广州大学研究生论坛天文学分论坛 1

T Tauri Stars表面磁场的测量

杨浩华中师范大学2011 年 11 月 27 日

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自我介绍 2002 年北京大学天文系本科毕业 ; 2008 年 9 月美国莱斯大学物理和天文系博士毕业 ; 2008 年 9 月至 2011 年 11 月在美国科罗拉多大学 JILA 研究所担任博士后助理研究员 .

主要合作者 Christopher M. Johns-Krull (Rice University) Jeff A. Valenti (Space Telescope Science Institute)

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T Tauri stars (TTS) 简介 . - 磁场在 T Tauri stars 演化过程中的重要作用 通过分析红外 K-band 光谱中的塞曼效应 谱线致宽来测量 TTS 表面磁场强度 - 年龄不同的星团： Orion Nebula Cluster (~ 1 Myr) 和

TW Hydrae Association ( ~10 Myr) ； 通过分析偏振光光谱 (Spectropolarimetry)获取磁场结构的信息。

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恒星形成的大致过程：从分子云到“太阳系”

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T Tauri Stars

TTS: 一个太阳质量左右、年龄为几百万年的年轻恒星； 光谱型以 late K 至 early M 为主； 还未开始氢聚变反应，光度来自于塌缩和吸积等过程。

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• Classical TTS: 还在吸积，强度变化的 Hα 发射线，红外 emission excess ，紫外有很强的 Lyman α ， Si IV ， C IV等发射线。• Naked (or weak-line) TTS: 已停止吸积，无 Hα 发射线，无红外 emission excess 和强的紫外发射线。

Hot Gas Lines

Photo-excited H2

Accretion Continuum

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对比 CTTS 和 WTTS 的紫外光谱Yang, Herczeg & Linsky (2011, in press)

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Disks Around Young Stars Commonly Observed

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T Tauri Stars 的表面磁场恒星形成过程中都发挥中重要的作用 ! 特别是影响着 classical TTS 和其吸积盘之间的相互作用：- 普遍认为强磁场控制着吸积流从吸积盘到恒星表面的过程；- 磁场可能是星风和喷流的驱动力； - 在行星系统形成的过程中，磁场影响原行星的迁徙。

问题： 磁场的强度？多少高斯？ 结构？偶极 or 多极结构？ 演化？不同时期恒星磁场强度？

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Magnetic Fields (Briefly…)

Galactic magnetic field 0.00001 Gauss Solar Wind 0.00005 Gauss Interstellar molecular cloud 0.001 Gauss Earth's field at ground level 1 Gauss Solar surface field 5 Gauss Jupiter magnetic field 10 Gauss Massive star typical field (pre supernova) 100 Gauss Toy refrigerator magnet 100 Gauss Sun spot field 1000 Gauss Magnetic Stars such as BD+54 2846 12,000 Gauss White Dwarf star surfaces 1,000,000 Gauss Neutron star surface field 1,000,000,000,000 Gauss Magnetar field 1,000,000,000,000,000 Gauss

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测量磁场的方法 塞曼效应 (Zeeman effect)

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太阳黑子中观测到的塞曼效应

13(Johns-Krull et al. 1999)

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CTTS TW Hya 的磁场测量 (Yang, Johns-Krull & Valenti, ApJ, 2005) Optical Spectra - 2.1m Otto Struve telescope at McDonald

Observatory in Texas, USA- Resolution: R = λ/δλ= 56,000.

Infrared Spectra- NASA Infrared Telescope Facility ( IRTF) (3

meters) with CSHELL spectrometer in Hawaii- R ~ 36,200

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光学光谱及最佳拟合模型 有效温度 (Teff), 表面重力 (log g), 金属丰度和自转速度 (v sini).

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一氧化碳分子 (CO) 的吸收谱线对磁场不敏感，恒星大气模型可以对谱线宽度和深度做出较准确的预测 , 验证有效温度 (Teff),表面重力 (log g), 和自转速度 (v sini) 等大气参数的准确性。

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-- 钛原子 (Ti I) 吸收谱线对磁场敏感，对 Ti I 谱线的数值拟合显示 TW Hya 表面平均磁场为 2700 高斯左右。-- 小质量早期恒星的表面磁场普遍为千高斯级 (kilogauss) 。 (John-Krull 2007; Yang, Johns-Krull & Valenti 2008)

Yang, Johns-Krull & Valenti (2008) 用 IRTF 观测 TW Hya Association ( 长蛇座星团 ) 4 颗 TTSs 并做了类似分析。

Yang & Johns-Krull (2011) 用 Gemini South 8 米望远镜上的红外光谱仪 Phoenix 观测了猎户座大星云里的 15 颗TTSs 。

(Spectral resolution: R ≡λ/Δλ~ 50,000)

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TTS 表面磁场强度随年龄的演化 – 无明显规律

菱形： Orion; 三角： Taurus ； 圆 :TWA (~1 Myr) (~2 Myr); (~7-15 Myr);

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恒星表面总磁通量随演化年龄而变小，这说明磁场可能来自最初的分子云，而还没有生成像我们的太阳内部的“磁场发电机” (magnetic dynamo) 。 (Yang & Johns-Krull 2011)

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X-ray辐射和磁通量的关系 (Pevtsov et al. 2003)

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强磁场对 X-ray辐射的遏制

菱形： Orion; 三角： Taurus ； 圆 :TWA (~1 Myr) (~2 Myr); (~7-15 Myr);

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Spectropolarimetry of TW Hya. (Yang, Johns-Krull & Valenti 2007)

Q: 什么是 Spectropolarimetry? A: 通过偏振光谱仪之后采得的光谱 . A Zeeman Analyzer system splits the stellar light into left circularly polarized (LCP) light & right circularly polarized (RCP) light

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如果磁场是沿视向方向

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左旋光和右旋光光谱示例：

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Longitudinal Field in the Photosphere

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TTS 磁场应不是简单的二极子 (dipole) 结构TW Hya 的吸积盘基本是跟我们的视向垂直。an inclination i =10◦

2.6 kG mean B => 3.2 kG polar B => 1.0 kG Bz >> 149 G

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He I 5876 & Ca II 8498发射线中测到强磁场 -1.7 kG

说明吸积流到达恒星表面是由强磁场控制的。

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Summary & Future Work 我们通过对红外光谱中塞曼效应的分析，发现 TTS 表面磁场普遍在 1000－ 3000 高斯左右，在前一千万年演化过程中，磁场强度随时间变化不大，但是总的磁通量随时间下降，说明磁场可能是来自分子云中（ primordial

origin）。 通过对极化光光谱的分析，我们认为 TTS 磁场的结构可能比偶极子 (dipole) 结构要复杂。 今后工作：通过上诉两种方式继续测量 20-30Myr 的恒星

( 比如 β Pic 星团成员 ) 磁场，分析原行星系统的形成环境下磁场对恒星和原行星系统的影响。

谢谢！