ulrich R.K., An infall model for T Tauri phenomenon, ApJ 210, 377 (1976)

259. Unruh Y.C., Cameron A.C., Guenther E., Surface inhomogeneities and line variability ob DF Tau, MNRAS 295, 781 (1998)

260. Valenti J.A., Basri G., Johns C.M., T Tauri stars in blue, AJ 106, 2024 (1993)

261. Valenti J.A., Johns-Krull C.M., Linsky J.L., An IUE atlas of Pre-Main-Sequence Stars. I. Co-added final archive spectra from the SWP camera, ApJ Suppl. 129, 399 (2000)van Hoof P., Atomic Line List dtabase v2.01, http://www.pa.uky.edu/ peter/atomic

262. Verner D.A., Yakovlev D.G., Analytic fits for partial photoionization cross sections, A&A Suppl. 109, 125 (1995)

263. Verner D.A., Ferland G.J., Atomic Data for Astrophysics. I. Radiative Recombination Rates for H-like, He-like, Li-like, and Na-like Ions over a Broad Range of Temperature, ApJ Suppl. 103, 467 (1996)

264. Walker M.F., A Possible Interpretation of the Ultraviolet Excess Stars, AJ 68, 298 (1963)

265. Walter F.M., Kuhi L.V., Smothered coronae of T Tauri stars, ApJ 250, 254 (1981)

266. Walter F.M., Brown A., Linsky J.L. et al., X-ray sources in regions of star formation. II The pre-main-sequence G star HDE 283572, ApJ 314, 297 (1987)

267. Walter F., Basri G., Brown A. et al. HST/GHRS observations of molecular H2 Lyman band emission in pre-main sequence stars, AAS Meeting 186, 906 (1995)

268. Weaver Wm.B., Jones G., A catalog of co-added IRAS fluxes of Orion population stars, ApJ Suppl. 78, 239 (1992)

269. Webb R.A., Zuckerman B., Platais I. et al., Discovery of Seven T Tauri Stars and a Brown Dwarf Candidatein the Nearby TW Hydrae Association, ApJ 512, L63 (1999)

270. White S.M., Pallavicini R., Kundu M.R., Radio flares and magnetic fields on weak-line T Tauri stars, A&A 259, 149 (1992)

271. White R.J., Ghez A.M., Observational Constraints on the Formation and Evolution of Binary Stars, ApJ 556, 265 (2001)

272. Whittet D.C.B., Shenoy S.S., Clayton G.C., Gordon K.D., The ultraviolet extinction curve of intracloud dust in Taurus, Proc. of the Conference Astrophysics of Dust, Estes Park, Colorado, p.4 (2003)

273. Wichman R., Bastien U., Krautter J. et al., HIPPARCOS observations of pre-main-sequence stars, MNRAS 301, L39 (1998)

274. Wilking B.A., Schwartz R.D., Mundy L.G., Schultz A.S.B., Shocked molecular hydrogen emission from Herbig-Haro objects and their exciting stars, A J 99, 344 (1990)

275. Wilkinson E., Harper G.M., Brown A., Herczeg G.J., The Far-Ultraviolet Spectrum of T Tauri between 912 and 1185 A, AJ 124, 1077 (2002)

276. Wilner D.J., Но Р.Т.Р., Kastner J.H., Rodriguez L.F., VLA Imaging of the Disk Surrounding the Nearby Young Star TW Hydrae ApJ 534, 101 (2000)

277. Young P.R., Del Zanna G., Landi E. et al., CHIANTI-An Atomic Database for Emission Lines. VI. Proton Rates and Other Improvements, ApJ Suppl. 144, 135 (2003)

278. Zatsarinny 0., Tayal S.S., Electron impact collision strengths and rates for neutral sulphur using the B-spline R-matrix approach, J.Phys.B 35, 2493 (2002)

279. Аллен К.У., Астрофизические величины, М., Мир (1977)

280. Амбарцумян В.А., Явление непрерывной эмиссии и источники звездной энергии, Сообщ. Бюраканской обсерватории N 13 (1954)

281. Антохина Э.А., Методы синтеза теоретических кривых блеска тесных двойных систем, АЖ 65, 1164 (1988)

