Дисковые ветры в молодых двойных системах Л.В. Тамбовцева , В.П. Гринин

1. Дисковые ветры в молодых двойных системахЛ.В. Тамбовцева, В.П. Гринин • Аккреционные диски и дисковый ветер • Модель дискового ветра. Образование общей оболочки • Проявление общей оболочки в оптическом и ИК диапазонах • Движущиеся тени на СВ – дисках • Экзотические затменные двойные

2. Аккреционные диски и дисковые ветры Теория centrifugally driven winds впервые быласформулирована для вращающейся замагниченной звезды. Было показано, что такие звезды могут терять угловой момент с ветром такого типа. Идея была применена к замагниченным аккреционным дискам Blandford and Payne (1982),Murray and Chiang (1995,1997). BP82: дисковый ветер - причина образования джетов из аккреционных дисков вокруг черных дыр Pudritz and Norman (1983, 1986):дисковый ветер – причина образования протозвездных джетов

3. Centrifugally driven wind: MHD - simulations Disk-field driven wind - Königl (1989),ветер истекает со всей Königl and Pudritz (2000) поверхности диска; реликтовое магнитное поле Stellar field-driven wind (X-wind) (Shu et al. 1993, 2000) – ветер начинается вблизи внутреннего радиуса диска (Protostars and Planets V) Существование дискового ветра автоматически вытекает из МГД расчетов; Дисковый ветер регулируется аккрецией; отводит существенную часть углового момента ; коллимируется в различной степени в зависимости от выносимой массы

4. Из наблюдений: High and low – velocity components HVC - LVC (Kwan & Tademaru 1988, Bertout 1989, Appenzeller and Mundt 1989) Двухкомпонентный ветер. Внутреннее истечение быстрое, сильно ионизованное и хорошо коллимированное, наружное – в основном, нейтральное, с меньшими скоростями и слабо коллимированное. Эти наблюдения интерпретируются в рамках двух пространственно разделенных ветров: джет и дисковый ветер. LVC ≈ 5 – 40 km/s at R > 1 AU (Hartigan et al. 1995; Hirth et al. 1994).

5. The disk accretion is accompanied with the disk wind. The main part of the mass loss (up to 80%) is realized via the low-velocity component (LVC) of the disk wind (Goodson et al. 1999).

6. P. Safier (1993) обобщил модель дискового ветра BP82 и рассмотрел тепловую структуру течения. Один из главных выводов: “…the wind is dusty.” Дисковый ветер обладает моментом, достаточным, чтобы поднять с поверхности диска пылевые частицы (до 0.1 см); пыль поднимается за счет столкновений с нейтральным газом.

7. Artymowicz & Lubow (1996): в молодой двойной системе, окруженной остатками прото- звездного облака (CIRCUMBINARY DISK), происходят сложные процессы из-за орбитального движения компаньонов. В результате гравитационных возмущений в центральной части системы образуется полость, свободная от вещества, куда периодически проникает вещество из периферийных частей СВ диска. Эти «струи» вещества и поддерживают аккрецию на оба компонента системы. HD « 1 Вторичный компонент является главным аккретором вещества. Bate & Bonnell (1997) аnd Rozycka & Laphlin (1997) подтвердили это заключение An example of SPH (Smoothed Particle Hydrodynamics ) simulations by AL96

8. Модель: Низкоскоростная компонента ДВ; Уравнение движения: траектории частиц ветра в гравитационном поле главного компонента; Баллистическое приближение • Частицы испускаются через равные (и малые) • промежутки времени (неравные промежутки в • радианах)(имитация квази-непрерывного процесса); • Ветер запылен; пыль/газ ДВ 1:100 Пылевая компонента ДВ аналогична пыли в ОЗ дисках TTSs (Men’shchikov et al. 1999); [коэффициентпоглощения такой смеси ≈ 500cm²/g. в полосе V] ДВ обладает зеркальной симметрией относительно плоскости орбиты При переходе в систему координат главного компонента скорость ветра векторно складывается с орбитальной скоростью вторичного компонента и ветер становится асимметричным В системе координат вторичного компонента дисковый ветер рассматривается аксиально симметричным в широтном интервале α

9. СB - disk+common envelope СB - disk V = 1 U = 0.5 alpha = 40 – 60 e=0.5 Mwind = const Гринин, Тамбовцева, Сотникова (2004); SPH .

10. V = 3, U = 0.5 alpha = 40 - 60 . Чем больше радиальная скорость ветра,тем выше поднимается оболочка над плоскостью диска и становится все болеесимметричной.

11. - Колонковые плотности от фазы; - Кривые блеска. Результаты зависят от ориентации системы по отношению к наблюдателю и от угла наклона системы к лучу зрения θ. a – периастр c – апоастр P – the primary, S – the secondary θ = 5,10,20,30,50 градусов V = 3 U = 0.5 e = 0.5 alpha = 40 – 60 M wind = const

12. I . The light curves corresponded the column densities in the previous model. a, b, c and d marks the position of the observer relatively to the system. Solid lines : 10^{-9} Mo/yr, dots: 10^{-8} Mo/yr Форма и глубина минимумов яркости зависит от ориентации системы относительно наблюдателя и угла наклона к лучу зрения. Такие обширные затмения могут быть причиной наблюдаемой циклической активности звезд типа UX Ori

13. Благодаря дисковому ветру вторичный компонент играет активную роль посредникамежду главнымкомпонентом и остатками протозвездного облака,окружающего двойную систему. • Его функции: • Крупномасштабное перераспределение углового момента • аккрецирующего вещества, болееактивное по сравнению с • локальнымимеханизмами, основанными на турбулентности • и вязкости. • Создание общей (с главной звездой) оболочки – дополнительного • источника теплового ирассеянного излучения. • Кроме того, пылевой компонент этойоболочки периодически создает • экранирующий эффект, который можетпривести к циклической • переменности как в видимой, так и в ИК областяхспектра • из-за тени на периферии flared диска.

