CC BY
1
УДК 524.338.5-14
ZZTAUIRS: МАЛОМАССИВНАЯ ЗВЕЗДА ТИПА UXORI С
ИНТЕНСИВНЫМ ВЕТРОМ
© 2024 М. А. Бурлак1, А. В. Додин1, А. В. Жарова1, С. Г. Желтоухов1, Н. П. Иконникова1, С. А. Ламзин1*, С. А. Потанин1, Б. С. Сафонов1, И. A. Страхов1, А. М. Татарников1
1Государственный астрономический институт им. П. К. Штернберга МГУ имени М. В. Ломоносова,
Москва, 119234 Россия
Поступила в редакцию 2 ноября 2023 года; после доработки 1 декабря 2023 года; принята к публикации 4 декабря 2023 года
Представлены результаты фотометрических, поляриметрических и спектральных наблюдений молодой звезды ZZ Tau IRS в видимой и ближней ИК-областях. На фоне континуума звезды спектрального класса M отождествлено около 50 эмиссионных линий как дипольно-разрешенных переходов (HI, He I, Na I, Са II), так и запрещенных (O I, O II, OIII, N I, N II, S II, Ca II, Fe II, Ni II). Обнаружено, что с осени 2020 г. до начала 2023 г. блеск звезды в видимой области спектра падал (Д/ « 1 ™5), а затем начал возвращаться к исходному уровню. При ослаблении блеска показатели цвета уменьшались в видимой области спектра, но возрастали в ближней ИК-области. В минимуме блеска степень поляризации в полосе / достигала почти 13%, а эквивалентные ширины линий Ha и [S II] А6731 выросли до 376 A и 79 A соответственно. Приведены аргументы в пользу того, что ZZTauIRS — звезда типа UX Ori, а ее переменность связана с затмениями пылевыми облаками, которые представляют собой неоднородности в запыленном дисковом ветре. Запрещенные линии формируются как в дисковом ветре, так и в джете, ось которого ориентирована вдоль PA = 61° ± 3°. Поток массы, уносимой джетом, превышает 5 х 10-10 M© год-1, что аномально велико для звезды с массой меньше 0.3 M©. Дисковый ветер ZZTauIRS, по-видимому, не является аксиально симметричным, вероятно, из-за азимутальной асимметрии протопланетного диска, обнаруженной ранее с помощью интерферометра ALMA.
Ключевые слова: МЗС: джеты и истечения — звезды: переменные: ТТельца, Ae/Be Хербига — звезды: отдельные: ZZ Tau IRS
1. ВВЕДЕНИЕ
Strom et al. (1989) пришли к выводу, что ИК-источнику IRAS 04278+2435 (Rucinski, 1985) в видимом диапазоне соответствует молодая звезда, расположенная примерно в 35'' к югу от ZZTau. Kenyon and Hartmann (1995) нашли, что светимость этой звезды в далеком инфракрасном диапазоне составляет более 50% ее болометрической светимости, и на этом основании назвали звезду ZZ Tau IRS.
Паралакс ZZTauIRS по данным GaiaEDR3 (id 147869573608324992) равен 9.46 ± 0.61 mas, что соответствует расстоянию 103.7 ± 6.7 пк (Prusti et al., 2016; Brown et al., 2020). Однако Hashimoto et al. (2021) отметили, что ошибка соответствующего астрометрического решения (RUWE = 2.49) для этой звезды велика, поэтому в дальнейшем мы
E-mail: [email protected]
будем использовать расстояние d « 130 пк (Akeson et al., 2019).
White and Hillenbrand (2004) получили первый (и пока единственный) спектр высокого разрешения этой слабой1) звезды в видимой области (0.635—0.874 мкм). На основе анализа этого спектра они заключили, что ZZTauIRS — классическая звезда типа ТТельца (CTTS) спектрального класса M 4.5 ± 2 с большим поглощением (Ay = 7m6) и аномально сильными эмиссионными линиями (например, эквивалентная ширина (EW) линий Ha и [S II] Л6731 составляет 238 и 77 A соответственно). Чтобы объяснить эти особенности, авторы предположили, что ZZTauIRS окружена
^Согласно «The Second-Generation Guide Star Catalog» (Lasker et al., 2008), V = 18m 17 ± 0m39, B = 18™70 ± 0m39, но в каталоге указана только средняя эпоха t = 1994.776 (по крайней мере, двух) наблюдений, из которых получены эти данные.
протопланетным диском, который мы видим почти с ребра.
Спектроскопические наблюдения с низким разрешением (R & 3000) в целом подтвердили этот вывод. Guieu et al. (2006) нашли, что спектральный класс звезды M5.25 (Teff = 3100 K), но экстинкция существенно меньше: Av = 2m4. Еще меньшее значение экстинкции Av = 1m7 получили Herczeg and Hillenbrand (2014) при почти таком же значении Tff = 3077 ± 32 K. Несмотря на столь малую величину Teff и большую величину экстинкции, излучение ZZTauIRS было зарегистрировано космической обсерваторией GALEX в ближнем (Aeff = 0.23 мкм) и дальнем (Aeff = 0.15 мкм) ультрафиолетовом диапазонах: mNuv = 21m53 ± 0 m29 и mFuv = 21m02 ± 0 m23 (Bianchi et al., 2017).
Наблюдения Hashimoto et al. (2021), выполненные с помощью радиоинтерферометра ALMA, позволили обнаружить вокруг ZZTauIRS прото-планетный диск, большая ось изображения которого имела позиционный угол PA & 135°, а ось вращения наклонена к лучу зрения под углом около 60°. Hashimoto et al. (2021) также нашли, что масса ZZTauIRS лежит в диапазоне от 0.1 Mq до 0.3 Mq, что согласуется с оценкой M = 0.1—0.2 Mq , сделанной на основе спектральных наблюдений в видимом диапазоне (Andrews et al., 2013; Herczeg and Hillenbrand, 2014).
На изображении, полученном в линиях [S II] A (6716 + 6731), Gomez et al. (1997) обнаружили диффузную туманность примерно в 28'' к юго-западу от ZZTauIRS — объект Хербига— Аро HH393. Позднее в окрестности звезды были обнаружены еще две эмиссионные туманности, которые имели форму волокон. Одну из туманностей, расположенную к северо-западу от звезды, нашел Hodapp (1994) на изображении в фильтре K', в полосу пропускания которого попадают линии H2 (A = 2.12 мкм) и BrY. Второе волокно обнаружили Bally et al. (2012) на изображении в фильтре Ha юго-западнее звезды. Физические параметры и кинематика волокнистых туманностей и объекта HH 393 были проанализированы в работе Dodin et al. (2023).
Статья организована следующим образом. В разделе 2 мы описываем выполненные нами наблюдения, в разделе 3 рассказываем о полученных результатах, а в разделе 4 предлагаем их интерпретацию. В заключении мы суммируем и обобщаем наши выводы.
2. НАБЛЮДЕНИЯ
Фотометрия ZZTauIRS в видимом диапазоне была получена на 60-см телескопе Кавказской
горной обсерватории Государственного астрономического института им. Штернберга Московского государственного университета имени Ломоносова (ГАИШ МГУ), оснащенном CCD-камерой с набором BVRcIc фильтров системы Бесселя—Казинса (Berdnikov et al., 2020). Блеск звезд сравнения был взят с сайта AAVSO2). Отметим, что наши оценки блеска в полосе B, по-видимому, несколько завышены вследствие так называемого эффекта «красной утечки» (Nikishev et al., 2023), который трудно оценить количественно для столь слабой и красной звезды.
Мы не нашли в литературе данных о фотометрических наблюдениях ZZTauIRS в видимой области спектра, не считая упомянутых в разделе 1, поэтому попытались найти звезду на фотопластинках коллекции ГАИШ МГУ, полученных в период с 26 марта 1965 г. по 18 февраля 1988 г. Было просмотрено около 300 фотопластинок с центром на звезде RY Tau в фотометрической системе, близкой к полосе B Джонсона. Предельная звездная величина фотопластинок варьировалась между B œ 17m—18m, и нам удалось найти ZZ Tau IRS на девяти пластинках — см. таблицу 1, в которой, как и в дальнейшем, мы пользуемся сокращенной юлианской датой rJD = JD — 2400000.
Фотометрические наблюдения ZZTauIRS в ближнем инфракрасном (ИК) диапазоне проводились в полосах YJHK фотометрической системы MKO-NIR на 2.5-м телескопе КГО ГАИШ МГУ с помощью ИК-камеры-спектрографа ASTRONIRCAM (Nadjip et al., 2017). Описание наблюдений и обработка данных приведены в статье Tatarnikov et al. (2023). Результаты наших измерений, а также данные, найденные в литературе, представлены в таблице 2.
В феврале 2023 г. на 2.5-м телескопе КГО ГАИШ МГУ была введена в эксплуатацию еще одна камера ИК-диапазона LM3), с помощью которой мы измерили блеск звезды в полосах L (Ac = 3.7 мкм, ДА0.5 = 0.49 мкм) и M (Ac = 4.8 мкм, ДА0.5 = 0.54 мкм).
Поляриметрические наблюдения в полосе Ic были выполнены на том же 2.5-м телескопе с помощью спекл-поляриметра SPP (Safonov et al., 2017). Детали процесса наблюдений и их обработки описаны в статье Dodin et al. (2019), а полученные результаты представлены в таблице 3.
