Restricciones a las propiedades en las magnetosferas de las estrellas T Tauri a través del estudio de líneas espectrales en el ultravioleta

Resumen

Las estrellas T Tauri (ett) son estrellas pre-secuencia principal de baja masa con discos circundantes y campos magnéticos complejos. El material ionizado de la parte interior del disco es conducido a traves de las lineas de campo magnético y acelerado hasta alcanzar la superficie estelar formando un choque de acrecion que libera energía en el rango ultravioleta. Desde el punto de vista observacional, las ett se dividen en dos grupos: las clásicas (ectt) que están acretando masa desde el disco y las débiles (ewtt) que tienen pocos o ningún rasgo espectroscópico asociado a accrecion. En este trabajo hemos analizado lineas espectrales ultravioleta (las lineas semiprohibidas de c ii, fe ii, si ii y mg ii) que se forman en distintas regiones de las magnetosferas en ett. Los espectros usados en este trabajo, para una muestra de 44 ett, se extrajeron de los archivos de las misiones hst e iue, e incluyen espectros de ectt y ewtt, con un rango muy amplio de propiedades, lo cual nos ha permitido ejecutar una serie de pruebas estadísticamente significativas y derivar importantes restricciones a las propiedades de las ett. Las lineas del c ii, fe ii y si ii son ópticamente delgadas y pueden usarse para medir las propiedades de la región de formación de manera precisa independientemente de la geometría del sistema. Hemos desarrollado un código basado en idl para, usando razones de flujo calculadas previamente con chianti, identificar el espectro sintético que mejor ajusta al observado, obteniendo las propiedades del plasma emisor tales como densidad electrónica (ne) y temperatura (te). Este método lo hemos aplicado a espectros de ectt (estas lineas no se observan en ewtt). En la mayoría de las ett, las lineas de cii, fe ii y si ii se forman en una región con log(te) de 4.1-4.5 k y log(ne) de 8.0-12.0 partículas por cm3. El ensanchamiento de las lineas es supratérmico en todas las fuentes excepto en tw hya y en cy tau. Estos valores son consistentes con radiación dominada por flujos de acreción magnetosféricos cerca del disco, de acuerdo con los modelos estándar. Tw hya y cy tau tienen temperaturas y densidades mas altas con ensanchamientos de linea térmicos, por lo que las lineas se forman probablemente en una region mas cercana a la estrella que para el resto de las fuentes. Hay tres estrellas (dg tau, fu ori y ry tau) con centroides de las lineas desplazadas al azul, debido probablemente a la contribución de vientos y/o chorros, lo cual sugiere que las propiedades en la base de los vientos/chorros son similares a las de la base del flujo de acreción. Por otro lado, el mg ii es sensible a la atmósfera y vientos en ett, siendo un buen trazador de plasmas en el rango de te desde algunos miles hasta 2e4 k. Los perfiles del mg ii tienen una componente de absorción circunestelar. Las ewtt tienen perfiles estrechos y simétricos mientras que los perfiles de las ectt son anchos y en la mayoría de las fuentes el ala azul esta absorbido por los vientos. En las lineas del mg ii se observaron absorciones desplazadas al azul por el viento, también se observaron bordes azules bien definidos que indicaban que se había alcanzado la velocidad terminal, y algunas fuentes tenian componentes discretas de absorción; estas características no se observaron en los perfiles lyman-alpha. Esto indica un viento tibio con log(te) en el rango 4.0-4.3 k y temperatura casi constante en la región de aceleración. El ensanchamiento de las lineas en las ewtt se produce por la velocidad térmica del plasma y la rotación estelar, mientras que otros procesos contribuyen al ensanchamiento en las ectt. En fuentes tales como ry tau hemos detectado componentes discretas variables. Hemos obtenido una relación entre el ensanchamiento de la linea tanto con la velocidad terminal como con la tasa de acreción, mientras que no se encontró ninguna relación entre la asimetría del perfil y la inclinación del sistema.