分类号U D C密绂编号中国科学院研究生院博士学位论文Y8 a 3 2 7 8睦型垣星邀活塾生堕星皂整担差丝堑塞望红堂指导教师婆筮拴婴窥虽申请学位级别煎±学科专业名称云佳物跫论文提交日期2 Q 盟生墨旦论文答辩日期培养单位主国抖堂瞳云直云塞鱼学位授予单位虫国抖堂瞳婴究生睦答辩委员会主席监红j ! 已：晚型睦曲! 磁i ．1 丑’i7 ＆．型臼技生Ⅱ基灶监宜——⋯摘要我们在第一章中系统地总结了前人对晚型恒星的磁活动与恒星自转洲的捌 关性研究方面的成果，在第二章中对两种不同的发电机理论进行了简要的叙迓 和分析，同时在第三章中从理论和观测方面简要地拙述了晚型恒星的角动最演 化方面的研究由于前人采用的恒星样本、磁活动和自转参量的不同，以及观 测资料的限制，晚型恒星的磁活动与恒星A 转削的关系在很大程度上是不确定 的因此，我们收集了晚型恒星的色球利冕球活动的指数以及恒星自转方㈨研究发表的大量的观测资料并结合H i p p a r c o s 卫星的观测结果，对晚型恒星的磁 活动与恒星自转间的相关性进行细致的研究在第四章我们给出了晚型恒星的 磁活动指数和自转参量的计算及样本的总体信息 在第五章中，我们采用不同的磁活动指数研究了晚型恒星磁活动与恒星自 转参量( 自转周期、R o s s b y 数) 、磁活动与恒星色指数以及恒星磁活动指数之 间的相关性。
大样本分析显示晚型主序恒星的色球活动与恒星自转参量的研究 晚型主序恒星的色球活动与恒星自转参量问的关系表现出对恒星光谱型的依 赖对于A 一早F 型主序恒星的色球活动水平也随自转周期呈线性下降趋势， 随R o s s b y 数却呈上升趋势A 一早F 型主序恒星的自转周期和恒星对流区的随 色指数的分布明显地影响着这些恒星的色球活动行为而M 型主序星的色球活 动水平基本上随自转参量的增大呈上升趋势，并且M 型主序星的色球活动水平 在色指数较大时趋于饱和从M 型主序星的自转周期的和恒星内部对流区随色 指数的分布来看，M 型主序星的色球活动行为与触发电机理论的预期有明显的 差异从主序星的角动量与以色球活动指数为指标的磁动量问的相关性分析表明口2 Q 发电机可能是M 型主序星磁场产生的主要机制对于介于早F 型和M 型之间的主序星，色球活动的水平基本上随恒星自转参量的增大而下降通过主 序星的色球活动对恒星色指数不同依赖关系的研究，我们分析了V a u g h a n — P r e s t o n 间隙产生的原因，分析结果显示恒星的年龄在这一间隙的形成中扮演 了重要的角色演化恒星的色球活动与恒星自转周期间存在很好的相关性。
但 是细致分析显示演化恒星色球活动水平随恒星自转周期间的分布对恒星光谱型 和恒星表面有效温度有很强的依赖，并对这些现象提出了几种可能的解释 晚型主序星的冕球活动也表现出对恒星光谱型的依赖性分析结果显示】： 型主序星的冕球活动在光谱型F 5 附近存在拐点这一拐点的出现可能是F 型主 序星的对流区的变化影响形成的，也可能是F 型主序星在F 5 附近存在较差自转 的上限形成的对不同光谱型的主序星的统计研究显示G 、K 、M 型主序星的冕 球活动基本上随色指数的增大而下降但是M 型主序星的冕球活动是随色指数 的增大而下降，这与M 型主序星色球活动的行为相反这种现象可能是由予主 序星的色球与冕球间存在的能量平衡和转移以及加热机制不同产生的此外， 统计结果也显示，M 型主序星中强冕球活动的样本占总的M 型主序星样本比率 明显地高于G 、K 型主序星主序星的角动量与以冕球活动指数为指标的磁动量 问的相关性分析表明M 型主序星的角动量与磁动量问的关系偏离了其它类型的 主序星的总体线性关系与主序星色球活动的研究相比，尽管数掘点的弥散使 这种偏离不是十分的明显，仍然能够对主序星色球研究中的结论提供了‘‘定程 度的支持。