Спектры ZZTauIRS были получены нами с помощью спектрографа TDS (Transient Double-beam Spectrograph). Описание прибора и методика обработки наблюдений приведены в статье Potanin
2)https : //www.aavso. org
3)LM -фотометр с детектором Gavin615A (Zheltoukhov and
Tatarnikov, 2022)
УДК 524.338.5-14
ZZTAUIRS: МАЛОМАССИВНАЯ ЗВЕЗДА ТИПА UXORI С
ИНТЕНСИВНЫМ ВЕТРОМ
© 2024 М. А. Бурлак1, А. В. Додин1, А. В. Жарова1, С. Г. Желтоухов1, Н. П. Иконникова1, С. А. Ламзин1*, С. А. Потанин1, Б. С. Сафонов1, И. A. Страхов1, А. М. Татарников1
1 Государственный астрономический институт им. П. К. Штернберга МГУ имени М. В. Ломоносова,
Москва, 119234 Россия
Поступила в редакцию 2 ноября 2023 года; после доработки 1 декабря 2023 года; принята к публикации 4 декабря 2023 года
Представлены результаты фотометрических, поляриметрических и спектральных наблюдений молодой звезды ZZ Tau IRS в видимой и ближней ИК-областях. На фоне континуума звезды спектрального класса M отождествлено около 50 эмиссионных линий как дипольно-разрешенных переходов (HI, He I, Na I, Са II), так и запрещенных (O I, O II, OIII, N I, N II, S II, Ca II, Fe II, Ni II). Обнаружено, что с осени 2020 г. до начала 2023 г. блеск звезды в видимой области спектра падал (Д/ « 1 ™5), а затем начал возвращаться к исходному уровню. При ослаблении блеска показатели цвета уменьшались в видимой области спектра, но возрастали в ближней ИК-области. В минимуме блеска степень поляризации в полосе / достигала почти 13%, а эквивалентные ширины линий Ha и [S II] А6731 выросли до 376 A и 79 A соответственно. Приведены аргументы в пользу того, что ZZTauIRS — звезда типа UX Ori, а ее переменность связана с затмениями пылевыми облаками, которые представляют собой неоднородности в запыленном дисковом ветре. Запрещенные линии формируются как в дисковом ветре, так и в джете, ось которого ориентирована вдоль PA = 61° ± 3°. Поток массы, уносимой джетом, превышает 5 х 10-10 M© год-1, что аномально велико для звезды с массой меньше 0.3 M©. Дисковый ветер ZZTauIRS, по-видимому, не является аксиально симметричным, вероятно, из-за азимутальной асимметрии протопланетного диска, обнаруженной ранее с помощью интерферометра ALMA.
Ключевые слова: МЗС: джеты и истечения — звезды: переменные: ТТельца, Ae/Be Хербига — звезды: отдельные: ZZ Tau IRS
1. ВВЕДЕНИЕ
Strom et al. (1989) пришли к выводу, что ИК-источнику IRAS 04278+2435 (Rucinski, 1985) в видимом диапазоне соответствует молодая звезда, расположенная примерно в 35'' к югу от ZZTau. Kenyon and Hartmann (1995) нашли, что светимость этой звезды в далеком инфракрасном диапазоне составляет более 50% ее болометрической светимости, и на этом основании назвали звезду ZZ Tau IRS.
Паралакс ZZTauIRS по данным GaiaEDR3 (id 147869573608324992) равен 9.46 ± 0.61 mas, что соответствует расстоянию 103.7 ± 6.7 пк (Prusti et al., 2016; Brown et al., 2020). Однако Hashimoto et al. (2021) отметили, что ошибка соответствующего астрометрического решения (RUWE = 2.49) для этой звезды велика, поэтому в дальнейшем мы
E-mail: [email protected]
будем использовать расстояние d « 130 пк (Akeson et al., 2019).
White and Hillenbrand (2004) получили первый (и пока единственный) спектр высокого разрешения этой слабой1) звезды в видимой области (0.635—0.874 мкм). На основе анализа этого спектра они заключили, что ZZTauIRS — классическая звезда типа ТТельца (CTTS) спектрального класса M 4.5 ± 2 с большим поглощением (Ay = 7m6) и аномально сильными эмиссионными линиями (например, эквивалентная ширина (EW) линий Ha и [S II] Л6731 составляет 238 и 77 A соответственно). Чтобы объяснить эти особенности, авторы предположили, что ZZTauIRS окружена
1)Согласно «The Second-Generation Guide Star Catalog» (Lasker et al., 2008), V = 18m 17 ± 0m39, B = 18 . 70 ± 0 . 39, но в каталоге указана только средняя эпоха t = 1994.776 (по крайней мере, двух) наблюдений, из которых получены эти данные.
протопланетным диском, который мы видим почти с ребра.
Спектроскопические наблюдения с низким разрешением (R & 3000) в целом подтвердили этот вывод. Guieu et al. (2006) нашли, что спектральный класс звезды M5.25 (Teff = 3100 K), но экстинкция существенно меньше: Av = 2m4. Еще меньшее значение экстинкции Av = 1m7 получили Herczeg and Hillenbrand (2014) при почти таком же значении Tff = 3077 ± 32 K. Несмотря на столь малую величину Teff и большую величину экстинкции, излучение ZZTauIRS было зарегистрировано космической обсерваторией GALEX в ближнем (Aeff = 0.23 мкм) и дальнем (Aeff = 0.15 мкм) ультрафиолетовом диапазонах: mNUV = 21m53 ± 0 m29 и mFUV = 21m02 ± 0 m23 (Bianchi et al., 2017).
Наблюдения Hashimoto et al. (2021), выполненные с помощью радиоинтерферометра ALMA, позволили обнаружить вокруг ZZTauIRS прото-планетный диск, большая ось изображения которого имела позиционный угол PA & 135°, а ось вращения наклонена к лучу зрения под углом около 60°. Hashimoto et al. (2021) также нашли, что масса ZZTauIRS лежит в диапазоне от 0.1 Mq до 0.3 Mq, что согласуется с оценкой M = 0.1—0.2 Mq , сделанной на основе спектральных наблюдений в видимом диапазоне (Andrews et al., 2013; Herczeg and Hillenbrand, 2014).
На изображении, полученном в линиях [S II] A (6716 + 6731), Gomez et al. (1997) обнаружили диффузную туманность примерно в 28'' к юго-западу от ZZTauIRS — объект Хербига— Аро HH 393. Позднее в окрестности звезды были обнаружены еще две эмиссионные туманности, которые имели форму волокон. Одну из туманностей, расположенную к северо-западу от звезды, нашел Hodapp (1994) на изображении в фильтре K', в полосу пропускания которого попадают линии H2 (A = 2.12 мкм) и BrY. Второе волокно обнаружили Bally et al. (2012) на изображении в фильтре Ha юго-западнее звезды. Физические параметры и кинематика волокнистых туманностей и объекта HH 393 были проанализированы в работе Dodin et al. (2023).
Статья организована следующим образом. В разделе 2 мы описываем выполненные нами наблюдения, в разделе 3 рассказываем о полученных результатах, а в разделе 4 предлагаем их интерпретацию. В заключении мы суммируем и обобщаем наши выводы.
2. НАБЛЮДЕНИЯ
Фотометрия ZZTauIRS в видимом диапазоне была получена на 60-см телескопе Кавказской
горной обсерватории Государственного астрономического института им. Штернберга Московского государственного университета имени Ломоносова (ГАИШ МГУ), оснащенном CCD-камерой с набором BVRcIc фильтров системы Бесселя—Казинса (Berdnikov et al., 2020). Блеск звезд сравнения был взят с сайта AAVSO2). Отметим, что наши оценки блеска в полосе B, по-видимому, несколько завышены вследствие так называемого эффекта «красной утечки» (Nikishev et al., 2023), который трудно оценить количественно для столь слабой и красной звезды.
Мы не нашли в литературе данных о фотометрических наблюдениях ZZTauIRS в видимой области спектра, не считая упомянутых в разделе 1, поэтому попытались найти звезду на фотопластинках коллекции ГАИШ МГУ, полученных в период с 26 марта 1965 г. по 18 февраля 1988 г. Было просмотрено около 300 фотопластинок с центром на звезде RY Tau в фотометрической системе, близкой к полосе B Джонсона. Предельная звездная величина фотопластинок варьировалась между B œ 17m—18m, и нам удалось найти ZZ Tau IRS на девяти пластинках — см. таблицу 1, в которой, как и в дальнейшем, мы пользуемся сокращенной юлианской датой rJD = JD — 2400000.
Фотометрические наблюдения ZZTauIRS в ближнем инфракрасном (ИК) диапазоне проводились в полосах YJHK фотометрической системы MKO-NIR на 2.5-м телескопе КГО ГАИШ МГУ с помощью ИК-камеры-спектрографа ASTRONIRCAM (Nadjip et al., 2017). Описание наблюдений и обработка данных приведены в статье Tatarnikov et al. (2023). Результаты наших измерений, а также данные, найденные в литературе, представлены в таблице 2.
В феврале 2023 г. на 2.5-м телескопе КГО ГАИШ МГУ была введена в эксплуатацию еще одна камера ИК-диапазона LM3), с помощью которой мы измерили блеск звезды в полосах L (Ac = 3.7 мкм, ДА0.5 = 0.49 мкм) и M (Ac = 4.8 мкм, ДА0.5 = 0.54 мкм).
Поляриметрические наблюдения в полосе Ic были выполнены на том же 2.5-м телескопе с помощью спекл-поляриметра SPP (Safonov et al., 2017). Детали процесса наблюдений и их обработки описаны в статье Dodin et al. (2019), а полученные результаты представлены в таблице 3.
