9752256148

Obserwacje gwiazd typu T Tauri za pomocą satelity MOST

gwiazdę zachodzi wzdłuż linii pola magnetycznego, przenikających obszar wewnętrznego dysku akrecyjnego [l] — wewnętrznego albowiem najbliżej gwiazdy, w strefie magnetosfery, jest on „obcinany” (niszczony) przez pole magnetyczne gwiazdy. Takie „zespawanie” gwiazdy i dysku akrecyjnego za pomocą linii pola magnetycznego zapobiega nadmiernemu rozkręcaniu się gwiazdy podczas kontrakcji na ciąg główny, mogącemu prowadzić do jej rozerwania — okres rotacji gwiazdy jest wówczas równy keplerowskie-mu okresowi rotacji dysku akrecyjnego na tzw. promieniu korotacji. Innymi słowy mechanizm magnetospheric accretion polega na tym, iż w tzw. strefie przejściowej rozciągającej się od wewnętrznego promienia dysku (w praktyce bliskiemu promieniowi korotacji) do kilku-kilkunastu promieni gwiazdy ruch plazmy w dysku jest kontrolowany przez linie pola magnetycznego, które „wyłapują” ją i transportują ku gwieździe. Plazma ta uderzając w fotosferę, produkuje gorące plamy.

Wyróżnia się akrecję zachodzącą w trybie stabilnym (materia uderza w okolice biegunów gwiazdy [23]) oraz niestabilnym (materia uderza w gwiazdę na niższych szerokościach, bliżej równika i w przypadkowych miejscach [14, 22]). Przyjęto, że gorące plamy wraz z typowo słonecznymi chłodnymi plamami odpowiadają za złożoną, wielkoskalową (amplituda rzędu 1 mag) zmienność fotometryczną CTTS. Gorące plamy są także odpowiedzialne za wiele innych osobliwych własności CTTS: nadwyżkę promieniowania ultrafioletowego i wizualnego (veiling), silne i zmienne linie emisyjne, a także wspomniane quasi-okresowości (w tym „dryfujące”), przewidziane przez ostatnie 3D symulacje MHD wykonywane przez grupę Mariny Romanowej [21, 15].

Z symulacji tego zespołu wynika także kolejna bardzo ważna rzecz: tylko w przypadku gdy akrecja zachodzi w trybie stabilnym, modulacja jasności gwiazdy powodowana przez rotację gorącej plamy może mieć bezpośredni związek z prawdziwym okresem rotacji gwiazdy.

Oprócz gorących plam, zaproponowano również, że za wielkoskalowe zmiany jasności obserwowane w CTTS w przedziale wizualnym mogłyby odpowiadać grube optycznie kondensacje plazmy w wewnętrznym dysku akrecyjnym, powstające przez oddziaływanie plazmy dysku z liniami pola magnetycznego[9, 25, 31, 26]. Jednakże w świetle ostatnich wyników obliczeń 3D MHD z grupy Mariny Romanowej zmiany te powstają raczej na gwieździe, chociaż istotnie odzwierciedlają okresy (częstości) keplerowskie wewnętrznego dysku akrecyjnego na skutek powiązania „jęzorów” materii akreowanej na fotosferę z obszarami dysku ratującego z różnymi prędkościami kątowymi, przeważnie większymi niż na wspomnianym wyżej promieniu korotacji.

Jest jeszcze trzecia możliwość - w przypadku gdy CTTS jest obserwowana blisko płaszczyzny dysku, za obserwowane zmiany jasności głównie