ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2021, том 47, № 1, с. 22-30

ПОКАЗАТЕЛИ ЦВЕТА ЗВЕЗД ТИПА Т ТЕЛЬЦА В МОДЕЛЯХ

ПЕРЕМЕННОЙ ОКОЛОЗВЕЗДНОЙ ЭКСТИНКЦИИ

¹Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург, Россия

²Крымская астрофизическая обсерватория РАН, Научный, Россия

Поступила в редакцию 25.10.2020 г.

После доработки 24.11.2020 г.; принята к публикации 26.11.2020 г.

Рассматриваются модели переменной околозвездной экстинкции применительно к звездам типа

Т Тельца. В отличие от более горячих звезд типа UX Ori, для которых применимы упрощенные

модели затмений: звезда считается точечным источником света, а экранирующие звезду околозвездные

пылевые облака предполагаются однородными. В рассматриваемом в статье случае оба эти упрощения

могут не работать. При аккреции на звездах типа Т Тельца образуются горячие аккреционные пятна,

а пылевые структуры, экранирующие звезду от наблюдателя, могут быть неоднородными в пределах

диска звезды. С учетом этих двух факторов рассчитаны семействадиаграммцвет-величина. Показано,

что в таких моделях форма цветовых треков на диаграммах может сильно отличаться от цветовых

треков, рассчитанных в моделях затмений горячих звезд типа UX Ori. Полученные результаты

могут быть применимы к звездам типа AA Tau, демонстрирующим затмения внутренними областями

околозвездных дисков.

Ключевые слова: звезды типа Т Тельца, аккреционные пятна, переменная околозвездная экстинкция.

DOI: 10.31857/S0320010821010034

ВВЕДЕНИЕ

поглощается в ней, тогда как причиной поляри-

метрической переменности звезды является рассе-

Переменная околозвездная экстинкция являет-

янный свет протопланетного диска. Из-за малых

ся одним из основных механизмов фотометриче-

угловых размеров дисков наблюдатель регистриру-

ской активности молодых звезд (см., например,

ет суммарное излучение звезды и окружающего ее

Хербст и др., 1994, и цитируемую там литерату-

диска. При этом вклад диска в наблюдаемое излу-

ру). В наиболее яркой форме этот вид оптической

чение растет во время затмений по мере ослабления

переменности наблюдается у звезд типа UX Ori,

прямого (неполяризованного) излучения звезды.

демонстрирующих сильные спорадические ослаб-

Во время глубоких минимумов, когда прямое из-

ления блеска на 2-3 звездные величины. Такие со-

лучение звезды блокировано от наблюдателя га-

бытия продолжаются в среднем от нескольких дней

зопылевым облаком (экраном), оптический блеск

до нескольких недель и сопровождаются сильным

системы “звезда + диск” полностью определяется

увеличением линейной поляризации звезд (Гринин

рассеянным излучением диска. Это обстоятельство

и др., 1991). Причиной бурной фотометрической

позволило понять, почему амплитуды минимумов

активности звезд этого типа является небольшой

звезд типа UX Ori ограничены 2-3 звездными ве-

наклон околозвездных дисков относительно на-

личинами: именно таков вклад рассеянного излуче-

правления на наблюдателя¹ . В результате излуче-

ния типичного протопланетного диска в оптическое

ние звезды на пути к наблюдателю проходит сквозь

излучение звезды — около 10% в ее ярком состо-

неоднородную атмосферу протопланетного диска и

янии (Гринин, 1988). Одновременно с увеличени-

ем линейной поляризации в глубоких минимумах

^*Электронный адрес: dmitrievdv242@gmail.com

блеска наблюдается еще один интересный эффект.

¹ Известны случаи, когда внутренняя и внешняя области

Это так называемый эффект поголубения (blueing

дисков имеют разные наклоны. Например, по данным

effect). Его впервые наблюдали в 1968 г. Гетц и

интерферометрии в субмиллиметровом диапазоне около-

Венцель у CQ Tau (Венцель, 1969). Дальнейшие

звездный диск CQ Tau имеет угол наклона i ≈ 37^◦ (Пи-

наблюдения показали, что этот эффект является

нилла и др., 2018), тогда как по данным интерферометрии

на Кеке (в ближнейИК-областиспектра) внутреннийдиск

характерной особенностью поведения показателей

наклонен под углом i ≈ 48^◦ (Эйснер и др., 2004).

цвета звезд типа UX Ori (см., например, Зайцева,

ПОКАЗАТЕЛИ ЦВЕТА ЗВЕЗД ТИПА Т ТЕЛЬЦА

1973, 1986; Пугач, 1981; Хербст и др., 1983; Бибо,

Сицилия-Агилер и др., 2020; Ансделл и др., 2020;

Т ´э, 1990). На диаграммах цвет-величина звезда

Бредалл и др., 2020). Их светимости порядка

сначала краснеет, затем цветовой трек (при про-

или меньше светимости Солнца. В этих условиях

должающемся ослаблении звезды) поворачивает-

пыль в протопланетных дисках может сохраняться

ся в противоположном направлении. Покраснение

вплоть до расстояний порядка нескольких радиу-

звезды в рамках модели переменной околозвездной

сов звезды и даже проникать внутрь магнитосферы

экстинкции объясняется селективным поглощени-

(Нагель, Бувье, 2020). По этой причине звезду

ем ее излучения в газопылевом фрагменте диска,

в моменты затмений уже нельзя рассматривать

пересекающем луч зрения. Этот участок цвето-

как точечный источник света. Нужно учитывать ее

вых треков используется для определения закона

конечные размеры, а также неоднородную структу-

покраснения и оптических свойств околозвездной

ру экранирующих звезду пылевых облаков. Кроме

пыли (см., например, Пугач, 2004; Натта, Уитни,

того, при интенсивной аккреции газа на звездах

2000).