Спектры ZZTauIRS были получены нами с помощью спектрографа TDS (Transient Double-beam Spectrograph). Описание прибора и методика обработки наблюдений приведены в статье Potanin
2)https : //www.aavso. org
3)LM -фотометр с детектором Gavin615A (Zheltoukhov and
Tatarnikov, 2022)
Таблица 1. Фотографические звездные величины
rJD TOpg &ГП rJD TOpg &ГГ1 rJD TOpg
43865.335 18.2 0.3 46466.282 17.9 0.4 46771.384 17.9 0.5
46379.420 18.4 0.5 46497.248 17.7 0.4 47200.200 17.1 0.2
46406.422 18.4 0.5 46763.322 18.8 0.5 47207.237 17.7 0.3
Таблица 2. Фотометрия ZZ Tau IRS в ближнем ИК-диапазоне
rJD J oj Я о~н К о~к rJD Y (Ту J oj Я о~н К о~к
48562.75a 10.33 0.02 9.37 0.02 8.72 0.03 59944.32е 14.28 0.01 12.61 0.01 10.84 0.01
50782.776 12.84 0.02 11.44 0.03 10.31 0.02 59953.45е 15.32 0.02 14.41 0.05 12.85 0.08 10.96 0.04
59079.53е 13.25 0.01 12.32 0.01 11.46 0.01 59954.35е 15.35 0.02 14.43 0.02 12.77 0.06 10.95 0.03
59084.49е 13.18 0.01 12.23 0.01 11.33 0.02 59966.15е 15.09 0.03 14.10 0.02 12.37 0.05 10.42 0.05
59091.57е 13.19 0.01 12.26 0.01 11.40 0.01 59976.24е 15.06 0.06 99.99 9.99 12.70 0.04 10.79 0.03
59094.49е 13.21 0.01 12.29 0.02 11.43 0.02 59985.20е 15.05 0.01 14.20 0.10 12.82 0.05 11.05 0.04
59551.26е 13.08 0.07 12.09 0.02 11.24 0.02 60000.17е 15.02 0.03 14.11 0.02 12.68 0.05 10.94 0.03
59899.24е 14.15 0.03 12.53 0.03 10.91 0.02 60012.32е 15.43 0.02 14.57 0.02 13.01 0.01 10.83 0.01
59907.34е 13.69 0.04 11.97 0.01 10.40 0.01 60188.52е 14.49 0.03 13.82 0.01 12.69 0.02 11.35 0.03
59915.40е 13.57 0.08 11.88 0.07 10.34 0.07 60202.50е 14.42 0.01 13.57 0.01 12.22 0.03 10.83 0.02
59920.32е 13.53 0.02 11.84 0.02 10.29 0.01
a — Kenyon and Hartmann (1995);ь — Cohen et al. (2003);c — наши данные.
Таблица 3. Поляриметрия ZZ Tau 1RS
rJD Р, % <гр, % в, deg а в, deg
(1) (2) (3) (4) (5)
59248.31 11.33 0.22 163.5 0.6
59305.21 11.12 0.34 163.8 0.9
59517.42 11.62 0.27 155.1 0.7
59628.27 11.14 0.38 165.0 2.0
59914.14 13.21 0.67 180.6 2.9
60202.55 10.3 0.4 146.0 1.0
Колонки (2), (3): степень поляризации и ее ошибки; колонки (4), (5): угол поляризации и его ошибки.
et al. (2020), а здесь мы приведем лишь самую необходимую информацию. Спектральная разрешающая сила TDS R = Л/АЛ œ 2400 в красном канале и примерно 1300 в синем канале, что соответствует значениям FWHM œ 120 и 240 км с-1 при ширине щели 1'' — см. рис. 3 в статье Belinski et al. (2023). Калибровка по длинам волн вначале проводилась по лабораторному источнику, а затем
уточнялась по эмиссионным линиям ночного неба. В красном канале остаточный разброс положений теллурических линий составлял 3—4 км с-1, и этой величиной ограничивалась точность калибровки в этом канале. В синем канале точность калибровки была хуже из-за малого числа теллурических линий. В частности, при Л > 5000 A, где единственной опорной линией была линия [O I] Л 5577, точность калибровки около 10 км с-1.
Мы также анализировали спектры высокого разрешения ZZTauIRS из архива KOA Keck/HIRES (R и 36 000, PI: R. White)4). Спектры имеют маркировку «scientific grade», поэтому мы их дополнительно не обрабатывали. Информация о спектральных наблюдениях приведена в таблице 4.
Кроме того, в нашей работе мы использовали изображения окрестностей ZZTauIRS, полученные с помощью NBI CCD камеры 2.5-м телескопа^ в фильтрах [S II] Л (6716 + 6731) и близлежащем континууме [S II] rc — подробности см. в Dodin et al. (2023).
4)https : //koa. ipac. caltech. edu/cgi-bin/KOA/ nph-KOAlogin
5)https : //obs . sai .msu.ru/cmo/sai25/wfi/
Таблица 4. Исследуемые спектры ZZ Tau IRS
rJD Spectrograph ДА, nm At, min d, arcsec
52688.75 HIRES 624-868 3 x 15 1.2
59503.55 TDS 370-745 8 x 10 1.0
59504.54 TDS 370-745 8 x 10 1.0
59516.54 TDS 370-745 8 x 10 1.0
59955.27 TDS 370-745 8 x 20 1.5
60203.56 TDS 370-745 3 x 10 1.5
At — время экспозиции, d — ширина щели.
Еще одно изображение окрестностей звезды взято нами из архива космического телескопа им. Хаббла (HST)6). Оно было получено 8 августа 2017 г. в фильтре F160W (Ао = 1.55 мкм, FWHM = 0.3 мкм) камеры WFC3/IR. Чтобы увеличить контрастность изображения и устранить дифракционные «лучи», мы из исходного изображения вычли модель распределения сигнала в изображении точечного источника, построенную по трем ближайшим ярким звездам, а затем произвели сглаживание с помощью двумерной функции Гаусса.
3. РЕЗУЛЬТАТЫ 3.1. Фотометрия и поляриметрия
Кривые блеска ZZTauIRS в видимой и ближней ИК-областях, построенные на основе наших наблюдений, представлены на рис. 1, причем результаты фотометрии в полосах VRI усреднены внутри каждой ночи для улучшения отношения сигнал/шум (S/N). Из рисунка видно, что в видимой области спектра максимальную амплитуду имеет переменность в полосе I. С августа 2020 г. до января 2022 г. («яркое» состояние) средний блеск звезды в этой полосе плавно уменьшился от почти 15m 1 примерно на 0m2, а в январе-апреле 2022 г. вырос примерно на 0m 1. Однако в начале нового сезона видимости (август 2022 г.) звезда в полосе I оказалась примерно на 0m6 слабее, чем в апреле. Позднее (вплоть до апреля 2023 г.) блеск звезды колебался вокруг среднего значения I« 16m3 («слабое» состояние), а с конца апреля звезда, по-видимому, начала возвращаться к «яркому» состоянию.
Блеск звезды в полосах R и V менялся аналогичным образом (рис. 2a), причем по мере ослабления блеска показатель цвета (V — I) становился
6)PI: T. Megeath, Proposal ID:14181,https://mast.stsci.
edu
более «голубым» (рис. 2b). Аналогичным образом менялся и показатель цвета (R — I), несмотря на то, что вклад эмиссионных линий, особенно На, в полосе пропускания фильтра R увеличивался по мере ослабления блеска (см. раздел 4.3).
Мы полагаем, что фотометрическое поведение ZZTauIRS в видимой области объясняется так же, как в случае уксоров (звезд типа UX Ori): по мере ослабления блеска звезды возрастает вклад более «голубого» излучения, рассеянного околозвездной пылью (Grinin, 1988). Дополнительным аргументом в пользу такой интерпретации служит и возрастание степени поляризации в полосе I при переходе звезды из «яркого» в «слабое» состояние (см. рис. 3).
На начальной стадии ослабления блеска уксоры становятся более красными, и только когда блеск звезды падает достаточно сильно, она начинает голубеть (Wenzel, 1969). Отсутствие «стадии покраснения» в случае ZZ Tau IRS, видимо, означает, что уже в 2020 г. рассеянный свет доминировал в видимой области спектра. Этот вывод подтверждается тем, что в 1980-х годах звезда в полосе B была ярче, чем в 2020—2021 гг., что видно из рис. 4, построенного по результатам наших фотометрических наблюдений, и таблицы 1. Кроме того, степень поляризации излучения ZZTauIRS pi в «ярком» состоянии превышала 11 % (см. таблицу 3) — насколько нам известно, большее значение pi у уксоров наблюдалось только в случае RWAur A (Dodinet al., 2019).
Отметим также, что угол поляризации исследуемого нами объекта в «ярком» состоянии 6 & 160° близок к позиционному углу большой оси изображения протопланетного диска звезды PAdisk = 135° (Hashimoto et al., 2021). Такая ориентация поляризации соответствует ситуации, когда свет рассеивается пылевой оболочкой, вытянутой вдоль оси вращения диска, а не самим диском (Whitney and Hartmann, 1993).
Как видно из рис. 2a, постепенное ослабление блеска звезды в видимом диапазоне в 2020—2021 гг. сопровождалось небольшим повышением яркости в полосах JHK. После перехода звезды в «слабое» состояние в видимом диапазоне ее блеск в полосах J и H, наоборот, достиг максимума и затем начал уменьшаться, тогда как яркость в полосе K продолжала расти. На протяжении всего периода наших наблюдений чем ярче была звезда в ближней ИК-области, тем «красней» становились показатели цвета (H — K) (см. рис. 2a) и (J — H).
