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年轻恒星的磁场 Magnetic Fields of Young Stars

杨 浩

华中师范大学天体物理研究所

2013 年 1 月 10 日 南京大学天文系

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主要合作者 : • Prof. Christopher Johs-Krull (Rice University), • Dr. Jeff Valenti (Space Telescope Science Institute).

小质量年轻恒星 (T Tauri stars ) 演化简介 - 磁场在演化过程中的重要作用 利用塞曼效应磁场测量的两种方法； - 近红外波段谱线致宽 测量表面平均磁场强度 - 光学波段偏振光谱 测量视向磁场强度

对 TTS 磁场结构和起源的探讨

结论

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恒星形成的过程

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T Tauri Stars ( 金牛 T 型星 ):

一个太阳质量左右，年龄为几百万年左右。

内部还未发生氢的核聚变，光度主要来自塌缩。

光谱型多以 G 、 K 、 M 为主，亮度有，特征时间多样的时变。

• 小质量年轻恒星

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恒星形成的过程

Classical T Tauri stars (CTTSs)

Weak-lined or Naked T Tauri stars (WTTSs or NTTSs)

6CTTS

WTTS

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Disks Around Young Stars Commonly Observed

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磁场控制下的吸积过程

- CTTSs 的吸积盘在强磁场控制下往恒星表面吸积物质。

- ‘Disk locking’ – 通过磁场和吸积盘的相互作用移除角动量，以保持较稳定的自转。

- 吸积过程和磁场作用跟喷流和星风有密切的相关性。

- 强磁场可能阻止了行星向恒星过近的迁徙。

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Magnetic Fields of Various Scales

Galactic magnetic field 0.00001 Gauss Solar Wind 0.00005 Gauss Interstellar molecular cloud 0.001 Gauss Earth's field at ground level 0.5 Gauss Solar surface field 1-5 Gauss Jupiter magnetic field 10 Gauss Toy refrigerator magnet 50 Gauss Massive star typical field (pre supernova) 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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• 磁场的测量

塞曼效应 谱线分裂

实际观测：谱线致宽

测量：近红外波段 谱线致宽

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太阳上的塞曼效应观测

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磁场测量方法 :

模拟红外 K band的 Ti I 谱线轮廓。

在模拟 Ti I 谱线之前：

首先需要确认我们能够正确的理解所有非磁场的谱线致宽效应。

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分析步骤：

1. 我们从光学光谱的拟合得到主要的恒星参数 : Teff , log g, [M/H], and vsini.

2. 我们运用相应恒星参数的恒星大气模型预测近红外 CO ( 对磁场不敏感 ) 和 Ti I 谱线轮廓。 ( 无拟合 !)

3. 我们再通过模拟 Ti I 谱线中的 excess width 为塞曼效应致宽 (Zeeman broadening), 从而得到磁场的强度。

TW Hydrae 的磁场测量 (Yang, Johns-Krull & Valenti, ApJ, 2005)

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TW Hydrae 的测量

TW Hya: 离地球最近的 CTTS 。 ~ 56 pc.

光谱型： K7V

具有典型的 CTTS 光谱性质 : strong and variable Balmer lines;

IR excess.

年龄估算在 ~ 10 Myr, 但还在吸积 (~ 2 X 10-9 Mּס /yr).

射电和亚毫米波观测显示： Almost face-on disk less rotation broadening in the line profiles.

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Observations of TW Hya

Optical Spectra - Obtained with the 2.1m Otto Struve telescope at

McDonald Observatory.- Wavelength range 5803 – 7376 Å.- Resolution: R = λ/δλ= 56,000.

Infrared Spectra- Obtained at NASA Infrared Telescope

Facility( IRTF) (3 m) with CSHELL spectrometer.- R ~ 36,200

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光学波段光谱及拟合 获得 Teff , log g, [M/H], and vsini

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The CO lines of TW Hya:

用光学数据拟合而来的 Teff , log g, [M/H], and vsini

结合恒星大气模型和 CO 分子数据来预测谱线轮廓。

没有使用拟合，没有调整 oscillator strength 。

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The Ti I lines of TW Hya:

在不考虑磁场的情况下，观测到的谱线轮廓比大气模型的预测要宽的多。

我们加入含磁场的辐射传导计算，对谱线轮廓进行拟合。

我们将恒星表面分成 2-4 个区域，允许每个区域有不同的磁场强度，然后通过非线性拟合来求解每个区域的大小 (filling factor) 和磁场强度。

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1. Single field component model: Bavg = Bf = 2.2 kG

2. Two field component model: Bavg = B1 f1 + B2 f2 = 2.7 kG

3. Another approach: Bavg = 2 kG x f2 + 4 kG x f4 + 6 kG x f6 = 2.7 kG.

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• 磁场的测量

塞曼效应 谱线分裂

谱线偏振

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沿磁场方向观测

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左旋偏振和右旋偏振的 Ca II 谱线。

Optical Spectra

- The Harlan J. Smith telescope (2.7m) at McDonald Observatory in west Texas.