типа Т Тельца образуются горячие аккреционные

пятна, светимость которых нестабильна и в синей

Эффект поголубения, как и рост линейной по-

области спектра может быть сравнима со светимо-

ляризации, объясняется усилением вклада рас-

стью самой звезды (см., например, обзор Петрова,

сеянного света протопланетного диска во время

минимумов (Гринин, 1988). Такая модель хорошо

2003)² . Другая особенность звезд типа Т Тельца,

описывает большинство фотополяриметрических

вызванная близостью пылевого диска к звезде,

наблюдений звезд типа UX Ori (см., например,

состоит в том, что в этих условиях более важную

роль в создании спорадических затмений может иг-

Ростопчина и др., 1997; Шаховской и др., 2003;

рать неоднородный дисковый ветер, поднимающий

Натта, Уитни, 2000). Исключение составляют ред-

мелкую пыль с поверхности диска (Тамбовцева и

кие продолжительные затмения, во время которых

наблюдалось аномальное поведение позиционного

Гринин, 2008). Возможность такой интерпретации

угла поляризации (Гринин и др., 1988, 1994). Мо-

ослаблений блеска звезд типа Т Тельца обсужда-

дель таких затмений была недавно рассмотрена в

лась в ряде работ (Гринин и др., 2009; Петров и др.,

статье Шульмана и Гринина (2019). Было показано,

2015; Шенаврин и др., 2015; Додин и др., 2019).

что наблюдавшиеся аномалии были вызваны из-

Очевидно, что близость околозвездной пыли к хо-

менениями параметров собственной поляризации

лодной молодой звезде делает модель переменной

рассеянного излучения околозвездных дисков во

околозвездной экстинкции менее чувствительной

время обширных минимумов.

к углу наклона диска относительно наблюдателя

по сравнению с горячими звездами типа UX Ori.

Во всех ранних моделях затмений звезды типа

Указанные выше особенности околозвездной ак-

UX Ori рассматривались как точечные источники

тивности холодных молодых звезд могут сильно

излучения. Такое упрощение было оправдано тем,

усложнить поведение показателей цвета во вре-

что семейство этих звезд состояло в основном

мя затмений. Ниже мы рассмотрим на примере

из горячих звезд типа Ае Хербига, светимость

простых моделей поведение цветовых треков таких

которых порядка нескольких десятков светимо-

звезд на диаграммах цвет-величина.

стей Солнца. Зона испарения пыли в окрестностях

таких звезд (определяющая внутреннюю границу

пылевого диска), находится на расстоянии порядка

ПОСТАНОВКА ЗАДАЧИ

R_in ≈ 0.5 а.е. от звезды. Флуктуации плотности

в этой зоне считаются одним из потенциальных

На рис. 1 показана схематическая картина за-

источников переменной околозвездной экстинкции

тмения: звезду закрывает от наблюдателя возму-

и имеют характерный пространственный масштаб

щение пылевого диска, ось вращения которого сов-

δH порядка 0.1R_in (Дуллемон и др., 2003). Это

падает с осью вращения звезды. На звезде суще-

примерно в 4-5 раз больше радиуса типичной Ае

ствуют горячие аккреционные пятна (показанные

звезды Хербига, что и позволяет рассматривать

на рисунке более темными областями). Пунктир-

звезду в момент затмения как точечный источник

ными линиями показана магнитосфера, газ в кото-

света. В последние годы семейство звезд типа

рой не учитывается при расчете показателей цвета,

UX Ori заметно пополнилось за счет более холод-

так как он прозрачен в континууме. Магнитосфе-

ных молодых звезд типа Т Тельца (см., например,

ра предполагается дипольной. Ее ось совпадает с

ДеВарф и др., 2003; Бувье и др., 2013; Родригес и

осью вращения звезды.

др., 2013; Барсунова и др., 2013; Петров и др., 2015;

Фачини и др., 2016; Додин и др., 2019). Появились

2 У холодных звезд типа Т Тельца может наблюдаться так-

же вращательная модуляция блеска, вызванная наличием

так называемые дипперсы (dippers) — объекты, де-

холодных (магнитных) пятен на их поверхности.Амплиту-

монстрирующие переменность типа UX Ori, но

да такой модуляции, как правило, невелика (Хербст и др.,

с небольшой амплитудой и продолжительностью

1994). Поэтому ее влияние на показатели цвета во время

затмений (см., например, Аленкар и др., 2010;

затмений звезд мы не рассматриваем.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№1

2021

ДМИТРИЕВ и др.