Из анализа таблицы 2 следует, что тридцать лет назад ZZTauIRS была гораздо ярче в ближней ИК-области. Например, 2 ноября 1991 г. в полосе K звезда была ярче примерно на 2m5 (Kenyon and
2021
БУРЛАК и др. 2022
Т
2023
Л
12
K
H
J
14
•8
3
16
18
я
V
>4 л4
W*
20
200
400 600 800
JD - 2459000, days
1000
1200
Рис. 1. Кривые блеска ZZ Tau IRS в полосах пропускания фильтров VRIYJHK. Квадратами показаны индивидуальные наблюдения, а треугольниками — данные, усредненные за ночь. Вертикальными отрезками отмечены даты наших спектроскопических наблюдений.
Hartmann, 1995), а 3 ноября 1997 г. в полосе J ярче примерно на 1m (Cohen et al., 2003), чем в 2020 г. Однако характер изменения яркости в ИК-диапазоне при этом не изменился: более слабому блеску в полосе J соответствовали более «красные» показатели цвета (H — K) (рис. 2c) и
(J — H ).
Таким образом, до 2020 г., по крайней мере иногда, ZZTauIRS была значительно ярче как в видимом, так и в ближнем ИК-диапазоне, что согласуется с предположением о том, что к моменту начала наших наблюдений звезда уже находилась в достаточно глубоком затмении.
Нам удалось провести наблюдения ZZTauIRS 8 марта 2023 г. не только в полосах YJHK, но и в полосах L и M. Сравнение полученных значений
(mL = 7m96 ± 0m24, mM = 6m78 ± 0 m25) с результатами наблюдений космической обсерватории WISE в феврале 2010 г. (Wright et al., 2010) в полосах W1 (Aeff = 3.35 мкм) и W2 (Aeff = 4.60 мкм) показывает7), что в 2023 г., в период минимальной яркости звезды, в видимой области поток от нее в диапазоне от 3 до 5 мкм был больше, чем в 2010 г. (см. рис. 5).
3.2. Спектроскопические наблюдения По данным White and Hillenbrand (2004) и Kounkel et al. (2019) лучевая скорость ZZTauIRS Vr = 18.4 ± 3.7 км с-1 и 18.6 ± 1.9 км с-1 соответственно, поэтому в дальнейшем мы будем полагать, что Vr = 18.5 км с-1.
7)Wi = 9 m00 ± 0m02, W2 = 7m 15 ± 0m02
I I I I Г
15.0 -
17
18
19 -
и -о
3
"с оо га
11
12
13
14
R
V
K
H
J
(a)
16.5 16.0 15.5 I, mag
15.0
15.5
g a
16.0
16.5 -
(b)
2.5
3.0 3.5
V - I, mag
10
()
g a
'S
12
14
0.8
1.2 1.6
H-K, mag
2.0
Рис. 2. Зависимость изменения блеска в полосах R, V, J, H и K от изменения блеска в полосе I — панель (a). Представлены только данные, полученные в одну и ту же ночь. Изменение показателей цвета (V — I) в зависимости от блеска в полосе I и (H — K) в зависимости от блеска в полосе J — панели (b) и (с) соответственно. Черные точки на панели (с) — наши наблюдения, красные — данные из работ Kenyon and Hartmann (1995) и Cohen et al. (2003), приведенные в таблице 2.
Нами анализировались те же Keck-спектры высокого разрешения звезды, что и в работе White and Hillenbrand (2004), поэтому мы получили такие же значения эквивалентных ширин (EW) наиболее сильных линий, например EWHa ~ 240 A. Кроме эмиссионных линий [OI] Л 6363, Ha, [NII] Л (6548 + 6583), [S II] Л (6717 + 6731), Ca II Л (8498 + 8662), отождествленных White and Hillenbrand (2004), мы идентифицировали в этих спектрах эмиссионные линии He I Л 6678, [Fe II] Л 7155 и [Ni II] Л 7378.
Как видно из рис. 6, профили всех эмиссионных линий, кроме линии HeI Л 6678, имеют асимметричную форму, и их можно представить в виде суммы двух компонент: «низкоскоростной»
(ЬУ) компоненты, почти симметричной относительно лучевой скорости звезды8), и «высокоскоростной» (НУ) компоненты, которая смещена в синюю область спектра примерно на 30 км с-1. На рис. 6 видно, что ЬУ-компоненты занимают область скоростей примерно от -60 км с-1 до +60 км с-1, а синее крыло НУ-компоненты тянется почти до -60 км с-1. Относительный вклад Д потока НУ-компоненты в общий поток различен у
8)Точнее говоря, ЬУ-компоненты смещены в коротковолновую область относительно этой системы отсчета на 2-3 км с-1.
о4 =0
13 12 11 10 180 170
tg •Я
<t>" 160 150
16.2
15.9
15.6
15.3
I, mag
Рис. 3. Зависимость степени поляризации (а) и угла поляризации (b) ZZ Tau IRS в полосе I от блеска звезды. Из таблицы 3 на рисунке приведены только те данные, которые были получены в ту же ночь, что и поляриметрия. Штриховая линия соединяет измерения, следующие друг за другом по времени.
1980
1984
1988
2022
2023
17 - (а) ,1 17 - (W -
оа 18 L 18 - -
6 . Т 4 -
со ^ 19 _ 1 - 19 ~ J -
20 - 20 - т ■ —
4000 5000 6000 7000
JD -2440000, days
450 600 750 900 JD
Рис. 4. Историческая кривая блеска ZZ Tau IRS, построенная по фотографическим (а) и ПЗС (b) наблюдениям.
разных линий и варьируется от f и 0.33 у линии [S II] А6717 до fb и 0.22 улинии[РеП] А7155.
Естественно интерпретировать наблюдаемую у ZZTauIRS структуру профилей эмиссионных линий в рамках характерной для CTTSs двухкомпонентной модели истечения (Kwan and Tademaru, 1988; 1995), которая предполагает, что HV-компонента линий образуется в коллимиро-ванном потоке (джете), а LV-компонента — в слабо коллимированном дисковом ветре, который в нашем случае содержит пыль и порождает уксороподобную переменность звезды.
Наши спектры низкого разрешения позволили обнаружить много новых эмиссионных линий. Как видно из рис. 7, нам удалось отождествить около двух десятков линий дипольно разрешенных переходов (Н I, Не I, Ыа I, Са II), интеркомбинационную линию MgI А 4571 и более трех десятков запрещенных линий атомов (О, Ы) и ионов (Ре+, Б+, Ы+, Са+, N1+, О+, О+2).
Мы использовали наши спектры, полученные гЛБ = 59503.55 (позиционный угол щели РА = 48°) и 59504.54 (РА = -42°), для измерения смещения фотоцентра наиболее сильных
ZZ TAU IRS: МАЛОМАССИВНАЯ ЗВЕЗДА ТИПА UXORI С ИНТЕНСИВНЫМ ВЕТРОМ a b I YJ H K L M
-14.5
<N
S -15.0
о
60
<U
kf Sf О
15.5
-16.0
. I
0 1 2 3 4 5
Wavelenght, цт
Рис. 5. Сравнение распределения энергии в спектре (SED) ZZ Tau IRS 8 марта 2023 г. (черные квадратики) с данными космических обсерваторий WISE (красные квадратики) и GALEX (голубые кружки). Буквы а и b соответствуют звездным величинам GALEX в дальнем и ближнем УФ-диапазонах соответственно. Штриховая кривая — теоретическое SED звезды с Teff = 3100 K и lg g = 4.0, построенное по синтетическим показателям цвета модели BT-Settl (Pecaut and Mamajek, 2013) и нормированное на I = 16™0.
эмиссионных линий относительно близлежащего континуума (Whelan and Garcia, 2008) в красной области спектра, где отношение S/N достаточно велико. Результат спектроастрометрических измерений представлен на рис. 8, из которого видно, что фотоцентр линий в обоих спектрах заметно смещен относительно континуума. Это свидетельствует о том, что область формирования линии Ha и запрещенных линий имеет значительную пространственную протяженность. Видно также, что смещение фотоцентра ионных линий [SII] и [N II] в 3—4 раза больше, чем атомарных линий Ha и [OI].
Лучевые скорости Vr этих двух групп линий также отличаются. Это видно из рис. 9, на котором показано, как меняется величина Vr (относительно звезды), усредненная по всем спектрам низкого разрешения, в зависимости от энергии верхнего уровня линии Eu, отсчитываемой от основного состояния соответствующего атома9). В рамках двухкомпонентной модели зависимость Vr от Eu означает, что чем больше величина Eu линии, тем больший вклад в ее профиль дает HV-компонента. Отметим в этой связи, что линия [OIII] Л5007, которая имеет наибольшее коротковолновое смещение, никогда не наблюдалась в дисковом ветре
9)Например, в случае линии [О III] Л 5007 Еи — это сумма потенциалов ионизации атома О и иона О+ плюс энергия возбуждения уровня 1Б2.
CTTSs, зато наблюдается в спектрах многих объектов Хербига—Аро, то есть в джетах (Dopita and Sutherland, 2017).
