Астрономический журнал, 2022, T. 99, № 11, стр. 933-949

1. ВВЕДЕНИЕ

Понимание эволюции и рассеяния околозвездных дисков является ключом к теории формирования планет. В начале своей эволюции большинство оптически видимых звезд до Главной последовательности (ДГП) окружены околозвездными дисками, которые аккрецируют материал на звездную поверхность в виде аккреционных потоков [1]. Молодые звезды с массами 05–2 ${{М}_{ \odot }}$ классифицируются по спектру, на основе их сильной эмиссионной линии H_α, как классические звезды типа Т Тельца (CTTS). Более массивные аналоги CTTS, масса которых находится в пределах от 2 до 10 ${{М}_{ \odot }}$, называются звездами Ae/Be Хербига. Звезды ДГП без свидетельств продолжающейся магнитосферной аккреции известны как звезды T Тельца со слабыми эмиссионными линиями (WTTS) (см., например, [2, 3]).

Исторически границей между группами CTTS и WTTS было выбрано значение эквивалентной ширины (EW) эмиссионной линии H_α = 10 Å. Однако, поскольку большинство WTTS показывают эмиссию H_α также и из-за хромосферной активности, установить точную наблюдательную границу между WTTS и CTTS проблематично. Позднее было показано, что ширина линии Н_α, измеренная на уровне 10% интенсивности пика (далее, Н_α10%), и профиль H_α, измеренные на спектрах с высоким разрешением, являются более чувствительной диагностикой аккреции, чем EW линии H_α, полученные из спектральных данных с низким разрешением [4]. Неаккрецирующие объекты имеют узкие (ΔV ≲ 230–270 км/с) и симметричные профили линий хромосферного происхождения, в то время как аккрецирующие объекты имеют широкие (ΔV ≳ 230–270 км/с) и асимметричные профили [5, 6].

Не так давно в ряде работ (см., например, [7, 8]) показано, что подавляющее большинство (≳80%) WTTS в ближайших молекулярных облаках потеряли свои диски и что несколько WTTS, которые все еще сохраняют околозвездный материал, демонстрируют широкий спектр свойств, например, различную форму кривых РЭС. CTTS имеют первичные богатые газом диски и обычно демонстрируют оптически толстое избыточное излучение, которое простирается от ближнего до дальнего ИК-диапазона. Остатки дисков бедны газом и характеризуются оптически тонким избыточным ИК-излучением, которое в основном обнаруживается в дальнем ИК-диапазоне. Свойства распавшихся дисков (debris disks) WTTS перекрываются со свойствами дисков CTTS и могут представлять этапы эволюции околозвездных дисков между этими типами звезд. Таким образом, WTTS являются идеальными лабораториями для изучения эволюции дисков и, в частности, их диссипации.

Недавние оценки массы пыли в дисках звезд в различных областях звездообразования Галактики с возрастами звезд 1–5 млн. лет показывают, что в целом масса пыли в дисках с возрастом уменьшается [9–11]. Типичное время диссипации протопланетных дисков составляет около 3 млн. лет (см., например, [12, 13]), а самые старые диски имеют возрасты 10 млн. лет.

По современным представлениям рассеивание диска обычно зависит от аккреции материала через диск на центральную звезду [14], рассеивания материала ветром (например, [15]) и внутренних процессов, ведущих к росту сгустков вещества и формированию планет (например, [16, 17]). Кроме того, на эволюцию дисков могут влиять и внешние процессы, такие как внешнее фотоиспарение и динамические взаимодействия (например, [18]). Поскольку диски WTTS уже претерпели значительную эволюцию, накопление информации об их свойствах позволит выяснить, какой из этих факторов является доминирующим при разных возрастах.

В работе [19] были изучены кривые РЭС у 12 WTTS, большинство которых показало избыточное дисковое излучение в ИК части спектра. В [20] показано, что из избранных 31 WTTS, по имеющимся ИК избыткам, 2 звезды не отличаются от CTTS, 7 из этих звезд имеют признаки дисковой аккреции. Звезды, исследованные этими авторами, показывают различные стадии эволюции протопланетных дисков. В работе [21] из 33 звезд, исследованных в Тельце, только переходные и распавшиеся диски не показывают признаков аккреции, а среди аккреторов не обнаружены звезды с переменным темпом аккреции.

Околозвездные диски молодых звезд излучают в основном в ближней и дальней ИК области спектра за счет переизлучения энергии излучения фотосферы звезды, поглощенного в околозвездном диске [22], а также частично за счет энергии, которая образуется при дисковой аккреции [23]. Если газопылевые диски WTTS диссипировали, мы не должны наблюдать признаков аккреции, например, наличия УФ избытков, при одновременном наблюдении больших скоростей в крыльях линии Н_α.