282. Арцимович JI.A., Сагдеев Р.З. Физика плазмы для физиков, М., Атомиздат,1979)

283. Бадалян Н.С., Исследование переменных звезд в темном облаке Тельца, Сообщ. Бюраканской Обе. 31, 57 (1962)

284. Баско М.М., Длина термализации резонансного излучения при частичном перераспределении по частотам, Астрофизика 17, 125 (1981)

285. Бейгман И.Л., Вайиштейн Л.А., Чичков Б.Н., Диэлектронная рекомбинация, ЖЭТФ 80, 964 (1981)

286. Бейтс Д. (ред.), Атомные и молекулярные процессы, М., Мир (1964)

287. Бисноватый-Коган Г.С., Ламзин С.А., 1977, Модели истекающих оболочек звезд типа Т Таи, АЖ 54, 1268 (1977)

288. Бисноватый-Коган Г.С., Ламзин С.А., Хромосфера, корона и рентгеновское излучение RU Волка звезды типа Т Тельца, ПАЖ 6, 34 (1980)

289. Боровский А.В., Запрягаев С.А., Зацаринный О.П., Манаков Н.Л., Плазма многозарядных ионов, СПб, Химия (1995)

290. Бруцен А., Дюран Ш. (ред.) Солнечная и солнечно-земная физика, М. Мир1980)

291. Гибсон Э., Спокойное Солнце, М. Мир (1977)

292. Глаголевский Ю.В., Чунтонов Г.А., Эволюция магнитных полей CP звезд, Известия САО 51, 89 (2001)

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

294. Гордон И.М., Физическая природа переменности звезд и происхождение космических лучей, ДАН СССР 97, 621 (1954)

295. Гранкин К.Н., Ибрагимов М.А., Кондратьев В.Б. и др., Фотометрическое исследование свойство пятенной вращательной модуляции для слабоэмиссионных звезд типа Т Тельца в темных облаках Тельца-Возничего, АЖ 72, 894 (1995)

296. Гранкин К.Н., Диссертация на соискание ученой степени кандидата физ,-мат. наук, Узбекистан, Ташкент (1995)

297. Гранкин К., Мельников С., частное сообщение (2004)

298. Гринин В.П., Физические условия в областях эмиссии и механизм активности звезд Т Тельца, Астрофизика 16, 243 (1980)

299. Гринин В.П., Катышева H.A., Балъмеровскмй декремент в движущихся оболочках звезд, Известия КрАО 62, 59 (1980)

300. Гринин В.П., Катышева H.A., Относительные интенсивности водородных линий в движущейся среде, Известия КрАО 62, 66 (1980)

301. Дудоров А.Е., Остаточное магнитное поле звезд типа Т Тельца, АЖ 72, 884 (1995)

302. Зайцева Г.В., О различиях между переменными типа Т Тельца и быстрыми неправильными, Переменные Звезды 17, 294 (1970)

303. Зайцева Г.В., Лютый В.М., Вариации блеска и дополнительного излучения в спектре DF Таи, Переменные Звезды 20, 255 (1976а)

304. Зайцева Г.В., Лютый В.М., Одновременные фотоэлектрические UBV и На наблюдения DF Таи, Переменные Звезды 20, 266 (1976b)

305. Зельдович Я.Б.,Райзер Ю.П., Физика ударных волн и высокотемпературных явлений, М. Наука (1966)

306. Зельдович Я.В., Блинников С.И., Шакура Н.И., Физические основы строения и эволюции звезд, М. МГУ (1981)

307. Зирин Г., Солнечная атмосфера, М.Мир (1969)

308. Иванов В.В., Перенос излучения и спектры небесных тел, М., Наука (1969) Каплан С.А., Пикельнер С.Б., Межзвездная среда, М. Наука (1963) Каплан С.А., Пикельнер С.Б., Физика мео/сзвездной среды, М. Наука (1979)

309. Кравцова A.C., Диссертация на соискание ученой степени кандидата физ,-мат. наук, ГАИШ МГУ, Москва (2004)

310. Кравцова A.C., Ламзин С.А., Анализ УФ спектров звезд типа Т Тельца, полученных с Космического Телескопа и спутника IUE: DR Таи, Письма в АЖ 28, 748-763 (2002)