Примечательным исключением из общей зависимости Vr(Eu) является линия HeI Л 6678, которая имеет довольно большую энергию возбуждения, но практически нулевое значение Vr. По нашему мнению, это говорит о том, что данная линия образуется вблизи поверхности звезды в аккреционной ударной волне. Напомним, что, в отличие от других эмиссионных линий в спектре 2003 г., линия He I Л 6678 имеет однокомпонентный симметричный профиль.
4. ОБСУЖДЕНИЕ
4.1. Геометрия истекающего вещества и outflow cavity
Как видно из рис. 10, спектроастрометрические смещения фотоцентров линий sy (при ориентациях щели вдоль PA = 48°) и s± (вдоль PA = -42°) коррелируют друг с другом. Используя обобщенный метод наименьших квадратов (Ivezic et al., 2014), мы нашли, что наклон прямой, аппроксимирующей зависимость s^(sy) — k = -0.23 ± 0.05. По нашему мнению, корреляция величин s^ и sy обусловлена тем, что позиционный угол PAj направления, вдоль которого движется газ, отличается от PA = 48° на некоторую величину y. В таком
Vr, kms-1
Рис. 6. Профили некоторых эмиссионных линий в спектре 22ТаиЩБ высокого разрешения в системе отсчета, связанной со звездой. На панелях (а) и (Ь) показано разложение профилей линий [Б II] А 6717 и А6731 на низко- и высокоскоростную компоненты. Модельный профиль, описанный в разделе 4.2, показан жирной зеленой линией. На панелях (а) и (Ь) по оси ординат поток выражен в единицах 10-17 эргс-1 см-2 А-1, а на панелях (с), (е) профили нормированы на уровень континуума.
случае к = tg 7, а PAj = 48° - 7 = 61° ± 3°, если принять во внимание, в какую сторону от звезды смещение считается положительным при той или иной ориентации щели, — см. подпись к рис. 8.
Dodin et al. (2023) нашли, что изображение ZZTauIRS, полученное путем вычитания изображений в линиях [S II] А (6716 + 6731) и близлежащем континууме, имеет вытянутую, овальную форму. Как видно из рис. 11a, синяя прямая линия с PA = 61° проходит примерно через большую ось этого овала, подтверждая тем самым наш вывод о том, что истекающий газ, ответственный за излучение в линиях, вытянут вдоль направления с PA = 61° ± 3° (ось истечения).
На рис. 11a приведено изображение той же области, полученное в ближней ИК-области с борта HST (см. раздел 2). Судя по размеру двух звезд поля, попавших в кадр, это изображение ZZTauIRS
имеет достаточно хорошее угловое разрешение, что позволяет идентифицировать светлую дугу между темными «половинками» изображения как тень от диска — сравните, например, с рис. 2 работы Habel et al. (2021). Ось истечения (синяя прямая линия, наложенная на HST-изображение), по-видимому, проходит через середину дуги, а это значит, что ось истечения практически перпендикулярна плоскости диска.
Вклад эмиссионных линий в диапазоне от 1.5 до 1.7 мкм пренебрежимо мал (Kounkel et al., 2019), поэтому пространственная протяженность изображения ZZTauIRS в фильтре F160W — следствие рассеяния излучения в континууме на околозвездной пыли. Таким образом, изображение окрестности ZZTauIRS в фильтре [S II] соответствует области, отвечающей за эмиссию в линиях, то есть ветра и джета, тогда как изображение
£
8 6 4 2 0
3600 3900
4200
4500
4800
5100 5400
[Fell]
[Hei]
-[Nal]
[Ol]
[Mill]
[Oil]
5600
рмп]
_I_I_I_I_I_I_I_
6000 6400
Wavelenght, Ä
wXv [Sil]
_I_I_
6800
[Call]
7200
Рис. 7. Спектр ZZ Tau IRS, усредненный по трем спектрам, полученным в «ярком» состоянии. По оси ординат отложен монохроматический поток F\ в произвольных единицах.
в F160W-фильтре содержит информацию о пространственном распределении пыли, рассеивающей свет центральной звезды. Как видно из рис. 11, эти изображения имеют разную форму: в отличие от изображения в фильтре [S II] изображение в фильтре F160W явно асимметрично относительно оси истечения — оно имеет большую протяженность в юго-восточном направлении вдоль PA и 150°.
Неосесимметричное распределение вещества рассеивающей континуум оболочки — возможное объяснение аномальной зависимости угла поляризации от блеска ZZTauIRS в полосе I (рис. 3)10). Мы имеем в виду следующее. Ориентация вектора поляризации 6i в «ярком» состоянии показывает, что рассеяние света происходит на околозвездной пылевой оболочке, вытянутой в направлении оси
10)Судя по спектру высокого разрешения (White and Hillenbrand, 2004), вклад эмиссионных линий в полосе I меньше 10%.
вращения диска, а не на самом диске (раздел 3.1). Тогда можно ожидать (Shulman and Grinin, 2022), что по мере ослабления блеска звезды величина 6i будет приближаться к направлению, перпендикулярному оси истечения, то есть к PA 151° в нашем случае. Такая зависимость 9i(I) наблюдалась, например, у звезды RW Aur A (Dodin et al., 2019), но в случае ZZTauIRS изменение 9i при изменении блеска выглядит совсем по-другому (сравните рис. 3 с правой панелью рис. 9 из работы Dodin et al. (2019)). Такое возможно, если распределение рассеивающей пыли неосесимметрично (Grinin et al., 1988; 1994; Shulman and Grinin, 2022), но чтобы подтвердить эту гипотезу количественно, необходимо иметь больше поляриметрических данных, желательно на разных длинах волн.
Из рис. 11 видно, что протяженность области, рассеивающей свет звезды, превышает 1 '.'5, то есть составляет не менее 200 а.е. при расстоянии до звезды 130 пк (Akeson et al., 2019). Разумно предположить, что рассеяние происходит на стенках
1.5
1.0
ЕС
0.5
0.0
0.2
0.1
о 0.0
Q
О
а -0.1
<е
w 0.05
0.00
-0.05
foil
А
[NU] ,iH« [NU]
(Ч
м
PA = -480
PA =-420
I Ic I
[Sill [SHI
6300 6320 6340 6360
6540 6560 6580 Wavclcnght, Ä
6680 6700 6720 6740
Рис. 8. Спектроастрометрия ZZTauIRS. Верхний ряд — участки спектра звезды в «ярком» состоянии, содержащие сильные эмиссионные линии. По оси ординат отложен поток в произвольных единицах F\. Смещение фотоцентра тех же спектральных линий относительно соседнего континуума при ориентации щели PA = 48° (средний ряд) и при PA = -42° (нижний ряд). Положительный сдвиг вдоль щели соответствует северо-восточному направлению от звезды при PA = 48° и северо-западному направлению при PA = -42°. Видно, что смещение фотоцентра линий [S II] и [NII] значительно больше, чем линий Ha и [O I].
£
-15 -
-30 -
-45
10
20
30
40
50
Ен, eV
Рис. 9. Зависимость (средней по всем спектрам) лучевой скорости линий [О I] А (6300 + 6363), На, [Б II] А (6716 + 6731), [N11] А (6548 + 6583), [О III] А 5007 (черные квадратики) и Не1 А 6678 (красный квадратик) от энергии их верхнего уровня, отсчитываемой от основного состояния соответствующего атома.
полости, созданной дисковым ветром и джетом в протозвездном облаке, из которого сформировалась ZZTau IRS — так называемой outflow cavity. Что касается асимметрии формы этой полости, то напомним, что Hashimoto et al. (2021) обнаружили,
что пылевой диск ZZTauIRS представляет собой
кольцо с яркой серповидной структурой вблизи
PA = 135°. Естественно предположить, что азимутальная асимметрия диска и полости каким-то
образом связаны.
0
0
ZZ TAU IRS: МАЛОМАССИВНАЯ ЗВЕЗДА ТИПА UXORI С ИНТЕНСИВНЫМ ВЕТРОМ 301 0.00
0.02
Я -0.04
ч
«о
-0.06
0.08
Рис. 10. Зависимость спектроастрометрического смещения фотоцентров наиболее интенсивных линий в красном канале TDS-спектра при направлении щели вдоль РА = -42° от аналогичной величины при РА = 48°.
5 и и И § 0 5 ; (a) ; (b) ' %
5 0 5 5 0 5 a cos<5, arcsec
Рис. 11. Изображение окрестности ZZTauIRS, полученное путем вычитания изображений в линиях [S II] А (6716 + 6731) и близлежащем континууме (a), и изображение той же области, полученное с борта HST камерой WFC3/IR в фильтре F160W (b). Синяя прямая на обеих панелях соответствует направлению оси истечения (PA = 61°), найденному по данным спектроастрометрии, а красная прямая на правой панели (PA = 45°) показывает направление малой оси изображения пылевого диска по данным Hashimoto et al. (2021). Подробности в тексте.
Позиционный угол главной оси изображения пылевого диска примерно 135° (Hashimoto et al., 2021). Следовательно, если истечение вещества происходит вдоль оси вращения этого диска, то оно должно быть направлено вдоль PAa = 135° — 90° = 45°, что заметно отличается от найденного нами значения PAj = 61° ± 3°, — сравните направление синей и красной линий на рис. 11b. При этом объект Хербига—Аро HH 393 расположен в направлении PAhh ~ 52° от ZZTauIRS — см., например, рис. 1 в работе Dodin et al. (2023). У нас не хватает данных для однозначной интерпретации различия позиционных
углов PAa, PAj и PAhh, поэтому мы ограничимся следующими качественными замечаниями.