Вышеприведенный краткий обзор показывает, что представляет большой интерес исследовать характеристики аккреционных дисков для статистически значимого количества молодых звезд разных масс и возрастов. Целью данной работы является исследование свойств околозвездной материи по спектральному распределению энергии у избранных WTTS.

2. ДАННЫЕ НАБЛЮДЕНИЙ

Мы выбрали 45 WTTS, взятых из каталога [24] и расположенных в различных областях звездообразования. 23 звезды WTTS было отобрано из области звездообразования Тельца. Из остальных 22 звезд большинство принадлежат созвездию Ориона и другим созвездиям. Мы старались выбрать звезды, у которых эквивалентные ширины эмиссионных линий Н_α значительно различаются. Для сравнительного изучения в список также было включено 9 классических звезд типа Т Тельца (CTTS).

Основная часть данных по широкополосной фотометрии UBVRIJHK была собрана из литературы, список которой приводится в последней колонке табл. 1, и из каталогов VizieR (https://vizier.cds.unistra.fr/viz-bin/VizieR). Данные фотометрии в ближней и дальней ИК области собраны из каталогов 2MASS [25], DENIS [26], WISE [27] и IRAS [28].

В табл. 1 приведен полный список программных звезд, где в столбцах приводятся, соответственно, номер по каталогу [24], название объекта, расстояние, коэффициент межзвездного покраснения, эквивалентная ширина эмиссионной линии Н_α из [24], приведенные в литературе спектральные классы и соответствующие им эффективные температуры по версии [29]. В последнем столбце приводятся основные литературные источники по каждой звезде. Все расстояния до источников были перепроверены и уточнены по архиву данных Gaia DR3 (https://gea.esac.esa.int/archive/). Для отдельных звезд коэффициенты межзвездного поглощения, приводимые в литературе разными авторами, могут значительно отличаться. В таких случаях, используя показатель цвета B–V для нормальных звезд ГП, мы переопределяли значение параметра A_V, при допущении, что соблюдается нормальный закон межзвездного поглощения и коэффициент экстинкции равен R = 3.1. Две звезды из нашей выборки – KN Ori и NX Mon – расположены в очень яркой отражательной туманности, поэтому их коэффициент межзвездного поглощения получен отрицательным, т.е. туманность дает дополнительный вклад к собственному блеску звезды. Еще две звезды UV Cha и V1115 Tau также расположены в относительно слабой отражательной туманности. Очевидно, что параметры этих звезд определяются неуверенно. Поскольку A_V определяется из показателей цвета переменной и стандарта, то чем точнее определены спектральные классы переменной, тем ближе параметры к реальным значениям. Спектральные классы у звезд типа Т Тельца часто определены с разбросом до 5 подкласса (см. табл. 1). Несмотря на это, сравнение параметров L/${{L}_{ \odot }}$ и $\log t$, например, для звезды KN Ori (табл. 2) показало удовлетворительное согласие наших данных (табл. 2) с данными [30] (L/${{L}_{ \odot }}$ = 0.138) и [31] ($\log t$ = 6.34).

Отметим, что собранные из каталогов фотометрические данные оптического и ИК диапазонов получены неодновременно, поэтому это может проявиться как слабое избыточное ИК излучение в кривых РЭС [32]. Также переменность отдельных звезд может внести некоторое искажение на кривых РЭС. Типичные изменения блеска у TTS в V полосе равны ΔV ~ 0.1–0.5 mag [33, 34]), поэтому ожидаемое максимальное изменение потока в этой полосе может составить около 35%. Максимальные изменения в полосе K = 2.2 мкм составляют около ΔK ~ 0.3 mag [35], что может внести ошибку в потоки в этой полосе около 25%.

Для получения наблюдаемых потоков в данной длине волны $F_{\lambda }^{{{\text{obs}}}}$ анализируемой звезды, исправленных за межзвездное поглощение, использовано следующее соотношение:

Наблюдаемые потоки программных звезд были аппроксимированы теоретической моделью [37]. Использована сетка атмосфер звезд ГП, для интервала эффективной температуры 3500–39 000 K в диапазоне длин волн от 0.009 мкм до 160 мкм.

Для контроля применяемой методики и выполненных вычислений были также построены кривые РЭС звезд-стандартов α Lyr (T_eff = = 9500 K), α Leo (T_eff = 12 000 K), μ UMa (3700 K) и β Peg (3600 K). Спектры этих звезд изучены достаточно хорошо и имеются кривые РЭС, полученные другими авторами (см., например, [38–40]).

Методическая часть построения кривых распределения энергии в спектрах звезд была подробно изложена в наших работах [41, 42].

3. ДАННЫЕ О СКОПЛЕНИЯХ В ПАРАХ

3.1. Кривые РЭС

На рис. 1 для примера показаны кривые РЭС стандартных звезд α Leo (Sp B8IV) и α Lyr (A0V), а также спектры двух холодных звезд μ UMa (sp M0III) и β Peg (M2.5II-III). Каждая кривая РЭС аппроксимирована моделью спектра звезды соответствующего спектрального класса. Каждый график состоит из двух частей (панелей). На первой панели показана сама кривая РЭС. На второй панели приводится зависимость разности потоков звезды и модели от длины волны в том же диапазоне длин волн.