Рис. 1. Cхематическая картина затмения.

Для расчетов принята декартова система коор-

При расчетах были приняты следующие значе-

динат, в которой ось Z совпадает с лучом зрения.

ния параметров: M_⋆ = 1 M_⊙, R_⋆ = 2 R_⊙. Предпо-

Оси X и Y повернуты так, чтобы ось вращения

лагалось, что: 1) затмение происходит при движе-

звезды (она же ось диполя магнитосферы) лежала

нии пылевого облака (экрана) вверх от плоскости

в плоскости Y Z, и чтобы наблюдатель смотрел на

диска параллельно оси Y , совпадающей с проек-

звезду сверху, как показано на рис. 1. Параметры

цией оси вращения звезды на картинную плоскость

магнитосферы, формирующей аккреционный поток

(рис. 2); 2) оптические свойства пылевых частиц

газа и образующей в ее полярных областях горячие

в облаке одинаковы и близки к оптическим свой-

области в виде колец, приняты такими же, как в

ствам межзвездной пыли (τ_λ ∝ λ-1); 3) в облаке

статьях Хартманна и др. (1994) и Муцеролле и

существует градиент плотности пыли вдоль оси Y ,

др. (2001). Рассмотрены две модели магнитосферы

в результате чего его оптическая толщина τ явля-

(табл. 1):

ется функцией y. Ниже принято:

Модель 1: внутренний и внешний радиусы маг-

τ_λ(y) =

(3)

нитосферы в плоскости околозвездного диска име-

{

ют значения r_mi = 2.0R_⋆, r_mo = 3.0R_⋆.

τ(0)λ exp (-(y₀ - y)²/h²), y ≥ y₀,

Модель 2: r_mi = 4.0R_⋆ и r_mo = 6.0R_⋆.

τ(0)λ, y < y₀.

Эти параметры определяют размеры и положе-

ние аккреционных колец на поверхности звезды.

Здесь τ(0)λ — оптическая толщина экрана на

Их температура и светимость зависят от парамет-

длине волны λ при y = y₀, величины y, y₀ и h

ров магнитосферы, темпа аккреции

M , а также от

выражены в единицах радиуса звезды. Параметр h

массы и радиуса звезды, и определяются, как и в

определяет градиент непрозрачности экрана. По-

статье Хартманна и др. (1994), соотношениями

ложение экрана относительно центра звезды зада-

(

)

GM_⋆ M˙

2R_⋆

ет параметр y₀. При h ≪ 1 и τ(0)λ ≫ 1 экран имеет

L_a =

(1)

резкую границу в пределах диска звезды. Поэтому,

R_⋆

r_mo + r_mi

независимо от сорта и размера частиц в облаке,

его перемещение по диску вызывает нейтральное

L_a

T4r =

(cos θ_i - cos θ_o)-1 .

(2)

ослабление излучения, при котором цвет звезды

4πσR2⋆

остается неизменным во время затмения. Напро-

тив, при h ≫ 1 изменение оптической толщины

Здесь T_r и L_a — температура и светимость аккре-

экрана в масштабе диска звезды незначительно, и

ционных колец, σ — постоянная излучения. Углы

этот предельный случай соответствует приближе-

θ_o и θ_i определяют широту верхней и нижней границ

нию, в котором звезда может рассматриваться как

аккреционного кольца на поверхности звезды и

точечный источник излучения.

находятся из соотношения sin² θ = R_⋆/r_m при r_m =

=r_mo иr_mi.

Заметим, что близкая по своим характеристи-

кам модель неоднородного пылевого экрана ис-

пользована в статье Гринина и др. (2019) при ис-

Таблица 1. Параметры моделей

следовании затмений молодых звезд типа WTTS

(weak line T Tauri star), характеризующихся низ-

Модель

M [M_⊙/год]

rmi [R⋆]

rmo [R⋆]

ким темпом аккреции. В указанной выше статье

при моделировании затмений учитывался эффект

10-8

покраснения звезды от центра к краю. Расчеты

показали, что влияние этого эффекта на положение

10-7

и форму цветовых треков на диаграммах цвет-

10-8

величина незначительно. Поэтому ниже модель-

ные расчеты выполнены без учета этого тонкого

10-7

эффекта.

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№1

2021

ПОКАЗАТЕЛИ ЦВЕТА ЗВЕЗД ТИПА Т ТЕЛЬЦА

продолжительных затмений, вызванных экраниро-

ванием звезды крупномасштабными возмущения-

ми в диске, это предположение хорошо согласуется

с наблюдаемыми изменениями степени линейной

поляризации звезд типа UX Ori (Гринин и др.,

1991). Его вклад в оптическое излучение звезд типа

UX Ori вне затмений составляет, как отмечалось

во Введении, в среднем около 10%. В рассматри-

ваемом здесь случае излучение звезды включает

Рис. 2. Схематичное изображение звезды с аккреци-

также излучение аккреционных колец. Поэтому

онным кольцом (его границы обозначены пунктиром),

интенсивность рассеянного излучения может быть

затмеваемой экранам с h = 1. Наклон оси вращения

представлена в виде: I_sc = a_λ(I_⋆ + I_spot), где коэф-

звезды i = 80^◦. Следует отметить, что при таком на-

фициент a_λ определяется оптическими свойствами

клоне теоретически должны быть видны оба аккре-

ционных пятна, вблизи двух полюсов звезды, однако

околозвездной пыли. Согласно расчетам Вощин-

в рассматриваемом случае пятно в нижней полусфере

никова и др. (1995) для звезды UX Ori, параметр

звезды закрыто экраном. Стрелкой показано направ-

a_λ, согласующийся с результатами фотополяри-

ление оси y.

