1,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,2,,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,3,恒星形成的过程,4,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,5,恒星形成的过程,Classical T Tauri stars (CTTSs),Weak-lined or Naked T Tauri stars (WTTSs or NTTSs),,,6,,CTTS,WTTS,,,7,Disks Around Young Stars Commonly Observed,8,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9,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,10,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,11,太阳上的塞曼效应观测,,12,,,13,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14,,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!)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),15,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 Mסּ /yr).射电和亚毫米波观测显示：Almost face-on disk less rotation broadening in the line profiles.,16,Observations of TW HyaOptical 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 ~ 36,200,17,光学波段光谱及拟合 获得Teff , log g, [M/H], and vsini,,18,,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 strength19,,20,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21,,22,,Single field component model: Bavg = Bf = 2.2 kGTwo field component model: Bavg = B1 f1 + B2 f2 = 2.7 kGAnother approach:Bavg = 2 kG x f2 + 4 kG x f4 + 6 kG x f6 = 2.7 kG.,23,磁场的测量,塞曼效应 谱线分裂谱线偏振,24,,,,,,沿磁场方向观测,25,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,28,,,29,TW Hya视线方向磁场强度 (Yang, Johns-Krull & Valenti, ApJ, 2007),,30,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 GaussCa 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,31,32,,磁层吸积理论预测的磁场强度：Königl(1991), Cameron & Campbell (1993), and Shu et al.(1994).,33,TW Hya: rotation period P = 2.2 days accretion rate = 2 X 10-9 Mסּ/yr radius =1.08 Rסּ mass = 2.95 MסּKönigl(1991), B* = 2.38 kGCameron & Campbell (1993), B* > 0.49 kGShu 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。
34,,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,,,,35,,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!,,,,,,,36,,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。
37,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),38,,Phoenix on Gemini South December, 2006. Spectral resolution:R ~ 50,000,39,TWA 8A (M2V), B = 3.3 kG,,40,V568 Ori (M1V), B = 1.8 kG,。