(2)

$\log \frac{{F_{\lambda }^{*}}}{{F_{\lambda }^{m}}} = \log \lambda F_{\lambda }^{*} - \log \lambda F_{\lambda }^{m}.$

Здесь $F_{\lambda }^{*}$ – поток излучения от звезды, $F_{\lambda }^{m}~$ – поток от модели звезды главной последовательности соответствующего спектрального класса.

Рис. 1.

Кривые РЭС звезд стандартов α Lyr, α Leo (верху), μ UMa и β Peg (внизу). В первой части каждого рисунка показано распределение (точки) и его аппроксимация с моделью звезды соответствующей эффективной температуры. Во второй части каждого рисунка показаны логарифмы разности потоков от звезды и модели. Пунктирной линией указан нулевой уровень. Вертикальными барами обозначен средний разброс точек от аппроксимирующей кривой.

Наш анализ РЭС Веги показал, что в дальней ИК части спектра имеется значительный избыток, который хорошо описывается дополнительным излучением холодной пыли с температурой около 80 K [41]. Этот вывод согласуется с предыдущими результатами исследований других авторов [43, 44]. Спектр звезды α Leo не показывает признаков дополнительного излучения. Спектры звезд μ UMa и β Peg в основном показывают нормальное распределение, хотя по данным отдельных авторов, иногда у этих звезд наблюдается значительное поглощение в континууме. При построении кривых РЭС холодных звезд-стандартов мы не принимали во внимание такие пекулярности. На рисунках вертикальными барами показан уровень среднеквадратичного отклонения точек (σ = ±0.07) для параметра $\log \lambda {{F}_{\lambda }}$ от аппроксимирующей кривой.

При модельной аппроксимации наблюдательных данных мы допускали, что вклад излучения во внутреннем граничном слое диска в полосе R ничтожно мал (см., например, [23]), ошибки из-за межзвездного покраснения в полосах VRI незначительны, поэтому при аппроксимации наблюдательных данных было отдано предпочтение данным в полосах VRI как точкам с наименьшим значением ИК избытка.

Как видно из рис. 2, построенные кривые РЭС показывают широкий диапазон характеристик инфракрасного излучения: от почти плоского распределения с большим избыточным ИК излучением, простирающимся по всему спектру, до минимального значения избытка в дальнем ИК диапазоне. Одновременно с этим, в УФ и даже в оптическом диапазоне некоторые звезды показывают достаточно значимое количество избыточного излучения.

Рис. 2.

а: Кривые РЭС WTTS III типа; б: Кривые РЭС программных звезд II типа.

Рис. 2.

Продолжение

Рис. 2.

Окончание

При построении кривых РЭС программных звезд мы заметили, что, несмотря на близкие значения длин волн двух наблюдаемых полос по каталогам WISE W3 (11.6 мкм) и W4 (22.1 мкм) и IRAS (12 мкм) и (25 мкм), по некоторым звездам данные IRAS часто показывают систематически завышенное значение потока. При этом данные всех полос каталога WISE W1 (3.35 мкм), W2 (4.6 мкм), W3 и W4 удовлетворительно аппроксимируются теоретическими кривыми, в то время как для отдельных звезд данные наблюдений IRAS получаются систематически завышенными. Поскольку данные наблюдений IRAS получены с низким разрешением [28], наблюдаемый сигнал может искажаться дополнительным вкладом других точечных источников, которые обычно находятся вблизи молодых звезд (см., например, [45]). Поэтому при построении кривых РЭС для некоторых программных звезд мы ввели специальную поправку для согласования сигналов полос 12 мкм (IRAS) и 11.6 мкм (WISE).

Из рис. 2 видно, что имеющиеся типы кривых РЭС WTTS можно разделить на две группы. Спектры звезд первой группы соответствуют III типу по классификации кривых РЭС молодых звезд [45, 46]. Такие звезды показывают спектр фотосферного излучения и ИК избытки, наблюдаемые только в дальнем ИК диапазоне, в области λ ≥ 12 мкм (рис. 2а).

