年轻恒星的磁场

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1、1年轻恒星的磁场MagneticFieldsofYoungStars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.ChristopherJohs-Krull(RiceUniversity),Dr.JeffValenti(SpaceTelescopeScienceInstitute).小质量年轻恒星(TTauristars)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

2、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4TTauriStars(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ClassicalTTauristars(CTTSs)Weak-linedorNakedTTauristars(WTTSsorNTTSs)6CTTSWTTS7DisksAroundYoungStarsCommonlyObserved8磁

3、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。‘Disklocking’–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。9MagneticFieldsofVariousScalesGalacticmagneticfield0.00001GaussSolarWind0.00005GaussInterstellarmolecularcloud0.001GaussEarth'sfie

4、ldatgroundlevel0.5GaussSolarsurfacefield1-5GaussJupitermagneticfield10GaussToyrefrigeratormagnet50GaussMassivestartypicalfield(presupernova)100GaussSunspotfield1000GaussMagneticStarssuchasBD+54284612,000GaussWhiteDwarfstarsurfaces1,000,000GaussNeutro

5、nstarsurfacefield1,000,000,000,000GaussMagnetarfield1,000,000,000,000,000Gauss10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1213磁场测量方法:模拟红外Kband的TiI谱线轮廓。在模拟TiI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,logg,[M/H],andvsini.2

6、.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TiI谱线轮廓。(无拟合!)我们再通过模拟TiI谱线中的excesswidth为塞曼效应致宽(Zeemanbroadening),从而得到磁场的强度。TWHydrae的磁场测量(Yang,Johns-Krull&Valenti,ApJ,2005)15TWHydrae的测量TWHya:离地球最近的CTTS。~56pc.光谱型：K7V具有典型的CTTS光谱性质:strongandvariableBalmerlines;IRexces

7、s.年龄估算在~10Myr,但还在吸积(~2X10-9Mסּ/yr).射电和亚毫米波观测显示：Almostface-ondisklessrotationbroadeninginthelineprofiles.16ObservationsofTWHyaOpticalSpectraObtainedwiththe2.1mOttoStruvetelescopeatMcDonaldObservatory.Wavelengthrange5803–7376Å.Resolution:R=λ/δλ=56,000.

8、InfraredSpectraObtainedatNASAInfraredTelescopeFacility(IRTF)(3m)withCSHELLspectrometer.R~36,20017光学波段光谱及拟合获得Teff,logg,[M/H],andvsini18TheCOlinesofTWHya:用光学数据拟合而来的Teff,logg,[M/H],andvsini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oscillatorstrength。1920TheTiI