метрических наблюдений, меняется примерно от

0.22 до 0.07 при переходе от синей части оптиче-

ского спектра (полоса U) к красной (полоса I). Та-

Таким образом, интенсивность излучения систе-

кая зависимость коэффициента a_λ от длины волны

мы “звезда + диск”, регистрируемого наблюдате-

лем, определяется интегралом по диску звезды с

принята ниже при вычислении I_obs(λ). (Заметим,

учетом расположения на нем горячих аккрецион-

что она не является универсальной, поскольку за-

ных областей и с учетом рассеянного излучения:

висит от параметров диска и оптических характе-

∫∫

ристик околозвездной пыли. Кроме того, при про-

(

I_obs(λ) =

I_⋆(λ,x,y) +

(4)

должительных затмениях, вызванных протяжен-

ными пылевыми облаками, на околозвездном диске

)

могут появляться движущиеся тени. Они влияют

+ I_spot(λ,x,y)

e-τλ(y)dxdy + I_sc(λ),

на интенсивность и параметры поляризации рас-

где I_sc — интенсивность рассеянного излучения

сеянного излучения. Такие эффекты уже наблюда-

диска, I_spot — интенсивность излучения аккре-

лись с помощью телескопа-интерферометра VLTI

ционного кольца, I_⋆ — интенсивность излучения

(Столкер и др., 2017) и рассмотрены недавно в

звезды. При интегрировании I_spot и I_⋆ равны нулю,

статье Шульмана и Гринина, 2019). Вычисление

если точка (x, y) на диске звезды не попадает

интенсивности излучения, регистрируемого в поло-

на аккреционное пятно или на фотосферу звезды

сах фотометрической системы Джонсона, выпол-

соответственно.

нялось путем умножения интенсивности излучения

При расчетах принято, что распределение энер-

на длине волны, соответствующей максимуму по-

лосы пропускания, на эффективную ширину этой

гии в спектре звезды описывается функцией План-

полосы.

ка при эффективной температуре атмосферы T_eff =

= 3500 K. Функцией Планка описывается также

и спектр излучения аккреционной области на по-

РЕЗУЛЬТАТЫ

верхности звезды. Ее температура T_r зависит от

На рис. 3 показаны теоретические зависимости

темпа аккреции

M и размеров области. Послед-

показателей цвета U - B, B - V и V - I от ам-

ние, в свою очередь, зависят от радиуса звезды

плитуды ослабления блеска ΔV при затмении в

и интервала широт на ее поверхности, в который

Модели 1a. Диск наклонен под углом 10^◦ к лучу

падает на звезду аккрецирующий газ при движении

вдоль силовых линий дипольного магнитного поля

зрения (i = 80^◦). Цифры рядом с теоретическими

(см. выше). Мы учитывали также, что эффективная

линиями указывают значения параметра h, опреде-

площадь этой области зависит от угла наклона i

ляющего градиент непрозрачности пылевого экра-

оси вращения звезды относительно направления на

на. Темп аккреции принят равным 10-8 M_⊙ в год.

наблюдателя. Заметим, что при i < 30-40^◦ звезда

Расчеты показали, что при таком темпе аккреции и

экранирует б ´ольшую часть горячей области, рас-

принятых в Модели 1 размеров магнитосферы вли-

положенной в нижнем полушарии. При i ≥ 70^◦,

яние аккреционной области на показатели цвета

характерных для звезд типа UX Ori, эта область

звезды с эффективной температурой 3500 K незна-

также может быть закрыта от наблюдателя, но уже

чительно. Однако, если мы изменим параметры

ее собственным околозвездным диском.

магнитосферы и уменьшим размеры аккреционных

Рассеянное излучение диска I_sc предполагается

колец (Модель 2b), то это приведет к увеличению

постоянным в процессе затмения. За исключением

их температуры. В результате при том же темпе

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№1

2021

ДМИТРИЕВ и др.

0.5

4.0

2.0

4.0

1.0

2.0

1.0

2.0

1.5

0.5

1.0

0.5

1.0

0.1

2.0

2.5

0.3

0.2

0.1

0.3

0.2

0.1

0.3

0.2

0.1

0.2

0.3

(U B)

(B V)

(V I)

Рис. 3. Диаграммы цвет-величина для модели 1 c темпом аккреции 10-8 M⊙ при i = 80^◦ (Модель 1a). Цифры на

графиках указывают значения параметра h. Диаграммы нормированы так, что показатели цвета вне затмения равны

нулю.