Среди 30 WTTS со спектром III типа выделяется также подгруппа звезд, которые имеют слабый избыток в дальнем ИК диапазоне, и параметр избытка дальнего ИК диапазона обычно имеет значение S(IR) ≤ 1.5. Аналогично спектрам α Lyr [43] и β Pic [48], эти звезды имеют слабый ИК избыток только в диапазоне λ ≥ 60 мкм. У таких звезд, вероятно, имеются только остаточные пылевые диски (см., например, [49] и [50]). Среди таких объектов есть звезды, показывающие УФ избытки в спектре (табл. 2). Такие звезды, по-видимому, показывают хромосферную активность, индикатором которой являются эмиссионные линии Нα и дублет Н и К СаII, а также наличие УФ избытка в спектре за счет хромосферной активности. В табл. 2 в обозначении типа таких звезд приводится символ “d”, указывающий признак остаточного диска (debris disk). Подобные остаточные диски имеются у 22 из 30 звезд со спектрами типа IIId, что составляет около 48.8% от общего количества всех программных звезд типа WTTS. Остальные 8 звезд со спектром III типа имеют относительно большие избытки в дальнем ИК диапазоне (S(IR) > 1.5).

Вторая группа спектров звезд, по сути, совпадает с типом II по классификации [46], т.е. звезды показывают избыточное ИК излучение от ближнего до дальнего ИК диапазона. Спектрами такого типа обычно обладают также звезды СTTS [47].

Наши данные показали, что из рассматриваемого набора 45 WTTS только 15 можно отнести ко II типу спектра (рис. 2б). Кривые РЭС звезды SW Ori и XX Ori, возможно, являются комбинированным излучением двух звезд с разными температурами (рис. 2б). Для аппроксимации этих спектров нами также были применены планковские кривые с температурами 10 000 К (пунктирная линия) и 2500 К (сплошная кривая). Спектры всех CTTS, приведенные нами на рис. 3, также соответствуют II типу. В табл. 2 в отдельной колонке приводятся типы звезд.

Рис. 3.

Кривые РЭС избранных CTTS.

В качестве возможной меры избытка в ближнем ИК диапазоне был взят логарифм отношения потоков звезды $~F_{{2.2}}^{*}$ и модельного стандарта $F_{{2.2}}^{m}$ того же спектрального класса в полосе К [32],

(3)

$\Delta K = \log ~F_{{2.2}}^{*} - \log F_{{2.2}}^{{\text{m}}} = \log F_{{2.2}}^{*}{\text{/}}F_{{2.2}}^{m}.$

Для величины ΔK ожидаемая ошибка определения должна быть на уровне ошибок аппроксимации наблюдательных данных модельной кривой (±0.07). Поэтому все звезды, у которых ΔK ≥ ≥ 0.07, будем считать обладающими реальным избытком. Наши измерения этой величины показали, что в данной выборке имеется всего 3 звезды WTTS, у которых уверенно наблюдается значимое количество избыточного излучения в К полосе. Это звезды SZ Cha, ΔK = 0.138, у TT Ori, ΔK = = 0.170, и у CD-35 10525, ΔK = 0.542. При этом, из 9 CTTS только звезда CI Tau не показала значимого избытка излучения в этой полосе. Критерий ∆K был применен в работе [32] для выявления наличия теплой пыли во внутренних областях протопланетных дисков. Поскольку CTTS по определению окружены аккреционными дисками, а WTTS лишены таких дисков (или имеют остаточные диски без внутренних аккреционных областей), то результаты, полученные нами, по применению этого критерия подтверждают современные представления об основных различиях между CTTS и WTTS.

Чтобы количественно оценить величину интегрального избыточного излучения в спектрах WTTS, мы также применили метод, который демонстрируется на примере кривых РЭС двух звезд типа WTTS, DoAr 51 и V999 Tau (рис. 4). На графиках, показывающих зависимость величин $\log F{\kern 1pt} *{\kern 1pt} {\text{/}}{{F}_{m}}$ ~ $\log \lambda $, выделены участки, которые могут характеризовать величину полного избыточного излучения в УФ и ИК части спектра, обозначенные соответственно как S(UV) и S(IR). Чтобы вычислить интегральное избыточное излучение на спектральном участке λ₂ – λ₁ (где λ₂ > λ₁), можно применить выражение

(4)

$S = \mathop \smallint \limits_{{{\lambda }_{1}}}^{{{\lambda }_{2}}} \,{\text{log}}\frac{{{{F}_{*}}}}{{{{F}_{m}}}}d\lambda .$

Здесь λ₁ и λ₂ – начальные и конечные длины волны участка избыточного излучения. Для вычисления этого интеграла практически нужно вычислить площади фигур на этих графиках, выделенных пунктиром. Полученные величины S(UV) и S(IR) характеризуют интегральную величину избыточного излучения в соответствующих участках спектра. Как видно из рис. 4, в спектре DoAr 51 не наблюдается УФ избытка, а в спектре звезды V999 Tau выделяются участки с избыточным излучением как в УФ, так и в ИК части спектра. Все полученные значения S(UV) и S(IR) приводятся в табл. 2.

Рис. 4.

Пример кривых РЭС для звезд WTTS DoAr 51 и V999 Tau (левые панели) и разность потока звезды и модели log(F*/F_m) (правые панели). Фигуры в виде треугольников, выделенные штриховыми линиями, указывают участки площади под кривой S(UV) и S(IR), ограниченной нулевой линией.