14. YSOswith a high angular resolution Burrow et al. 1996; Koresko 1998; Padgettet al.1999; stimulated numerous theoretical investigations. Stapelfeldt et al. 1999 etc. Usually theoretical images of YSOs are calculated for a single star. A circumstellar (CS) disk + infalling envelope[Whitney & Hartmann 1992;1993; Wolf et al. 2003; Grosso et al. 2003; Hodapp et al. 2004] modelling: face-on → axial symmetry observations: [nearly] face-on→ different kinds of asymmetry GG Tau TW Hydrae [Duchêne et al. 2000; Krist et al. 2002; Itoh et al. 2002] Images show the CB disk in the form of rings which are smoothed except a gap (may be a shadow caused by a matter between the stars and the ring) [Roberge et al. 2004] the 1st spatially resolved spectrum of the scattered light from the pp-disk seen nearly face-on. The radial profile of the integrated disk brightness at two position angles showed an azimuthal asymmetry not seen in the previous coronographic images. The surface brightness interior to 140 AU has s sinusoidal dependence on the azimuthal angle.

15. Hodapp et al. 2004 ApJ • Моделируют изображения YSO (ASR 41 in NGC 1333) • делая различные предположенияо распределении • рассеивающей пыли вокруг центральной • звезды (в протопланетном диске). • Условно все модели можно разделить на 2 типа: • Диск + облако с постоянной плотностью (звезда в облаке) • Диск + infalling envelope (звезда в оболочке) Pontoppidan and Dullemond

16. Возможныепричиныасимметрии Inclined disks the nearest part of the disk is always brighter due to the anisotropic (forward scattering) phase function Anisotropic illumination e.g. by a spotted star (Stassun & Wood 1999; Wood & Whitney 1998) Intrinsic asymmetry Baroclinic instability Wolf & Klahr (2002) B.I is a purely HD-instability that works in accretion disks, similar to the one responsible for turbulent patterns on planets, (e.g. Jupiter's Red Spot and the weather patterns of cyclones and anticyclones on Earth). B.I. arise in rotating fluids when surfaces of constant density are inclined with respect to the surfaces of constant pressure. Vortices can be generated. Asymmetry due to the In binaries with CB disks the disk wind of the disk wind secondary creates an envelope whose densest part blocks a direct radiation of the star resulting in moving shadows on the CB disk surfaces

17. A flared disk is passive and thermally re-emits the radiation of the primary. We used commonly accepted representation of the disk scale height h(r): (Kenyon & Hartmann 1987; D’Alessio et al 1999) The radiation flux at the point O on the disk surface is Is the optical thickness of the common envelope on the way between the primary and the point on the disk r,f f is an azimuthal angle

18. Apoastron Periastron Apoastron Periastron e = 0.5 Vw = 2 Uw = 0 w = 40 - 60° Vw = 2 Uw = 1 w = 40 – 60°

19. Азимутальная переменность интенсивности CB диска на 300 AU от звезды для двух положений вторичного комонента: в периастре (solid) и вапоастре (dashed). Темп потери массы в год. Параметры модели: e=0.5 Vwind = 2 Конус: 40° – 60° a: Азимутальный профиль интенсивности CB диска в полосеV на 30 AU (solid) и 300 AU (dashed) . b: Те же профили в полосе V (solid) иH band (dashed) на 30 AU от звезды. Темп потери массы в год. Все значения нормализованы на cоответствующиемаксимальные интенсивности, взятые вне тени. Вторичный компонент в апоастре.

20. M = 1 M☼, a = 1 AU L = 5L☼ Влияние рассеянного ветром излучения • Оптически полупрозрачный ветер • ( в год) • Приближение одиночного рассеяния • ( τ< ≈0.5) 30 AU 150 AU HG(γ) – фазовая функция Хеньи-Гринстейна; γ – угол рассеяния; τ1 и τ2 – оптические толщины вдоль d1 и d2; η – угол между направлением рассеянного излучения из произвольной точки ветра в данную точку на СВ диске и нормалью к поверхности диска в этой точке. Рассеянное излучение: 30 AU 5% вне тени, 14% в тени 150 AU 2% and 5%

21. GG Tau Consists of two binaries GG Tau A possesses a CB disk. Images: HST (Silber et al. 2000; Krist et al. 2002) Subaru Telescope (Itoh et al. 2002)

22. Наиболее плотные области запыленного ДВ и связанной с ним общей оболочки могутбыть • оптически толстыми и блокировать излучение звезды в некотором телесном угле, отчего • появляютсядвижущиеся области тени. Их форма и размеры зависят от • темпа потери массы, скорости дискового ветра и оптических свойств пыли. • Если пыль в ветре такая же как в CS дискахTTSs, на изображениях YSO тени будут заметны, • если темп потери массы больше чем(V-band) и(H-band). • CS пылевые облака→тени транзиентные • Дисковый ветер→тени –постоянная деталь CB диска • Эллиптические орбиты: тень на CB дискеменяет форму в течение орбитального движения • вторичного компаньона. В апоастре тень слабее и менее протяженная. • Детектирование движущихся теней на дисках молодых звезд может открыть новое направление • в изучении молодых двойных систем и самих ДВ (пыль). • Для этого нужен мониторинг в оптическом диапазоне как на короткой, так и длительной • шкале времен. → →