0.5

4.0

1.0

2.0

1.0

4.0

0.1

1.0

2.0

1.0

2.0

1.5

0.5

0.1

2.0

2.5

0.3

0.2

0.1

0.3

0.2

0.1

0.3

0.2

0.1

0.2

0.3

(U B)

(B V)

(V I)

Рис. 4. Диаграммы цвет-величина для модели 2 c темпом аккреции 10-8 M⊙ при i = 80^◦ Модель 2a. Параметр h

принимает такие же значения, что и на рис. 3.

аккреции 10-8 M_⊙ в год влияние аккреционной

больше, чем в Модели 1a. Видно, что увеличение

области на диаграммы цвет-величина будет более

потока излучения от горячей аккреционной области

существенным (рис. 4).

на звезде, вызванное увеличением темпа аккреции,

приводит к значительным изменениям формы цве-

Поскольку закон экстинкции в пылевом экране

товых треков. В моделях с резким краем экрана

во всех моделях одинаков, все различия в поведе-

(h ≤ 0.4) цвет звезды становится более голубым по-

нии цветовых треков на рис. 3 обусловлены одной

чти сразу, после короткой фазы покраснения. При

причиной — градиентом непрозрачности экрана. В

этом покраснение вызвано не только селективным

моделях с большим градиентом непрозрачности

поглощением в пылевом экране, но и экраниро-

(h ≤ 0.1) показатели цвета в начальной фазе затме-

ванием аккреционной области, расположенной на

ния почти не меняются при падении блеска звезды,

нижней полусфере звезды. (При движении экрана

и фаза покраснения на этом этапе практически

вверх эта область закрывается в самом начале

отсутствует. В другом предельном случае (h ≥ 3)

затмения). Напротив, в моделях с небольшим гра-

оптическая толщина экрана в пределах диска звез-

диентом непрозрачности в пределах диска звезды

ды изменяется незначительно. Этому случаю со-

(h > 3) существование горячей аккреционной об-

ответствует “стандартная” форма цветового трека

ласти на звезде практически не влияет на форму

звезды типа UX Ori с начальным покраснением (в

цветовых треков, и они имеют такой же вид, как и

нашем случае оно соответствует закону межзвезд-

в моделях без аккреционного пятна.

ного покраснения) и последующим поворотом в

Следует подчеркнуть, что влияние горячей ак-

коротковолновую сторону из-за увеличения вклада

креционной области на показатели цвета звезды

рассеянного излучения.

во время затмений зависит от контраста излучения

На рис. 5 показаны диаграммы цвет-величина

этой области на фоне излучения звезды. Последний

для Модели 1b при темпе аккреции в десять раз зависит не только от темпа аккреции, но также и

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№1

2021

ПОКАЗАТЕЛИ ЦВЕТА ЗВЕЗД ТИПА Т ТЕЛЬЦА

0.5

4.0

2.0

1.0

4.0

2.0

1.0

0.5

1.0

0.1

1.5

2.0

2.5

0.3

0.2

0.1

0.3

0.2

0.1

0.3

0.2

0.1

0.2

0.3

(U B)

(B V)

(V I)

Рис. 5. То же самое, что и на рис. 3, но при темпе аккреции 10-7 M⊙ в год (Модель 1b).

0.5

2.0

0.5

4.0

0.5

4.0

0.5

4.0

1.0

0.1

1.5

2.0

2.5

0.3

0.2

0.1

0.3

0.2

0.1

0.4

0.3

0.2

0.1

0.2

(U B)

(B V)

Рис. 6. Диаграммы цвет-величина в модели 2b. Цифры на графиках характеризуют неоднородность пылевого экрана

(см. текст).

от эффективной температуры самой звезды. Чем

треки сказывается сильнее, чем в Модели 1b, хотя

ниже T_eff, тем меньше темп аккреции, при котором

темп аккреции в обоих случаях одинаков.

влияние аккреционной области на форму цветовых

Во всех рассмотренных выше случаях направ-

треков становится существенным. Расчеты показа-

ление сканирования диска звезды неоднородным

ли, что при T_eff ≤ 3000 K влияние горячей области

экраном происходит в направлении, параллельном

на цветовые треки становится заметным уже при

оси вращения звезды. В этом случае влияние ак-

креционных областей на показатели цвета звезды

= 10-9 M_⊙ в год.

во время затмений максимально. Расчеты показа-

ли, что в другом предельном случае, когда пылевой

Как отмечалось выше, эффективный размер

экран неоднороден в направлении оси X и пере-

магнитосферы зависит от расстояния, на котором

мещается перпендикулярно оси вращения звезды,

магнитное поле звезды начинает контролировать

излучение горячих аккреционных колец сказыва-

движение газа в аккреционном диске и направлять

ется на цветовых треках в значительно меньшей

его вдоль магнитных силовых линий к звезде. По

степени, что следует из принятой здесь геометрии

этой причине положение горячей аккреционной

магнитосферы и аккреционных областей. Разуме-

области на поверхности звезды зависит от пара-

ется, при более сложном расположении аккреци-

метров магнитосферы. Чем больше ее радиус, тем

онных областей на поверхности звезды поведение

ближе к полюсам магнитного диполя располагают-

цветовых треков при затмениях будет отличаться от

ся эти области. Цветовые треки, представленные

рассчитанных в нашей идеализированной модели.