3.2. Физические параметры звезд

Прежде всего, на основании очищенной от межзвездного покраснения величины V, расстояния до звезды и болометрических поправок, взятых из работы [29], нами были вычислены абсолютные болометрические звездные величины $M{v}$. Зная абсолютную величину Солнца ${{M}_{{{\text{V}} \odot }}}$ = = 4.83, мы вычислили абсолютные светимости звезд в единицах солнечной светимости L/${{L}_{ \odot }}$. Далее, зная эффективные температуры T_eff и светимости, мы вычислили радиусы звезд в единицах радиуса Солнца R/${{R}_{ \odot }}$. Солнечная эффективная температура ${{T}_{ \odot }}$ была взята равной 5800 К.

С использованием теоретических эволюционных треков [51] также были определены массы и возрасты звезд. Положение на диаграмме ГР показывает (рис. 5), что массы звезд находятся в пределах 0.15 ≤ M/${{M}_{ \odot }}$ ≤ 2.5. Всего одна звезда, CZ Tau, на диаграмме оказалась около изолинии с массой 0.15 ${{М}_{ \odot }}$ и три звезды II типа – V815 Tau, V1044 Ori и UX Tau имеют массы, немного больше, чем 2 ${{М}_{ \odot }}$. Как видно из рис. 5, возрасты рассматриваемых звезд находятся в пределах 10⁵–10⁸ лет и отдельные звезды находятся на линии ZAMS. Здесь положения WTTS III типа указаны черными кружками, II типа – светлыми треугольниками, положения CTTS – крестиками. На рис. 5 видно, что оба типа звезд в основном расположены в области возрастов до нескольких миллионов лет. Эта диаграмма показывает, что как по массам, так и по возрастам не существует четкого разделения между различными типами звезд WTTS. Аналогичные результаты были получены и в других работах (см., например, [52, 21 ]).

Рис. 5.

Расположение программных звезд на ГР диаграмме с эволюционными треками по данным [51]). Цифры на сплошных линиях указывают массы, а около точечных линий, логарифмы возрастов от 5 до 8 с шагом 0.5. Нижняя жирная штриховая линия – линия нулевого возраста (ZAMS). Светлыми треугольниками отмечены данные WTTS II типа, черными кружками – III типа, крестиками – CTTS.

В табл. 2 приводятся все вычисленные параметры для отдельных звезд нашего списка. В столбцах табл. 2 слева направо приведены: название объекта, параметры, показывающие меру УФ и ИК избытков S(UV) и S(IR), абсолютная болометрическая светимость M_V, болометрическая светимость в L/${{L}_{ \odot }}$, радиусы R/R_ʘ, соответствующий тип по кривой РЭС, массы M/${{M}_{ \odot }}$, возрасты t (10⁶ год). Ожидаемые погрешности отдельных параметров должны быть не более 20%.

3.3. Анализ полученных результатов по отдельным объектам

В табл. 2 приведено среднее значение параметров избыточного излучения, σ – среднеквадратичное отклонение от среднего и N – количество звезд, у которых проведено усреднение, т.е. количество звезд, у которых наблюдается данный вид избытка. Для звезд со спектрами типа III и IIId эти параметры приводятся отдельно. Из табл. 3 видно, что, с уменьшением газовой составляющей диска, наблюдается тенденция уменьшения показателя как УФ, так и ИК избытка. С возрастом количество газа в диске должно уменьшаться, поэтому с возрастом мы должны наблюдать уменьшение избытка в ИК диапазоне. Такими объектами являются все WTTS, которые показали типы распределения спектра II, III и IIId. Одновременно с этим, с уменьшением количества газовой составляющей диска мы должны наблюдать уменьшение УФ избытка, из-за ослабления дисковой аккреции.

Таблица 3.  