由于样本的不完备对演化恒星冕球活动与恒星自转间的分析，没有—————，—————————．—．——．．，．．———————．．，．．．．．．．．．———，———，．．．．．．．．—：0ii———，———————n————————得到i 者问十分可靠的相关性演化一陋艰的磁毙球活动 5 k m ／s 时会降低Z e e m a n 致宽效应的测量精度在v s i n i > l O k m l 5 时， Z e e m a n 致宽很难被观测到这也许能够解释为什么在快速自转的活动G 型矮星 中，没有观测到明显的Z e e m a n 致宽 利用Z e e m a n 致宽效应测定恒星磁场的另一个问题是，光学波段的Z e e m a n 效应仅能在谱线的线翼处产生小的变化，而用以研究Z e e m a n 致宽的绝大多数谱 线都是饱和的谱线因此，为了精确测定恒星磁场，谱线的轮廓需要仔细地计 算，包括大气结构、湍流速度、谱线强度等效应利用多重线表中具有相同强 度但对磁场敏感度不同的谱线的比较，在谱线轮廓模型计算中的不确定性能够 减少到最小( M a r c y1 9 8 4 ：G r a y1 9 8 4 ：S a a re ta l 。
1 9 8 6 ) 但是，不同强度 的饱和谱线的轮廓会出现细微的差别用以计算V o i g t 轮廓的阻尼常数的轻微——．、．．．．．．．．．．．．．．．!!】!；．．．．．．．．皿一——改变能够对磁场强度产生大的影响 在红外区Z e e m a n 分裂与其他谱线致宽机制相比更为显著( G i a m p a ．p a 州} 1 1 ． 1 9 8 7 ；g o n d o i ne ta 11 9 8 5 ；S a a r ＆L in s k y1 9 8 5 j 在适当的磁场强度F ，Z e e m a n 分裂的每个分量能够在红外区的谱线中观测到S a a r ＆L i n s k y ( } 9 8 5 ) 利用 红外区的谱线测量了A DL e o ( d M e ) 的磁场遗憾的是能够利用目前的红外探测仪器对恒星磁场进行测定的恒星数目还不多 总体上来说，晚型恒星的磁场精确测定是“| | 分困难的一方面，晚型恒星 的磁场测定对测定方法较为敏感采用不同的测定方法和不同的观测数据，对 于同一颗恒星进行磁场的测量结果可能有明显的差别另1 方面，恒星的磁活 动在较短的时问内可能发生非常剧烈的变化。
因此，利用不同时闽的观测资料 也会产生不同的磁场测定结果目前，晚型恒星的直接磁场观测还不能够为恒 星磁活动的统计研究提供足够有效的样本恒星磁活动的研究主要集中在利用不同的手段分析由恒星磁场变化产生的可观测效应方面1 ．2 晚型恒星磁活动研究和自转相关性的分析现状 恒星的磁场在恒星内部和大气中的能量传输过程中扮演着十分重要角色 通过太阳的研究已经表明太阳的黑子、耀斑、谱斑、F I 珥等活动现象与太阳磁 场有密切的关系太阳在X - R a y 波段、紫外波段、光学波段、红外波段以及射 电波段的辐射和活动也与太阳磁场关系密切太阳磁活动现象的研究理论和方 法已经扩展到恒星领域观测已经显示强磁活动恒星的磁场要比太阳磁场强许 多，因此产生了更为显著的观测效应对恒星的溺光观测不仅能够研究恒星在 不同波段上磁场引起的辐射流量变化，而且还能够得到恒星的许多物理参量( 例 如恒星自转周期) 而分光观测得到的高分辨率、高信噪比恒星光谱则使我们能 够对恒星磁活动进行细致的研究和分析在光学波段有许多表征恒星磁活动的 指标特征谱线，包括C M IH ( 3 9 3 3 6 r i m ) ＆i ( 3 9 6 ．8 5 n m ) 、H I 。