на рис. 6, соответствуют Модели 2b, в которой

Из рис. 7 видно, что они мало чем отличаются от

радиус магнитосферы вдвое больше, чем в Мо-

цветовых треков в Модели 1a с темпом аккреции

дели 1b. Остальные параметры в обоих моделях

10-8 M_⊙ в год (рис. 3). Таким образом, обсуж-

одинаковы. Из сравнения рис. 5 и 6 видно, что в

даемый эффект зависит не только от градиента

Модели 2b влияние горячей области на цветовые

непрозрачности в экранирующем звезду облаке,

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№1

2021

ДМИТРИЕВ и др.

0.1

0.5

2.0

0.5

4.0

1.0

2.0

4.0

2.0

1.5

1.0

2.0

2.5

0.3

0.2

0.1

0.3

0.2

0.1

0.3

0.2

0.1

0.2

0.3

(U B)

(B V)

(V I)

Рис. 7. Диаграммы цвет-величина в Модели 1b при горизонтальном транзите экрана (см. текст).

но также и от направления движения экрана от-

аккреционными пятнами и изменениями око-

носительно плоскости околозвездного диска, что

лозвездной экстинкции, — является звезда типа

вполне естественно.

Т Тельца AA Tau (Бувье и др., 1999, 2003, 2013).

На ее диаграммах цвет-величина хорошо видны

разброс точек вблизи яркого состояния звезды и их

ОБСУЖДЕНИЕ И ЗАКЛЮЧЕНИЕ

смещение в синюю область при понижении блеска

Представленные выше результаты моделирова-

(см. рис. 3 в статье Бувье и др., 2003, и статью

ния показывают, что влияние горячих аккреци-

МакГиннис и др., 2015). Из рис. 4-6 следует, что

онных колец вблизи магнитных полюсов может

именно таким должно быть поведение показателей

сильно исказить форму цветовых треков звезд типа

цвета звезды во время затмений неоднородным

Т Тельца во время затмений. Искажения возни-

экраном: звезда уже частично закрыта, тогда

кают в тех случаях, когда затмевающее звезду

как горячее аккреционное кольцо в ее верхней

газопылевое облако имеет значительный градиент

полусфере еще светит.

непрозрачности в пределах диска звезды в проек-

В качестве примера на рис. 8 показана диаграм-

ции на ось ее вращения. Влияние этого эффекта

ма “цвет-величина” (R - I), I звезды типа AA Tau

тем сильнее, чем больше темп аккреции и чем

V695 Per, основанная на наблюдениях Барсуновой

ниже температура звезды. При T_eff = 3500 K ак-

креционные области слабо влияют на форму цве-

товых треков при

< 10-8 M_⊙ в год. При T_eff =

14.0

= 3000 K порог чувствительности цветовых треков

14.2

к излучению аккреционных колец снижается до

M≈ 10-9 M_⊙ в год. Однако даже в отсутствие ак-

14.4

креционных пятен диаграммы цвет-величина могут

14.6

быть сильно искажены из-за градиента плотности

пыли в экранирующем звезду облаке (рис. 3) по

14.8

сравнению со “стандартной” моделью затмений,

15.0

в которой звезда рассматривается как точечный

источник света.

15.2

Следует отметить, что рассмотренная в статье

15.4

модель азимутально однородных аккреционных ко-

лец соответствует идеальному случаю стационар-

15.6

ной аккреции на звезду с дипольным магнитным

15.8

полем. В режиме нестационарной аккреции излуче-

ние аккреционных областей становится нестабиль-

16.0

ным (см., например, Кулкарни, Романова, 2009).

1.2

1.4

1.6

1.8

2.0

R I

Сильные вариации излучения аккреционных пятен

могут быть также вызваны наклоном магнитосфе-

Рис. 8. Диаграмма цвет-величина для звезды типа

ры относительно оси вращения звезды (Бувье и др.,

AA Tau V695 Per по данным Барсуновой и др. (2013) с

2003; Романова и др., 2004; Аленкар и др., 2010).

наложенными на нее модельными треками с парамет-

Примером звезды, фотометрическая активность

ром h, равным от левого трека к правому 0.1, 0.5, 1.0,

4, 10 (см. текст).

которой обусловлена действием двух факторов —

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№1

2021

ПОКАЗАТЕЛИ ЦВЕТА ЗВЕЗД ТИПА Т ТЕЛЬЦА

и др. (2013), дополненных данными последних на-

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

блюдательных сезонов. Наряду с периодическими

Аленкар и др. (S.H.P. Alencar, P.S. Teixeira,

затмениями с периодом P = 7d.6 эта звезда де-

M.M. Guimaraes, P.T. McGinnis, J.F. Gameiro,

монстрирует ослабления блеска с амплитудой до

J. Bouvier, S. Aigrain, E. Flaccomio, and F. Favata),

1m. 3 в полосе I. Из рис. 8 видно, что показатель

Astron. Astrophys. 519, A88 (2010).

цвета R - I демонстрирует заметный разброс точек

Ансделл и др. (M. Ansdell, E. Gaidos, C. Hedges,

M. Tazzari, A.L. Kraus, M.C. Wyatt, G.M. Kennedy,

на диаграмме цвет-величина, который может быть

J.P. Williams, et al.), MNRAS 492, 572 (2020).