Вычисленные параметры для программных звезд

Объект	S(UV)	S(IR)	$M{v}$, mag	L/${{L}_{ \odot }}$	R/${{R}_{ \odot }}$	Тип	M/${{M}_{ \odot }}$	$\log t$, год
WTTS
V 410 Tau		1.523	4.33	1.59	2	IIId	1.4	6.6
CZ Tau	0.11	3.244	8	0.05	0.81	II	0.15	6.75
DI Tau	0.126	1.273	5.36	0.61	1.78	IIId	0.58	6.5
V1311 Ori		1.478	6.67	0.18	1.15	IIId	0.38	6.2
V1044 Ori		3.455	2.6	7.79	3.37	II	2.2	6.6
SW Ori		2.823	3.71	2.79	1.86	II	1.5	7.2
XX Ori	0.299	2.444	4.44	1.44	2.98	II	0.48	5.7
KM Ori		3.196	3.28	4.17	3.55	III	1.2	5.9
KN Ori	0.255	2.861	6.17	0.29	1.03	II	0.82	7.3
V356 Ori		3.466	3.9	2.36	1.99	III	1.6	6.9
Brun 555		2.641	4.93	0.91	1.37	III	1.2	7.2
TT Ori		4.567	4.85	0.98	1.28	II	1.1	7.4
V390 Ori		3.887	3.66	2.93	2.5	III	1.7	6.5
AZ Ori		3.685	3.4	3.73	3.68	II	0.9	7.4
TY Ori		2.938	4.57	1.28	1.52	III	1.3	7.1
NW Mon		3.41	3.96	2.23	2.48	II	1.3	6.4
CD-33 10685	0.636	2.844	3.6	3.1	2.8	II	1.5	6.2
CD-35 10525		4.483	4.02	2.1	2.9	II	1.75	6.5
NTTS040047 + 2603E	0.119	0.714	6.28	0.26	1.41	IIId	0.35	5.9
HD 283447		2.409	4.23	1.74	1.93	II	1.7	6.5
V1312 Tau	0.115	0.944	6.05	0.33	1.57	IIId	0.32	5.8
NTTS041529 + 1652	0.206	1.344	6.08	0.32	0.76	IIId	0.9	8.1
WK 81 1		1.851	5.37	0.61	1.64	III	0.7	7.5
EM* LkCa 21		0,635	6.24	0.27	1.52	IIId	0.3	5.5
V827 Tau	0.299	1.056	3.14	4.74	3.62	IIId	1.4	5.9
NTTS042950 + 1757	0.07	0.912	4.67	1.16	2.06	IIId	0.9	6.4
V830 Tau		1.253	5.01	0.85	1.89	IIId	0.75	6.4
FF TAU		0.917	7.02	0.13	0.77	IIId	0.7	6.5
NTTS043230 + 1746		0.841	4.77	1.06	2.99	IIId	0.3	6.4
V1115 Tau		0.776	5.84	0.39	1.42	IIId	0.59	6.5
HV Tau		1.096	3.3	4.09	5.55	IIId	0.4	5
IW Tau	0.063	1.227	5.13	0.76	1.83	IIId	0.7	6.3
V999 Tau	0.125	1.385	4.53	1.32	2.82	III	0.48	5.8
NTTS045226 + 3013		1.006	3.69	2.85	1.98	IIId	1.5	7
NTTS 045251 + 3016		1.594	5.12	0.76	1.67	IIId	0.95	6.5
AB Dor	0.13	1.021	5.69	0.45	0.87	IIId	0.9	8
V815 Ori		3.472	2.43	9.09	3.35	II	1.4	7.2
SZ Cha		2.896	3.86	2.44	1.87	II	1.5	7
UV Cha		0.933	7.09	0.12	0.92	IIId	0.39	6.9
THA 15-12		2.497	4.14	1.88	2.28	II	1.3	6.5
THA 15-36		1.187	4.09	1.98	3.66	IIId	0.4	5.5
THA 15-43		1.08	5.4	0.59	1.74	IIId	0.58	6.5
ROX 2		1.275	5.24	0.68	2.27	IIId	0.36	6.1
DoAr 51	0.09	2.389	4.82	1.01	2.23	III	0.6	5.5
UX Tau	0.097	1.517	2.61	7.75	3.6	II	2.3	6.5
CTTS
CW Tau	0.152	4.191	4.464	1.401	1.7	II	1.3	7
DK Tau	0.12	3.24	4.861	0.972	2.073	II	0.7	5.8
CI Tau	0.312	3.348	4.459	1.407	2.317	II	0.8	6
BC Ori	0.174	3.984	6.327	0.252	1.055	II	0.7	5.7
NX Mon	0.82	3.15	7.298	0.103	0.857	II	0.4	5.7
Haro 1-16		4.604	5.448	0.566	1.08	II	1.4	7
IP Tau		3.712	6.567	0.202	1.047	II	0.6	5
Ass Cha T 1-15		5.155	6.406	0.234	0.822	II	1.5	6.7
SZ 102		6.345	3.55	3.25	2.332	II	0.8	6

У звезд типа WTTS CD-33 10685 и UX Tau со спектрами II типа наблюдается значительный избыток как в УФ, так и в ИК диапазонах. Для этих звезд получены параметры Н_α10%, равные 630 км/с [53] и 513 км/с [54], соответственно, что указывает на существовании дисковой аккреции у этих звезд. 9 из 15 WTTS со спектром II типа показывают значения параметра Н_α10% в интервале 90–179 км/с. Такая ширина характерна для хромосферных профилей при отсутствии дисковой аккреции.

Сравнение кривых РЭС WTTS II типа с кривыми распределения трех звезд CTTS (табл. 2 и рис. 2, 3) показывает, что практически эти кривые ничем не отличаются. Кроме того, выявлено всего 2 звезды с возрастами около 10⁸ лет. Одна из них – это WTTS со спектром типа IIId AB Dor, а вторая – WTTS IIId типа NTTS 041529 + 1652. По-видимому, эти звезды являются наиболее старыми среди программных звезд (см., например, [55]).