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

312. Кравцова A.C., Оценка меэюзвездного поглощения и вклада аккреционной ударной волны в формирование эмиссионного континуума в случае DS Таи и DG Таи, Письма в АЖ 29, 526 (2003)

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

314. Куликов К.А., Курс сферической астрономии, М. Наука (1978)

315. Куликовский П.Г., Справочник любителя астрономии, М. УРСС (2002)

316. Курочкин Н.Е., Вспышечная активность у звезд типа Т Тельца: DR и DQ Таи, Астрой, цирк. 1134, 1 (1980)

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

318. Ламзин С.А., 1985, Корональные линии и структура верхней атмосферы звезд типа Т Тельца, АЖ 62, 306 (1985)

319. Ламзин С.А., Диссертация на соискание ученой степени кандидата физ.-мат. наук, ИКИ АН СССР, Москва (1985)

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

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

322. Ламзин С.А., Структура ударной волны в случае аккреции па молодые звезды малой массы, АЖ 75, 367-382 (1998)

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

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

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

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

327. Ламзин С.А., Анализ УФ спектров звезд типа Т Тельца, полученных с космического телескопа: RY Таи и HD 115043, Письма в АЖ 26, 683-694 (2000)

328. Ламзин С.А., Виттоне A.A., Эррико Л., Анализ УФ спектров звезд Т Тельца, полученных с космического телескопа и спутника IUE: DF Таи, Письма в АЖ. 27, 363-375 (2001)

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

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

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

332. Ландау Л.Д., Лифшиц Е.М., Механика сплошных сред, М. Наука (1992)

333. Ландау Л.Д., Лифшиц Е.М., Электродинамика сплошных сред, М. Наука (1992)

334. Липунов В.М., Астрофизика нейтронных звезд, М., Наука (1989)

335. Мельников С.Ю., Гранкин К.Н., Ежкова О.В., Частное сообщение (2002)

336. Михалас Д., Звездные атмосферы, М., Мир (1982)

337. Москаленко Е.И., Внеатмосферная астрономия, М. Наука (1984)

338. Нагирнер Д.И., Шнейвайс A.B., Перенос излучения в линиях резонанстного мулътиплета, АЖ 54, 162 (1977)

339. Нурманова У.А., Многоцветная UBVRI фотографическая и фотоэлектрическая фотометрия членов и возможных членов Т-ассоциаций Tl-Tauri и ТЗ-Tauri, Переменные Звезды 21, 777 (1983)

340. Панчук В.Е., Спектральный комплекс фокуса Несмита 6-м телескопа БТА. VII. Основной звездный спектрограф, Препринт САО N 154 (2001)

341. Паркер E.H., Динамические процессы в межпланетной среде, М. Мир (1965)

342. Соболев В.В., Курс теоретической астрофизики, М.Наука (1985).

343. Стрелкова А.П., Применение статистического критерия х2 при изучении изменения блеска переменной DF Тельца, Астрон. Цирк. N 755 (1973)

344. Сурдин В.Г., Ламзин С.А., Протозвезды: где, как и из чего формируются звезды, 191 е., М., Наука (1992)

345. Цесевич В.П., Драгомирецкая В.А., Проблемы космической физики, вып.2, с.110, Киевский университет, Киев (1967)

346. Цесевич В.П., Драгомирецкая В.А., Звезды типа RW Аиг, Наукова Думка, Киев (1973)

347. Чунтонов Г.А., Новый анализатор поляризации, Годовой отчет CAO N 56, 36 (1997)

348. Шаймиева А.Ф., Шутемова H.A., Двухлетние фотоэлектрические UBVR-наблюдения DF Таи и DG Таи, Переменные Звезды 22, 176 (1985)

349. Шевченко B.C., Ае/Ве звезды Хербига, Ташкент: ФАН (1989)

350. Шевченко B.C., Витриченко Э.А., Гранкин К.Н. и др., Протоалголи и квази-алголи, Письма в АЖ 19, 334 (1993)

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

352. Эррико JL, Ламзин С.А., Теодорани М. и др., Возможно ли наблюдать излучение пограничного слоя фуоров?, ПАЖ 23, 687 (1997)