описан семейством модельных цветовых треков

Барсунова и др. (O.Yu. Barsunova, V.P. Grinin, and

при темпе аккреции 5 × 10-9 M_⊙ в год и с углом

S.G. Sergeev), Astrophysics 56, 395 (2013).

наклона i = 50^◦. Внутренний и внешний радиусы

Бибо, Тэ (E.A. Bibo and P.S. Th ´e), Astron.

магнитосферы в этой модели равны 3.5 R_∗ и 4 R_∗

Astrophys. 236, 55B (1990).

соответственно.

Бредалл и др. (J.W. Bredall, B.J. Shappee,

Причиной затмений звезд типа AA Tau является

E. Gaidos, T. Jayasinghe, P. Vallely, K.Z. Stanek,

наклон внутренней области околозвездного диска,

C.S. Kochanek, J. Gagn ´e, et al.), MNRAS 496, 3257

вызванный наклоном магнитосферы относитель-

(2020).

но оси вращения звезды³ . В результате звезда

Бувье и др. (J. Bouvier, A. Chelli, S. Allain,

экранируется от наблюдателя собственным око-

L. Carrasco, R. Costero, I. Cruz-Gonzalez,

C. Dougados, M. Fern+бndez, et al.), Astron.

лозвездным диском, точнее его деформированной

Astrophys. 349, 619 (1999).

(warped) областью (Бувье и др., 1999). Размеры

Бувье и др. (J. Bouvier, K.N. Grankin,

этой области сравнительно невелики: порядка 5-

S.H.P. Alencar, C. Dougados, M. Fern ´andez,

10 радиусов звезды. Поэтому во время затмений

G. Basri, C. Batalha, E. Guenther, et al.), Astron.

возможен сильный градиент плотности пыли в про-

Astrophys. 409, 169 (2003).

екции на диск звезды в вертикальном направлении,

Бувье и др. (J. Bouvier, K.N. Grankin,

т.е. так, как это принято в рассмотренных выше

L.E. Ellerbroek, H. Bouy, and D. Barrado), Astron.

моделях.

Astrophys. 557, A77 (2013).

Согласно Аленкар и др. (2010), переменные

Венцель (W. Wenzel), Non-Periodic Phenomena in

типа AA Tau составляют заметную часть семейства

Variable Stars, IAU Coll. 4 (Ed. L. Dutree, 1969),

классических звезд типа Т Тельца. Как мы убеди-

p. 61.

лись выше, в процессе затмений этих звезд веще-

10.

Вощинников и др. (N.V. Voshchinnikov, V.P. Grinin,

ством их околозвездных дисков возможны сильные

and V.V. Karjukin), Astron. Astrophys. 294,

547

отклонения цветовых треков на диаграммах “цвет-

(1995).

величина” от “стандартного” вида, соответству-

11.

Гринин (V.P. Grinin), Sov. Astron. Lett. 14, 27 (1988).

ющего затмениям однородным экраном (h ≫ 1).

12.

Гринин и др. (V.P. Grinin, N.N. Kiselev,

При этом все треки на рис. 5-6, соответствующие

N.Kh.

Minikulov,

G.P.

Chernova,

and

N.V. Voshchinnikov), Astrophys. Space Sci. 186, 283

значениям параметра h порядка или меньших еди-

(1991).

ницы, смещены влево относительно “стандартных”

13.

Гринин и др. (V.P. Grinin, A.A. Arkharov,

треков. В результате может возникнуть иллюзия

O.Yu.

Barsunova,

S.G.

Sergeev

and

затмений звезд пылевыми облаками, состоящими

L.V. Tambovtseva), Astron. Lett. 35, 114 (2009).

из крупных частиц, тогда как на самом деле экра-

14.

Гринин и др. (V.P. Grinin, A.O. Semenov,

нирующее звезду пылевое облако может состоять

O.Yu. Barsunova, and S.G. Sergeev), Astrophysics

из мелких частиц, но иметь сильный градиент плот-

62, 41 (2019).

ности пыли в пределах диска звезды. Учитывая это,

15.

ДеВарф и др. (L.E. DeWarf, J.F. Sepinsky,

использовать цветовые треки звезд типа Т Тельца с

E.F. Guinan, I. Ribas, and I. Nadalin), Astrophys. J.

переменностью типа UX Ori для определения за-

590, 357 (2003).

кона околозвездной экстинкции следует с большой

16.

Додин и др. (A. Dodin, K. Grankin, S. Lamzin,

осторожностью.

A. Nadjip, B. Safonov, D. Shakhovskoi, V. Shenavrin,

Авторы благодарны К.Н. Гранкину, Л.В. Там-

A. Tatarnikov, and O. Vozyakova), MNRAS 482,

бовцевой и П.П. Петрову за полезные замечания.

5524 (2019).

17.

Дуллемон

др.

(C.P.

Dullemond,

Работа выполнена при поддержке Министерства

M.F. van den Ancker, B. Acke, and R. van Boekel),

науки и образования РФ (грант № 075-15-2020-

Astrophys. J. 594 L47 (2003).

