9752256151

Obserwacje gwiazd typu T Tauri za pomocą satelity MOST

3 TW HYA

Zależnie od geometrii patrzenia na gwiazdę, grubości dysku protoplane-tarnego czy tempa akrecji różne czynniki w różnym stopniu wpływają na obserwowane zmiany jasności każdej z gwiazd. Wg. Rucińskiego i innych [25] sytuację występującą w gwieździe TW Hya bardzo dobrze ilustruje przykład orkiestry „w której różne instrumenty w różnych momentach nadają dźwięki decydujące o brzmieniu utworu w danym momencie”. Ale przejdźmy do rzeczy.

TW Hya to klasyczna gwiazda typu T Tauri, typu widmowego K7Ve [24], członek najbliższej Słońcu asocjacji TWA [39]. Przypuszcza się, że wiek tej gwiazdy może dochodzić do 10 milionów lat. Dowodzą tego obserwacje wykonane na falach mm i submm, wskazujące na zaawansowane stadium ewolucyjne dysku protoplanetarnego [ll, 28]. Wprawdzie z analizy zmian prędkości radialnych otrzymanych z obserwacji w przedziale wizualnym Setiawan i inni [10] wywnioskowali istnienie planety odległej zaledwie 0,04AU od gwiazdy, podobne obserwacje, ale otrzymane w podczerwieni nie wykazały takich samych zmian prędkości radialnych, co może dowodzić, że zmiany te pochodzą raczej od chłodnych plam na gwieździe [29].

Mimo wielu prób, okres rotacji TW Hya nie został jednoznacznie określony (patrz dyskusja w Ruciński i inni [25]). Ze zdjęć otrzymanych na mm długościach fal przez Wilnera i innych [12] wynika, iż zewnętrzny dysk akrecyjny jest niemalże kolisty, a więc gwiazda ta powinna być widoczna od strony bieguna, a mała wartość poszerzenia rotacyjnego linii fotosferycz-nych u sin i = 15km s“¹ [13] znakomicie potwierdza ten wniosek.

Z uwagi na szybko zmienną strukturę gorących plam tj. podczas akrecji zachodzącej w trybie niestabilnym, w krzywych zmian jasności CTTS obserwowanych „z góry” najczęściej bezpośrednio nie obserwuje się okresu rotacji gwiazdy, tylko ąuasi-periodyczne zmiany jasności (tj. zmienne w skali czasowej kilku dni i/lub tygodni) lub ich brak [37, 36, 18] - podobna sytuacja występowała w krzywych jasności TW Hya z 2007, 2008 i 2009

Jednakże analiza falkowa tych trzech serii obserwacji TW Hya [25, 26], pozwoliła na odkrycie wcześniej nieznanego z obserwacji i bardzo interesującego efektu: w obu pracach zgodnie ustalono istnienie oscylacyjnych zmian jasności, liniowo skracających swe okresy w przedziale od 10 do 1 dnia, przewidzianych przez trójwymiarowe symulacje MHD wykonane przez grupę Mariny Romanovej.

Podobną krzywą zmian jasności oraz dryfujące quasi-okresowości wykazuje RU Łupi — klasyczna gwiazda T Tauri mająca około 3 miliony lat, również widoczna od strony bieguna.

Wróćmy jednak do TW Hya, która wciąż nie przestaje zaskakiwać: nie-