Одним из индикаторов существования дисковой аккреции является абсолютная светимость в эмиссионной линии Н_α. Следуя [56], для вычисления светимости звезд в линии Н_α (L_Hα) была использована формула

(5)

${{L}_{{{{{\text{H}}}_{{{\alpha }}}}}}} = 4{{\pi }}{{d}^{2}}{{F}_{{\text{R}}}}{{W}_{{{{{\text{H}}}_{{{\alpha }}}}}}},$

где d – расстояние до звезды, F_R – абсолютная плотность потока в фотометрической полосе R (λ_eff ~ 7000 Å), ${{W}_{{{{{\text{H}}}_{{{\alpha }}}}}}}$ – эквивалентная ширина линии Нα, выраженная в ангстремах. С использованием выражения (5) для программных звезд был вычислен логарифм светимости излучения в линии Н_α в единицах светимости солнца. Результаты этих вычислений приведены на рис. 6 на графиках, выражающих зависимость этой величины от параметров S(UV) и S(IR). На этом рисунке темными кружками показаны WTTS с кривыми III типа, светлыми треугольниками, WTTS с кривыми II типа, а крестиками, – CTTS. Как видно из левой панели рис. 6, не наблюдается корреляции светимости в линии Н_α с избыточным излучением в УФ, в то время как наблюдается слабая корреляция с ИК избыточным излучением. Вычисленный для всех 45 WTTS коэффициент корреляции для ИК избытка равен r = 0.41 ± 0.13, а для УФ избытка r = 0.29 ± 0.19. Коэффициент корреляции между мерой избытка и светимостью в линии Н_α по отдельным группам звезд получился еще меньше.

Рис. 6.

Зависимость между абсолютной светимостью в эмиссионной линии Н_α и параметрами избытков S(UV) (слева) и S(IR) (справа). На диаграммах темные кружки соответствуют данным звезд II типа, светлые треугольники – звезды III типа, а крестики – звезды CTTS.

На рис. 7 показан график зависимости величины S(IR) от возраста звезд. Поскольку подгруппа WTTS III не многочисленна (всего 8 звезд), мы объединили эти звезды с подгруппой WTTS II и представили эти две подгруппы на рис. 7 в виде кружков, треугольниками – IIId, крестиками – CTTS. Для каждой группы точек пунктирными и точечными линиями проведен аппроксимирующий линейный тренд. Как видно, для типов CTTS и WTTS III типа заметна тенденция увеличения параметра S(IR) с возрастом. Для WTTS IIId типа такая зависимость отсутствует или очень слаба. Коэффициент корреляции между S(IR) и $\log t$ для CTTS равен r = 0.38 ± 0.19, для WTTS III типа r = 0.30 ± 0.21 и для WTTS IIId типа r = 0.20 ± ± 0.16. Определенной корреляции между параметрами S(UV) и $\log t$ не обнаруживается.

Рис. 7.

Зависимость параметра S(IR) от возраста $\log t$ для разных типов звезд. Кружками обозначены данные WTTS II и III типа, треугольниками – IIId типа, крестиками – CTTS. Ряды аппроксимированы штриховыми (WTTS) и точечными (CTTS) линиями.

4. ЗАКЛЮЧЕНИЕ И ВЫВОДЫ

Наши данные показали, что практически все программные звезды имеют значимое количество избыточного излучения в дальнем ИК диапазоне (λ ≥ 12 мкм). Из рассматриваемых звезд, как звезды CTTS, так и оба типа WTTS проявляют признаки УФ избыточного излучения. При этом только три WTTS показали значимый избыток излучения в полосе 2.2 мкм. У восьми из девяти CTTS наблюдается избыток в полосе 2.2 мкм, что является признаком существования оптически толстого диска. Кроме того, у 15 WTTS наблюдается избыточное излучение в ближнем ИК диапазоне в интервале 3–12 мкм.

Нами выявлено 2 типа кривых РЭС программных звезд. К III типу по классификации Лада [46] мы отнесли кривые, у которых ИК избыточное излучение наблюдается только в диапазоне λ 12–100 мкм. Ко II типу отнесены те кривые, у которых, помимо избыточного излучения в дальней ИК части спектра, ИК избыток наблюдается также и в диапазоне 3.0 мкм < λ < 12 мкм. Звезды CTTS показали II тип кривых РЭС, а среди WTTS кривые 30 звезд отнесены к III, 15 – ко II типу.