780).

18.

Зайцева (G.V. Zaitseva), Astrophysics

25,

626

(1986).

³ Внутренний диск AA Tau сильно наклонен относительно

19.

Зайцева (G.V. Zaitseva), Var. Stars 19, 63 (1973).

плоскостинеба (i ≈ 75^◦, Лумис и др., 2017), что роднитэту

звезду с переменными типа UX Ori. Согласно Креплину и

20.

Креплин и др. (A. Kreplin, D. Madlener, L. Chen,

др. (2016), у самой UX Ori диск наклонен на угол i = 70 ±

G. Weigelt, S. Kraus, V. Grinin, L. Tambovtseva, and

±5^◦.

M. Kishimoto), Astron. Astrophys. 590, A96 (2016).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№1

2021

ДМИТРИЕВ и др.

21.

Кулкарни, Романова (A.K. Kulkarni and

35. Сицилия-Агилер и др. (A. Sicilia-Aguilar,

M.M. Romanova), MNRAS 398, 701 (2009).

C.F. Manara, J. de Boer, M. Benisty, P. Pinilla,

22.

Лумис и др. (R.A. Loomis, K.I. Oberg,

and J. Bouvier), Astron. Astrophys. 633, A37 (2020).

S.M. Andrews, and M.A. MacGregor), Astrophys. J.

36. Столкер и др. (T. Stolker, M. Sitko, B. Lazareff,

840, 23L (2017).

M. Benisty, C. Dominik, R. Waters, M. Min, S. Perez,

23.

МакГиннис и др. (P.T. McGinnis, S.H.P. Alencar,

et al.), Astrophys. J. 849, 143 (2017).

M.M. Guimar+гes, A.P. Sousa, J. Stauffer,

37. Тамбовцева, Гринин (L.V. Tambovtseva and

J. Bouvier, L. Rebull, N.N.J. Fonseca, et al.),

V.P. Grinin), Astron. Lett. 34, 231 (2008).

Astron. Astrophys. 577, A11 (2015).

24.

Муцеролле и др. (J. Muzerolle, N. Calvet, and

38. Фачини и др. (S. Facchini, C.F. Manara,

L. Hartmann), Astrophys. J. 550, 944 (2001).

P.C. Schneider, C.J. Clarke, J. Bouvier, G. Rosotti,

25.

Нагель, Бувье (E. Nagel and J. Bouvier),

R. Booth, and T.J. Haworth), Astron. Astrophys. 596,

arXiv:2010.05973v2 (2020).

A38 (2016).

26.

Натта, Уитни (A. Natta and B.A. Whitney), Astron.

39. Хартманн и др. (L. Hartmann, R. Hewett, and

Astrophys. 364, 633 (2000).

N. Calvet), Astrophys. J. 426, 669 (1994).

27.

Петров (P.P. Petrov), Astrophysics 46, 506 (2003).

40. Хербст и др. (W. Herbst, D.K. Herbst,

28.

Петров и др. (P.P. Petrov, G.F. Gahm, and

E.J. Grossman, and D. Weinstein), Astron. J.

A.A. Djupvik), Astron. Astrophys. 577, 73P (2015).

108, 1906 (1994).

29.

Пинилла и др. (P. Pinilla, M. Tazzari, I. Pascucci,

41. Хербст и др. (W. Herbst, J.A. Holtzman, and

A.N. Youdin, A. Garufi, C.F. Manara, L. Testi,

G. van der Plas, et al.), Astrophys. J. 859, 32 (2018).

R.S. Klasky), Astron. J. 88, 1648 (1983).

30.

Пугач (A.F. Pugach), Astrophysics 17, 47 (1981).

42. Шаховской

др.

(D.N.

Shakhovskoi,

31.

Пугач (A.F. Pugach), Astron. Rep. 48, 470 (2004).

A.N. Rostopchina, V.P. Grinin, and N.Kh. Minikulov),

32.

Родригес и др. (J.E. Rodriguez, J. Pepper,

Astron. Rep. 47, 301 (2003).

K.G. Stassun, and G. Keivan), Astron. J. 146,

43. Шенаврин и др. (V.I. Shenavrin, P.P. Petrov, and

112 (2013).

K.N. Grankin), Inf. Bull. Var. Stars 6143, 1S (2015).

33.

Романова и др. (M.M. Romanova, G.V. Ustyugova,

44. Шульман С.Г., Гринин В.П., Письма в Астрон.

A.V. Koldoba, and R.V.E. Lovelace), Astrophys. J.

журн. 45, 716 (2019) [S.G. Shulman and V.P. Grinin,

610, 920 (2004).

Astron. Lett. 45, 664 (2019)].

34.

Ростопчина и др. (A.N. Rostopchina, V.P. Grinin,

45. Эйснер и др. (J.A. Eisner, B.F. Lane,

A. Okazaki, P.S. The, S. Kikuchi, D.N. Shakhovskoy,

L.A. Hillenbrand, R.L. Akeson, and A.I. Sargent),

and N.Kh. Minikhulov), Astron. Astrophys. 327, 145

Astrophys. J. 613, 1049 (2004).

(1997).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 47

№1

2021