Чтобы объяснить асимметрию пылевого диска ZZ Tau IRS, Hashimoto et al. (2021) предположили, что внутренние (r < 0'.'4) области диска наклонены относительно внешних из-за наличия массивной планеты, которая движется по вытянутой орбите. Если это так, то можно ожидать прецессии оси симметрии джета и/или дискового ветра, вследствие чего возникнет асимметрия полости в остатках протозвездного облака. Для поверки этой гипотезы необходимо провести дополнительные наблю-
дения ZZ Tau IRS на интерферометре ALMA с лучшим угловым разрешением и чувствительностью по потоку. Отметим в этой связи, что оценка массы звезды, полученная Hashimoto et al. (2021) по наблюдениям в линии 12CO J = 3 ^ 2, основана на предположении, что лучевая скорость звезды Vr = +6.5 км с-1, что на 12 км с-1 меньше, чем использованная нами величина (см. раздел 3.2).
4.2. Физические параметры джета и темп аккреции
Как было отмечено в разделе 3.2, спектро-астрометрические смещения фотоцентров и лучевые скорости ионных ([S II], [N II]) и атомных ([O I]) линий существенно отличаются. В рамках двух-компонентной модели истечения вещества (Kwan and Tademaru, 1988) эти особенности естественным образом объясняются тем, что линии ионов формируются преимущественно в джете, а линии [O I] — в дисковом ветре.
В качестве простой модели джета мы рассмотрели конический сегмент (слой), каждая точка которого удаляется от звезды с одинаковой скоростью v0. Пусть оболочка заключена внутри конуса с углом раствора при вершине (на звезде) 2а, а ось конуса образует с лучом зрения угол i, причем i > а. В этом случае профиль оптически тонкой линии, локальный профиль которой представляет собой ¿-функцию, описывается соотношением:
F(v) = — arccos а
cos а
(1 — v2)1/2 sin i — v cos i
(1)
где Vr — лучевая скорость, v = Vr/v0, причем — cos(i — а) ^ v ^ — cos(i + а) (Kwan and Tademaru, 1995). Отметим, что форма профиля, описываемая соотношением (1), не зависит от расстояния слоя до звезды, поэтому данная модель также описывает ситуацию, когда внутри одного конуса имеется несколько отдельных слоев, которые удаляются от звезды с одинаковой скоростью vo.
Оказалось, что этот профиль при v0 =84 км с-1, а = 14° и i = ij = 74° с разумной точностью описывает HV-компоненты запрещенных линий, как это видно на рис. 6b на примере линии [S II] Л 6731. Поскольку ось джета должна быть перпендикулярна внутренним областям аккреционного диска, полученное значение величины ij согласуется с представлением о том, что протопланетный диск ZZ Tau IRS виден почти с ребра.
Напомним в этой связи, что, по оценке Hashimoto et al. (2021), наклон оси пылевого диска к лучу зрения id = 60°, что существенно меньше ij. Однако модель, использованная нами для оценки ij, слишком проста, чтобы только на этом
основании утверждать, что внутренние области диска наклонены к внешним. Дополнительным аргументом в пользу такого утверждения могли бы служить следующие соображения. Наличие в спектре ZZTauIRS линии [OIII] Л 5006.8 (см. рис. 7) означает, что головная ударная волна джета движется относительно газа перед ее фронтом со скоростью vsh > 75 км с-1 (Dopita and Sutherland, 2017). С другой стороны, согласно рис. 9, лучевая скорость этой линии в системе отсчета звезды Vr = 32.1 ± 11.6 км с-1, следовательно, наклон джета к лучу зрения ij =arccos (Vr/vsh)~64°± 10°. Но объекты Хербига—Аро представляют собой ударные волны в джете, которые возникают, когда летящий с большой скоростью газ сталкивается с предшествующим, более медленным потоком вещества внутри джета (Raga et al., 1990). Иными словами, речь идет об ударной волне, которая распространяется по уже движущемся газу джета, а поэтому скорость движения ударной волны относительно звезды может быть больше, чем vsh. Тогда величина ij должна быть больше полученного нами значения, что согласуется с выводом Hashimoto et al. (2024) о том, что внутренний диск наклонен по отношению к внешнему на 15°.
При скорости ударной волны vsh > 75 км с-1 температура за ее фронтом более 105 K (Dopita and Sutherland, 2017). Следовательно, УФ-излучение, зарегистрированное космической обсерваторией GALEX (Bianchi et al., 2017) в полосах FUV (Лс & 0.15 мкм) и NUV (Лс & 0.23 мкм), может быть обусловлено излучением джета в линиях дублетов CIV Л1550 и MgII Л 2800, а не излучением хромосферы звезды и/или аккреционной ударной волны.
Мы нашли, что отношение потоков HV- и LV-компонент линий [SII] Л6731 и Л6716 в спектре ZZTauIRS с точностью около 5% равно 1.98 и 1.75 соответственно. Как следует из диагностической диаграммы, построенной по данным работы Giannini et al. (2015) и представленной на рис. 12, это значит, что в области формирования линий [SII] в джете электронная концентрация
N & 5 х 103 см-3 и примерно вдвое больше в дисковом ветре.
Рассмотрим джет звезды ZZTauIRS. Судя по рис. 6, лучевая скорость газа относительно звезды в области формирования линий [S II] в джете превышает 50 км с-1, следовательно, газ удаляется от звезды со скоростью vj > 50 км с-1. Характерный поперечный размер джетов CTTSs Rj > 10 а. е. (Cabrit, 2007), а типичная величина степени ионизации водорода в области за фронтом ударной волны, где формируются линии [S II], примерно 0.1-0.2 (Cabrit, 2007; Melnikov et al., 2009). Тогда
log N.
Рис. 12. Сравнение наблюдаемого отношения потоков HV- и LV-компонент линий [SII] А6731 и А6716 в спектре ZZ Tau IRS с теоретическим (Giannini et al., 2015).
оценка уносимой джетом массы будет выглядеть следующим образом:
M.
Nh
3 ~ -//jr?//,||.Y,? ( j?- ) £ 5 x II) '" M© год
-1
(2)
где mH — масса атома водорода.
Темп аккреции на CTTSs Macc, как правило, на порядок больше, чем темп потери массы (Cabrit, 2007). Если это справедливо и в случае ZZ Tau IRS, то для нее Macc > 5 х 10-9 M© год-1, что слишком велико для звезды с массой M* < 0.3 M© (см. раздел 1): статистическая зависимость lg Macc от lg M* со стандартной ошибкой 0.4 (Alcala et al., 2014)11) предсказывает для ZZTauIRS темп аккреции почти на порядок меньше полученного нами значения. При всей неопределенности нашей оценки мы приходим к выводу о том, что ZZTauIRS весьма активный аккретор.
4.3. Природа переменности ZZ Tau IRS
Мы полагаем, что первопричина сильной фотометрической и спектральной переменности ZZ Tau IRS — нестационарная дисковая аккреция. В пользу этого вывода можно привести следующие аргументы.
П)См. также Somigliana et al. (2022) и приведенные там ссылки.
Наблюдаемая у уксоров зависимость «цвет — величина» в видимом и ближнем ИК-диапазонах — следствие того, что эффективность поглощения и рассеяния излучения околозвездной пылью уменьшается с ростом длины волны. В случае ZZTauIRS это обстоятельство позволяет объяснить, почему по мере ослабления блеска в полосе I звезда становится более «голубой» в видимой области, но более «красной» в ближней ИК-области (раздел 3.1). Однако только этим невозможно объяснить, почему уменьшение яркости в видимой области сопровождается увеличением яркости в ближнем ИК-диапазоне. Такое поведение не типично для уксоров, хотя Shenavrin et al. (2016) изредка наблюдали у звезд RR Tau и SV Cep увеличение ИК-потока при ослаблении блеска в полосе V. Кроме того, в период глубокого (AV > 10m) затмения RWAurA блеск в полосах V и JHK вначале коррелировал друг с другом, однако при AV > 4m корреляция между блеском в полосах V и K пропала — см. рис. 5 в работе Dodin et al. (2019). По мнению Shenavrin et al. (2019) в этих случаях происходит увеличение интенсивности излучения газа и пыли на длинах волн свыше 1 мкм из внутренних областей аккреционного диска и/или запыленного дискового ветра. Естественно предположить, что это вызвано увеличением темпа аккреции, в результате чего происходит нагрев ближайших к звезде областей диска и увеличение интенсивности дискового ветра.
Рассмотрим теперь вопрос о причинах спектральной переменности. При уменьшении ярко-
10
ос о
0.5
_ 1 1 1. 1 1 1 1 1 1 _ 1 1 III
• [О I] X 6300 100 50 : * + Ha + :
- ■ [S II] X 6731 - -
■ —
— [NII] 1 6583 10 — —
5 : :
У / / / + He I 15876 -
у / / / 1 [4 i -
1 : Г 1 / / 1 1 1 [О III] 1 5007 ili 1 1 ili 0.5 1 т 1 He I X 6678 ili + -
15.5
16.0
16.5
15.5
16.0
16.5
I, mag
Рис. 13. Зависимость потоков F (эргс 1 см 2) некоторых эмиссионных линий в спектре ZZ Tau IRS от блеска звезды в полосе I. Штриховая линия соединяет измерения, следующие друг за другом по времени.
