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年轻恒星的磁场 Magnetic Fields of Young Stars

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. 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

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年轻恒星的磁场 Magnetic Fields of Young Stars

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Presentation Transcript

  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. 小质量年轻恒星 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。

  5. 恒星形成的过程 Classical T Tauri stars (CTTSs) Weak-lined or Naked T Tauri stars (WTTSs or NTTSs)

  6. WTTS CTTS

  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. 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。

  13. 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)

  14. 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 10-9Mסּ/yr). • 射电和亚毫米波观测显示：Almost face-on disk  less rotation broadening in the line profiles.

  15. 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

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

  17. 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。

  18. 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。

  19. Single field component model: Bavg = Bf = 2.2 kG • Two field component model: Bavg = B1 f1 + B2 f2 = 2.7 kG • Another approach: Bavg = 2 kGxf2 + 4 kG x f4 + 6 kG x f6 = 2.7 kG.

  20. 磁场的测量 • 塞曼效应  谱线分裂 谱线偏振

  21. 沿磁场方向观测

  22. 左旋偏振和右旋偏振的Ca II 谱线。

  23. Optical Spectra • - The Harlan J. Smith telescope (2.7m) at • McDonald Observatory in west Texas. • Spectral resolution: • R ~60,000.

  24. 107英寸望远镜----->106英寸望远镜

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

  26. 吸积激波区域的视向磁场 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。

  27. 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

  28. 磁层吸积理论预测的磁场强度： Königl(1991), Cameron & Campbell (1993), and Shu et al.(1994).

  29. TW Hya: rotation period P = 2.2 days accretion rate = 2 X 10-9 Mסּ/yr radius =1.08 Rסּ mass = 2.95 Mסּ 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。

  30. 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

  31. 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!

  32. 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。

  33. 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)

  34. Phoenix on Gemini South December, 2006. Spectral resolution: R ~ 50,000

  35. TWA 8A (M2V), B = 3.3 kG

  36. V568 Ori (M1V), B = 1.8 kG

  37. 观测结果与Dynamo理论参数无明显相关性

  38. 磁通量随恒星年龄不断减小：支持Primordial flux理论

  39. 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

  40. “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.

  41. 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。

  42. 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.

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