Из WTTS со спектральным типом III нами впервые выделена отдельная подгруппа звезд со спектром типа IIId. Эта подгруппа WTTS показывает слабое избыточное ИК излучение в диапазоне λ > 60 мкм. У таких звезд, в отличие от обычных WTTS, не обнаруживается зависимости ИК избытка от возраста. Величина интегрального ИК избытка у таких звезд не превышает S(IR) ≤ 1.5. Протопланетные диски таких звезд, по-видимому, распались на фрагменты и находятся на конечной стадии процесса образования планет.

Показано, что из 15 WTTS со спектрами II типа по крайней мере две звезды достоверно являются аккреторами. Это согласуется с результатами [20], в котором сообщалось обнаружение подобных объектов среди WTTS. Наши данные показали, что у большинства звезд со спектрами типа IIId наблюдается избыточное УФ излучение (табл. 2). Значение параметра Н_α 10% у таких звезд указывает на отсутствие дисковой аккреции (см. п. 3.3). Следовательно, наблюдаемые УФ избытки и эмиссия в линии Н_α являются следствием хромосферной активности у таких звезд (см., например, [55, 58]).

Звезды с кривыми РЭС III типа не показывают спектра излучения оптически толстого газа в околозвездном диске (см., например, [57]). Количество газа в таких дисках значительно меньше. Количество таких звезд составляет около 67% от всей выборки. Расположение WTTS на диаграмме ГР показало, что их возраст находится в широком диапазоне, от 10⁵ до 10⁸ лет. Часть из WTTS имеют такие же возрасты, что и CTTS. Это говорит о том, что у отдельных представителей WTTS эволюция околозвездного вещества прошла значительно быстрее. По нашим данным, избыточное ИК излучение как у CTTS, так и у WTTS показывает тенденцию увеличения с возрастом, а у подгруппы с типом IIId определенной зависимости от возраста не наблюдается. Это подтверждает вывод, что у звезд типа IIId ресурсы газа в диске уже исчерпаны, как и у звезд α Lyr и β Pic.

По нашим данным, прослеживается эволюционный переход – с возрастом, в результате диссипации вещества в диске и формирования планет, запасы газа в околозвездном диске значительно уменьшаются, и звезды II группы переходят в группу III и далее в IIId. Однако из ГР диаграммы видно, что есть также исключения из этой тенденции, т.е. некоторые звезды даже в раннем возрасте относятся к группе III. Возможно, существуют какие-то механизмы, которые ускоряют или замедляют эволюцию таких звезд – одни относительно быстро теряют газовую составляющую околозвездного диска, другие относительно медленно. Для выяснения этого вопроса нужно выполнить отдельные исследования.

В конце перечислим главные выводы, полученные в этой работе:

1. Все звезды нашей выборки, состоящей из 45 WTTS и 9 CTTS, показывают избыточное излучение в дальнем ИК диапазоне. Только 15 из WTTS обладают избыточным УФ излучением. Показано, что среди 15 WTTS с УФ избытком достоверно не выявляются аккреторы.

2. Из 45 WTTS только 3 объекта, а из 9 CTTS, 8 объектов обладают дополнительным излучением в полосе 2.2 мкм. Из этих 3 WTTS, по крайней мере, два являются аккреторами. Всего обнаружено 15 WTTS, которые обладают избыточным ИК излучением в диапазоне 3–12 мкм. Не все из этих звезд одновременно показывают признаки УФ избытков.

3. Построенные кривые РЭС у WTTS показывают два типа спектра по классификации [46]. Звезды со спектрами III типа показывают отсутствие избыточного излучения в ближнем ИК диапазоне, а звезды II типа показывают избыток как в ближнем, так и в дальнем ИК диапазоне. Из 45 WTTS, 30 принадлежит к III, 15 – ко II типу звезд. Кривые РЭС звезд II типа практически не отличаются от РЭС CTTS.

4. Примерно 67% WTTS не показали избыточного излучения в ближнем ИК диапазоне. Несмотря на это, у некоторых таких объектов наблюдаются спектры с УФ избытками излучения. Отсутствие корреляции между светимостью линии Н_α и избыточным УФ излучением свидетельствует о том, что по крайней мере часть из этих звезд обладают дисковой аккрецией.

5. Из 30 WTTS у 22 звезд обнаруживается слабый избыток в дальнем ИК диапазоне. Эти звезды имеют остаточные диски на конечной стадии образования планет. Большинство этих звезд показывают признаки хромосферной активности. Эта группа звезд нами обозначена как тип IIId.

6. Положение программных звезд на ГР диаграмме показало, что нет четкой границы разделения разных типов WTTS и CTTS. Большинство звезд обладают возрастами в несколько млн. лет и массами в интервале от 0.15 до 2.5 ${{М}_{ \odot }}$.

В результате действия в диске различных механизмов диссипации газа и формирования планет запасы газа в околозвездном диске значительно уменьшаются, и звезды со спектрами II типа переходят в III, и далее в IIId тип. При этом в протопланетных дисках наблюдаются остаточные части диска. В таких звездах может наблюдаться хромосферная активность.