сти ZZ Tau 1RS в видимом диапазоне эквивалентные ширины эмиссионных линий в ее спектре увеличивались. Например, в «ярком» состоянии (rJD = 59504.54, I = 15m39) EW линий Ha и
[S II] A 6731 были равны 160 и 22 A соответственно, а когда звезда имела почти минимальную яркость (rJD = 59955.27, I = 16m52), EW этих линий выросли до значений 376 и 79 A соответственно. При этом монохроматические потоки F\ континуума во всех участках TDS-спектра менялись так же, как и в полосах V и R (рис. 2), то есть коррелировали с потоком в полосе I.
Поведение потоков эмиссионных линий более сложное. Из рис. 13 видно, что при переходе звезды из «яркого» в «слабое» состояние, потоки F запрещенных линий (рис. 13а) выросли, тогда как потоки в линиях He I уменьшились, а поток в линии Ha почти не изменился (рис. 13b). Для количественной интерпретации этих фактов необходимо знать, как меняются профили и потоки HV и LV-компонент этих линий по отдельности, что невозможно из-за низкого разрешения наших TDS спектров. Вместо этого мы предлагаем следующее качественное объяснение наблюдаемой зависимости F(I), полагая, что у линий HeI A 6678 и [O III] A 5007 имеется
только одна компонента — LV и HV соответственно (см. раздел 3.2).
Если линия He I А 6678 образуется в аккреционной ударной волне вблизи поверхности ZZ Tau IRS, то уменьшение ее потока по мере ослабления блеска звезды связано с увеличением оптической толщи запыленного дискового ветра. Вероятно, так же объясняется зависимость F(I) и в случае линии HeI А5876.
С другой стороны, если линия [OIII] А5007 образуется только в джете, то возрастание ее потока означает, что переход ZZ Tau IRS из «яркого» в «слабое» состояние сопровождался появлением нового объекта Хербига—Аро в дополнение к уже существовавшему ранее. В пользу такой интерпретации можно привести два аргумента. Во-первых, когда в осеннем сезоне 2023 г. яркость звезды в полосе I начала увеличиваться, поток в линии [OIII] А5007 стал даже больше, чем в «слабом» состоянии. Во-вторых, глубокое затмение RWAurA запыленным ветром (Dodin et al., 2019) также сопровождалось появлением нового объекта Хербига—Аро (Takami et al., 2023).
У других запрещенных линий зависимость F(I) примерно такая же и, вероятно, объясняется аналогичным образом. Меньшая амплитуда перемен-
5
1
ности потоков этих линий, по нашему мнению, обусловлена вкладом LV-компоненты, которая формируется в дисковом ветре. Что касается линии На, то следует учесть, что она формируется не только в ветре и/или джете, но и в аккреционной ударной волне.
Таким образом, характер переменности потоков линий свидетельствует о существенном изменении интенсивности не только дискового ветра, но и кол-лимированного истечения вещества, что у CTTSs однозначно связано с изменением темпа аккреции (Hartmann et al., 2016).
5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Из наших наблюдений следует, что фотометрическая и поляриметрическая переменность ZZ Tau IRS обусловлена затмениями звезды околозвездными пылевыми облаками. Иными словами, исследуемая звезда относится к звездам типа UX Ori, причем, насколько нам известно, имеет среди них самый поздний спектральный класс. Природа затмевающих звезду пылевых облаков может быть разной (Ansdell et al., 2020), но наш анализ спектров показывает, что в случае ZZ Tau IRS облака представляют собой неоднородности в запыленном дисковом ветре.
Наличие у ZZTauIRS дискового ветра позволяет сделать следующие выводы.
1. Аномально большие эквивалентные ширины эмиссионных линий в спектре ZZTauIRS принято объяснять тем, что мы наблюдаем звезду сквозь запыленные верхние слои «расклешенного» (flared) протопланетного диска, в то время как линии формируются над диском в джете (White and Hillenbrand, 2004). Иными словами, предполагается, что ось диска ZZ Tau IRS наклонена к лучу зрения под углом, близким к 90°. Но если звезду загораживает не гидростатически равновесная атмосфера диска, а запыленный дисковый ветер, то наклон внутреннего диска к внешнему может быть не очень велик, что согласуется с результатами Hashimoto et al. (2024).
2. Hashimoto et al. (2021; 2022) нашли, что во внешних областях диска ZZTauIRS пыль гораздо крупнее, чем в межзвездной среде, а внутри азимутальной (серповидной) неоднородности достигает размера свыше 1 мм. Однако зависимость «блеск — показатель цвета» звезды в видимом и ИК-диапазонах свидетельствует о том, что в запыленном ветре преобладают пылинки с размером меньше 1 мкм. Это значит, что либо рост размеров пылинок во внешних областях диска происходит быстрее, чем во внутренних, либо ветер выносит из диска преимущественно мелкую пыль.
3. Азимутальная неоднородность дискового ветра ответственна за возникновение асимметричной полости внутри родительского протозвездного облака, а также за нерегулярный характер изменения степени и угла поляризации в полосе I. Резонно предположить, что асимметрия ветра каким-то образом связана с наличием азимутальной неоднородности протопланетного диска звезды.
Из наших данных следует, что кроме запыленного дискового ветра у ZZTauIRS имеется джет. Судя по спектрам, полученным в феврале 2003 г., головная ударная волна джета двигалась относительно окружающей среды со скоростью Vj > 75 км с-1, а уносимый джетом поток массы Mj превышал 5 х 10-10 M© год-1. В 2022-2023 гг. переход звезды из «яркого» состояния в «слабое», вызванный усилением интенсивности запыленного дискового ветра, сопровождался появлением нового коллимированного выброса.
Наблюдавшаяся в 2021-2023 гг. переменность интенсивности дискового ветра и джета, скорее всего, обусловлена нестационарным характером аккреции вещества протопланетного диска. Эпизодическое усиление темпа аккреции, по-видимому, происходило и ранее: в конце 1980-х — начале 1990-х годов звезда в видимом и NIR-диапазонах была в 2—3 раза ярче, чем в 2021—2023 гг. Кроме того, в марте 2023 г. («слабое» состояние) яркость звезды в диапазоне 3—5 мкм была больше, чем в 2010 г. Учитывая, что полученная по спектру 2003 г. оценка темпа аккреции (Macc > 5 х 10-9 M© год-1) существенно больше ожидаемой для звезды с массой менее 0.3 M©, можно утверждать, что ZZ Tau IRS весьма активно аккрецирующая молодая звезда с мощным истечением вещества.
Напомним в этой связи, что Dodin et al. (2023) обнаружили в окрестности звезд ZZTau и ZZTauIRS движение околозвездного вещества со скоростями примерно 50 км с-1 на масштабах порядка нескольких тысяч астрономических единиц. Поскольку темп аккреции и истечения в случае ZZTauIRS на порядок больше, чем аналогичные величины компонент двойной системы ZZTau AB (Belinski et al., 2022), то резонно связать обнаруженное движение околозвездного газа с активностью ZZ Tau IRS.
БЛАГОДАРНОСТИ
Мы благодарим сотрудников КГО ГАИШ МГУ за помощь при проведении наблюдений, а также с благодарностью отмечаем, что при выполнении данной работы мы использовали базы данных SIMBAD (CDS, Strasbourg, France),
Astrophysics Data System (NASA, USA), NIST Atomic Spectra Database (https://www.nist. gov/pml/atomic-spectra-database)и The atomic line list v2.04 (https://linelist.pa.uky.edu/ atomic/).
ФИНАНСИРОВАНИЕ
Работа А. В. Додина (наблюдения, обработка, интерпретация) и Б. С. Сафонова (поляриметрические наблюдения и обработка) поддержана грантом РНФ № 23-12-00092. Результаты получены с использованием оборудования, приобретенного в рамках программы развития МГУ.
КОНФЛИКТ ИНТЕРЕСОВ
Авторы данной работы заявляют, что у них нет конфликта интересов.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. R. L. Akeson, E. L. N. Jensen, J. Carpenter,
et al., Astrophys. J. 872 (2), article id. 158 (2019). D0I:10.3847/l538-4357/aaff6a
