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T Tauri Stars 表面磁场的测量. 杨浩 华中师范大学. 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). T Tauri stars (TTS) 简介 .

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Presentation Transcript
t tauri stars

T Tauri Stars表面磁场的测量

杨浩

华中师范大学

广州大学研究生论坛天文学分论坛

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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。
t tauri stars1
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。
slide6

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

t tauri stars2
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?
magnetic fields briefly
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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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
t eff log g v sin i
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(vsini).
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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)

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Yang, Johns-Krull & Valenti (2008) 用IRTF观测TW HyaAssociation (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);

x ray
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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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 kGBz>> 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。

summary future work
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βPic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!