- Spectral resolution:

R ~ 60,000.

107 英寸望远镜 ----->106 英寸望远镜

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TW Hya 视线方向磁场强度 (Yang, Johns-Krull & Valenti, ApJ, 2007)

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He I λ5876 和 Ca II λ8498 被认为是在吸积流产生的激波中形成。

- He I λ5876 (geff = 1.00) Bz = -1673 ± 50 Gauss

- Ca II λ8498 (geff = 1.07) Bz = -276 ± 19 Gauss

说明吸积过程的确是由强磁场控制的。

吸积激波区域的视向磁场

对 TTS 磁场结构和起源的探讨

磁层吸积理论普遍假设 :

年轻恒星表面磁场是偶极结构

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磁层吸积理论预测的磁场强度：

Königl(1991),

Cameron & Campbell (1993),

and Shu et al.(1994).

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TW Hya:rotation period P = 2.2 days

accretion rate = 2 X 10-9 Mּס/yr

radius =1.08 Rּס

mass = 2.95 Mּס

Königl(1991), B* = 2.38 kG

Cameron & Campbell (1993), B* > 0.49 kG

Shu et al.(1994) B* = 2.80 kG

我们观测到 TW Hya ： Bavg = 2.6 0.2 kG ，跟理论值基本吻合。

M

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Is the magnetic geometry a Dipole? Unlikely.

If the magnetic axis is aligned

with the rotation axis,

an inclination i =10◦

2.6 kG mean B => 3.2 kG polar B

=> 1.0 kG Bz >> 149 G

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If the magnetic axis is not aligned with the rotaion axis,

The angle between the two must be large!

Then the total field in the accretion region would be huge! ~ 10 kG

Nobody has observed B field that strong!

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磁场的起源和演化：

- Magnetic Dynamo: 较差自转 或 turbulent dynamo

检验：用磁场测量结果和 dynamo 理论参数相关。

- Primordial Flux: 来自分子云中剩余的磁场 检验：测量不同年龄星团中的恒星磁场性质。

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不同年龄星团中年轻恒星的磁场测量

Orion Nebula Cluster (~1 Myr) 460 pc, 14 stars (Yang & Johns-Krull, ApJ, 2011)

Taurus/Auriga region (~2 Myr ) 140 pc, 14 stars (Johns-Krull, ApJ, 2007)

TW Hydrae association (~10 Myr ) 50 pc, 5 stars (Yang, Johns-Krull & Valenti, ApJ, 2008)

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Phoenix on Gemini South December, 2006.

Spectral resolution: R ~ 50,000

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TWA 8A (M2V), B = 3.3 kG

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V568 Ori (M1V), B = 1.8 kG

观测结果与 Dynamo 理论参数无明显相关性

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磁通量随恒星年龄不断减小：支持 Primordial flux 理论

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结 论

- 通过对近红外 Ti I 吸收线塞曼效应致宽的模拟，我们在 TW Hya association 和 ONC 中的 TTSs 表面探测到了平均强度为 1000-3000 高斯的强磁场。

- 通过对视向方向磁场的磁场，我们认为 TTSs 表面的磁场结构不是简单的偶极结构，但可能有偶极成分在控制着吸积过程。

- 通过对不同年龄的三个星团中 TTSs 的观测，我们认为TTSs 表面磁场与 Dynamo 理论的参数无相关性，更有可能是来自于分子云中的残余磁场。

今后的工作：其他年龄段 TTSs 表面磁场强度， 磁场结构

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“NextGen” model atmospheres (Allard & Hauschildt 1995)

A polarized radiative transfer code (Piskunov 1999) to model the Zeeman broadening.

Our models divide the stellar surface into a number of regions, where one region on the stellar surface is field-free and the other regions are each covered by a single magnetic field strength.

Then nonlinear least-squares technique of Marquardt (Bevington & Robinson 1992) is used to solve for the best fit combination of field strengths and surface filling factors.

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Pevtsov et al. (2003) 发现 X-ray 光度和磁通量之间在主序星和太阳上各区域中有很好的相关性。

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Equipartition field strength and X-ray generation

Beq is the magnetic field value at which the magnetic pressure balances the surrounding gas pressure.

Our measured field strengths are all greater than Beq , so the magnetic pressure dominates over gas pressure in the photosphere.