2. J. M. Alcala, A. Natta, C. F. Manara, et al., Astron. and
Astrophys. 561, id. A2 (2014). D0I:10.1051/0004-6361/201322254
3. S. M. Andrews, K. A. Rosenfeld, A. L. Kraus, and
D. J. Wilner, Astrophys. J. 771, article id. 129 (2013). D0I:10.1088/0004-637X/771/2/129
4. M. Ansdell, E. Gaidos, C. Hedges, et al., Monthly
Notices Royal Astron. Soc. 492 (1), 572 (2020). D0I:10.1093/mnras/stz3361
5. J. Bally, J. Walawender, and B. Reipurth, Astron. J.
144 (5), article id. 143 (2012). D0I:10.1088/0004-6256/144/5/143
6. A. Belinski, M. Burlak, A. Dodin, et al., Monthly
Notices Royal Astron. Soc. 515 (1), 796 (2022). D0I:10.1093/mnras/stac 1798
7. A. A. Belinski, A. V. Dodin, S. G. Zheltoukhov,
et al., Astrophysical Bulletin 78 (3), 283 (2023). D0I:10.1134/S1990341323700074
8. L. N. Berdnikov, A. A. Belinskii, N. I. Shatskii,
et al., Astronomy Reports 64 (4), 310 (2020). D01:10.1134/S1990341323700074
9. L. Bianchi, B. Shiao, and D. Thilker, Astrophys. J.
Suppl. 230 (2), article id. 24 (2017). D0I:10.3847/1538-4365/aa7053
10. A. G. A. Brown et al. (Gaia Collab.), Astron. and Astrophys. 649, id. A1. D0I:10.1051/0004-6361/202039657
11. S. Cabrit, in Proc. IAU Symp. No. 243, Ed. by J. Bouvier and I. Appenzeller(Grenoble, France, 2007) p. 203. D01:10.1017/S 1743921307009568
12. M. Cohen, W. A. Wheaton, and S. T. Megeath, Astron. J. 126 (2), 1090(2003). D0I:10.1086/376474
13. A. Dodin, K. Grankin, S. Lamzin, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 482 (4), 5524 (2019). D01:10.1093/mnras/sty2988
14. A. V. Dodin, S. G. Zheltoukhov, S. A. Lamzin, et al., Astrophysical Bulletin 78 (3), 364 (2023). DOI: 10.11 34/S 1990341323700116
15. M. A. Dopita and R. S. Sutherland, Astrophys. J. Suppl. 229 (2), article id. 35 (2017). D0I:10.3847/1538-4365/aa6542
16. T. Giannini, S. Antoniucci, B. Nisini, et al., Astrophys. J. 814 (1), article id. 52 (2015). D0I:10.1088/0004-637X/814/1/52
17. M. Gomez, B. A. Whitney, and S. J. Kenyon, Astron. J. 114, 1138(1997). D0I:10.1086/118545
18. V. P. Grinin, Sov. Astron. Lett. 14, 27 (1988).
19. V. P. Grinin, N. N. Kiselev, N. K. Minikulov, and G. P. Chernova, Soviet Astronomy Letters 14, 219 (1988).
20. V. P. Grinin, P. S. The, D. de Winter, et al., Astron. and Astrophys. 292, 165(1994).
21. S. Guieu, C. Dougados, J. L. Monin, et al., Astron. and Astrophys. 446 (2), 485 (2006). D0I:10.1051/0004-6361:20053493
22. N. M. Habel, S. T. Megeath, J. J. Booker, et al., Astrophys. J. 911 (2), id. 153 (2021). D0I:10.3847/1538-4357/abded8
23. L. Hartmann, G. Herczeg, and N. Calvet, Annual Rev. Astron. Astrophys. 54, 135 (2016). D0I:10.1146/annurev-astro-081915-023347
24. J. Hashimoto, R. Dong, and T. Muto, Astron. J. 161 (6), id. 264 (2021). D0I:10.3847/1538-3881/abf431
25. J. Hashimoto, R. Dong, T. Muto, H. B. Liu, and Y. Terada, Astron. J. 167 (2), id. 75 (2024).
26. J. Hashimoto, H. B. Liu, R. Dong, et al., Astrophys. J. 941 (1), id. 66 (2022). D0I:10.3847/1538-4357/aca01d
27. G. J. Herczeg and L. A. Hillenbrand, Astrophys. J. 786, article id. 97 (2014). D0I:10.1088/0004-637X/786/2/97
28. K.-W. Hodapp, Astrophys. J. Suppl. 94, 615 (1994). D0I:10.1086/192084
29. Z. Ivezic, A. Connolly, J. Vanderplas, and A. Gray, Statistics, Data Mining and Machine Learning in Astronomy: A Practical Python Guide for the Analysis of Survey Data (Princeton University Press, Princeton, 2014). D01:10.1515/9781400848911
30. S. J. Kenyon and L. Hartmann, Astrophys. J. Suppl. 101, 117(1995). D0I:10.1086/192235
31. M. Kounkel, K. Covey, M. Moe, et al., Astron. J. 157 (5), article id. 196 (2019). D0I:10.3847/1538-3881/ab13b1
32. J. Kwan and E. Tademaru, Astrophys. J. 332, L41 (1988). D0I:10.1086/185262
33. J. Kwan and E. Tademaru, Astrophys. J. 454, 382 (1995). D0I:10.1086/176489
34. B. M. Lasker, M. G. Lattanzi, B. J. McLean, et al., Astron. J. 136 (2), 735 (2008). D01:10.1088/0004-6256/136/2/735
35. S. Y. Melnikov, J. Eisloffel, F. Bacciotti, et al., Astron. and Astrophys. 506, 763 (2009). D0I:10.105l/0004-6361/200811567
36. A. E. Nadjip, A. M. Tatarnikov, D. W. Toomey, et al., Astrophysical Bulletin 72, 349 (2017). D0I:10.1134/ S1990341317030245
37. G. E. Nikishev, N. A. Maslennikova, A. M. Tatarnikov, et al., Moscow University Physics Bulletin, 78 (6), 854 (2023). D0I:10.3103/S0027134923060139
38. M. J. Pecaut and E. E. Mamajek, Astrophys. J. Suppl. 208 (1), article id. 9 (2013). D0I:10.1088/0067-0049/208/1/9
39. T. Prusti et al. (Gaia Collab.), Astron. and Astrophys. 595, id. A1 (2016). D0I:10.1051/0004-6361/201629272
40. S. A. Potanin, A. A. Belinski, A. V. Dodin, et al., Astronomy Letters 46 (12), 836 (2020). D0I:10.1134/ S1063773720120038
41. A. C. Raga, J. Canto, L. Binette, and N. Calvet, Astrophys. J. 364, 601 (1990). D0I:10.1086/169443
42. S. M. Rucinski, Astron. J. 90, 2321 (1985). D01:10.1086/113937
43. B. S. Safonov, P A. Lysenko, and A. V. Dodin, Astronomy Letters 43, 344 (2017). D0I:10.11 34/S 1063773717050036
44. V. I. Shenavrin, V. P. Grinin, R. V. Baluev, and T. V. Demidova, Astronomy Reports 63 (12), 1035 (2019). D0I:10.1134/S1063772919120060
45. V. I. Shenavrin, A. N. Rostopchina-Shakhovskaya, V. P Grinin, et al., Astronomy Reports 60 (8), 753 (2016). D0I:10.1134/S1063772916070064
46. S. G. Shulman and V. P. Grinin, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 512 (2), 3098 (2022). DOI: 10.1093/ mnras/stac667
47. A. Somigliana, C. Toci, G. Rosotti, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 514 (4), 5927 (2022). D0I:10.1093/ mnras/stac 1587
48. K. M. Strom, S. E. Strom, S. Edwards, et al., Astron. J. 97, 1451 (1989). D0I:10.1086/115085
49. M. Takami, H. M. Günther, P. C. Schneider, et al., Astrophys. J. Suppl. 264 (1), 1 (2023). DOI: 10.3847/1538-4365/ ac9afc
50. A. M. Tatarnikov, S. G. Zheltoukhov, N. Shatsky, et al., Astrophysical Bulletin 78 (3), 384 (2023). D0I:10.1134/S1990341323600163
51. W. Wenzel, Commmunications of the Konkoly Observatory Hungary 65, 61 (1969).
52. E. Whelan and P. Garcia, Lecture Notes in Physics: Jets from Young Stars II, vol. 742, Ed. by F. Bacciotti, E. Whelan and L. Testi (Springer, Berlin Heidelberg, 2008), p. 123. D0I:10.1007/978-3-540-68032-1
53. R. J. White and L. A. Hillenbrand, Astrophys. J. 616, 998(2004). D0I:10.1086/425115
54. B. A. Whitney and L. Hartmann, Astrophys. J. 402, 605(1993). D0I:10.1086/172163
55. E. L. Wright, P. R. M. Eisenhardt, A. K. Mainzer, et al., Astron. J. 140, 1868 (2010). D0I:10.1088/0004-6256/140/6/1868
56. S. G. Zheltoukhov and A. M. Tatarnikov, Moscow University Physics Bulletin 77 (6), 886 (2022). D0I:10.3103/S0027134922060133
ZZ Tau IRS: a Low Mass UX Ori Type Star with Strong Wind
M. A. Burlak1, A. V. Dodin1, A. V. Zharova1, S. G. Zeltoukhov1, N. P. Ikonnikova1, S. A. Lamzin1, S. A. Potanin1, B. S. Safonov1, I. A. Strakhov1, and A. M. Tatarnikov1
1 Sternberg Astronomical Institute, Lomonosov Moscow State University, Moscow, 119234 Russia
The results of photometric, polarimetric, and spectroscopic observations of the young star ZZ Tau IRS in the visible and near-infrared bands are presented. Against the continuum of an M spectral type star about 50 emission lines of allowed (H I, He I, Na I, S II) and forbidden (O I, O II, O III, N I, N II, S II, Ca II, Fe II, Ni II) transitions were identified. It was found that from the autumn of 2020 to the beginning of 2023, the brightness of the star in the visible region decreased (A/ « 1m5) and then began to return to the initial level. As the visible brightness of the star declined, its color indices decreased in the visible region, but increased in the near-IR bands. At light minimum, the degree of polarization in the / band reached approx 13%, and the equivalent widths of, e.g., the Ha and [S II] A 6731 lines increased to 376 and 79 A, respectively. Arguments are given in favor of ZZ Tau IRS being a UXOri type star, and its variability being due to eclipses by dust clouds, which are inhomogeneities in the dusty disk wind. Forbidden lines are formed both in the disk wind and in the jet, the axis of what is oriented along PA = 61° ± 3°. The jet mass-loss rate exceeds 5 x 10-10 MQ yr-1, what is abnormally large for a star with a mass less than 0.3 MQ. Apparently, the disk wind of ZZ Tau IRS is not axially symmetric, probably due to the azimuthal asymmetry of the protoplanetary disk found earlier from ALMA observations.
Keywords: ISM: jets and outflows—stars: variables: TTauri, Herbig Ae/Be—stars: individual: ZZ Tau IRS