6 5 6 ．2 8 n m ) 、H J 4 8 6 ．1 a n m ) 、N a I D I ( 5 8 9 ．5 9 n m ) 、D 2 ( 5 8 9 ．O O n m ) 、H e lD 3 ( 5 8 7 5 ．6 r i m ) 、M g I b ，( 5 1 8 ．3 6 n m ) 、b 5 1 7 ．2 7 n m ) 以及C a 的红外三重线( 8 4 9 ．9 n m 8 5 4 ．2 r i m ，8 6 6 ．2 n m ) 等其中，C a I IH & K 发射特征是衡量晚型色球活动星活动水平的标准参量 ( S t r a s s m e i e re ta 1 ．，1 9 9 3 ，C A B S ) ．因此，C aH ＆K 核心发射在晚型色球活 动星的活动性研究中成为观测的重点，在众多的娩型色球活动星的巡天计划中 被广泛采用w i I s o n 等人( 1 9 6 8 ，1 9 7 8 ) 利用W i l s o n 山6 0 英寸天文望远镜 从1 9 6 6 年对2 0 0 余颗晚型色球活动星的C aH ＆K 核心发射流量进行长达数十年 的监测，并且对千余颗晚型恒星进行了c aH ＆K 核心发射流量的观测；他们的观 测资料为晚型色球活动星的活动性研究，特别是对晚型恒星色球活动周的研究 提供了丰富的研究资料。
H e n r y 等人( 1 9 9 6 ) 对5 0 秒差距以内的8 0 0 颗南天区 晚型恒星的C aH ＆K 发射流量的巡天以及8 t r a s s m e i e r 等人( 2 0 0 0 ) 对H i p p a r c o s 星表中1 0 5 8 晚型恒星的C aH & K 发射流量的观测也对我们研究晚型色球活动星 的活动性提供了更为丰富的资料光学波段的恒星色球特征谱线形成于色球的 不同高度：N a lD D ：、M g Tb ，、b ：形成于光球层顶部和色球层底部．C a 的红外 三重线形成于色球层底部，C aH & K 、H u 、H 形成于色球层中部，H e ID ．；在色球 层的顶部形成因此，恒星的C a I IH ＆K 、H I H IB 、N a lD I 、D 2 、H e lD ”M g Ib ，、 b ，以及C a 的红外三重线等发射流量的相关性分析对于解决恒星色球加热机制以 及恒星色球能量平衡等阔题的研究具有重要的意义此外，在恒星色球活动星 的光谱中，一旦H e lD ．出现发射特征，洒常认为该恒挈出现了恒星耀斑X - r a y 、～一坚! ! ：出；晚型坦星磁i 五功生恤型曰技蜘基’吐世[ 芝王紫外空间探测卫星的升空，使我们能够研究恒坦大气转移1 > 5 14 1 ．0 的范围内却不存在删隙( 图1 ．3 ) 。
从运动学观点出发，4 9 { f J 结果显示较年轻的恒星具有较强的活动性， 迸一步证实了K r a f t ( 1 9 6 7 ) 和w i l s o n ( 1 9 6 3 ) 的结论对V a u g h a n - - P r e s t o n 间隙的最初解释是年轻恒星和年老恒星的发电机行为可能是不同的 V a u g h a n ( t 9 8 0 ) 发现的年轻的恒星不存在活动周的结论能够支持上二面的解释但 是后来的观测( B a l i u n a s ＆V a u g h a n1 9 8 5 ) 发现在年轻的恒星中存在活动周的 证据又否定了V a u g h a n ＆P r e s t o n 的解释H a r t m a n ne ta 1 ．( 1 9 8 4 ) 比较了昴星 团( P l e i a d e s ) 、毕星团( H y a d e s ) 以及太阳的色球活动水平，发现年老恒星的C a I I 腿K 核心发射流量比年轻的恒星的C a I IH & K 核心发射流量更低但是，C a t a l a n o ＆M a r i l l i ( 1 9 8 3 ) 利用锂丰度定标的方法测定了星场恒星年龄，对星团恒星和场 星进行类似的分析。
他们发现没有明显的证据表明恒星的色球活动水平与恒星 年龄之间存在着联系在太阳附近的局部恒星诞生率的变化能够对V a u g 。