磁场的测量塞曼效应谱线分裂谱线偏振.ppt

* Fudge factors. * * Field-free region is not require by our model. * Partially prohibits the production of X-ray emission on TTSs. 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 * * 磁层吸积理论预测的磁场强度： K?nigl(1991), Cameron Campbell (1993), and Shu et al.(1994). * TW Hya: rotation period P = 2.2 days accretion rate = 2 X 10-9 M?/yr radius =1.08 R? mass = 2.95 M? K?nigl(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。 * 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 * 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! * 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。 * 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) * Phoenix on Gemini South December, 2006. Spectral resolution: R ~ 50,000 * TWA 8A (M2V), B = 3.3 kG * V568 Ori (M1V), B = 1.8 kG 观测结果与Dynamo理论参数无明显相关性 * * 磁通量随恒星年龄不断减小：支持Primordial flux理论 * 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 * “NextGen” model atmospheres (Allard Hauschildt 1995) A polarized radiative t