2006 年度第 28 回 HDS ゼミ
T Tauri 型星の磁場測定の現状
秋田谷 洋 ( 国立天文台・ ELT プロジェクト室 )
March 1, 2007Contents
1. T Tauri 型星と磁場
2. 磁場測定の原理と技法
3. T Tauri 型星の磁場測定
4. まとめ
Section. 1
低質量星形成・進化の中の T Tauri 型星段階
Magnetospheric Accretion Model
■
inner disk の truncation
➔
a few x R
*■
磁場に沿った物質降着
= magnetospheric accretion
column
accretion shock
➔落下物質が中心星に衝突
➔磁極付近に accretion shocks
■
磁場を通じた中心星と円盤の
相互作用
➔質量、角運動量の交換
T Tauri 型星の星周構造、物質降着・放出、天体の進化に磁場
が大きく関与
magnetospheric accretion model が予測する磁場強度
■disk と dipole 磁場の相互作用を解析的に評価
■モデル毎の磁場強度評価式
[ 観測・推定量 ] 中心星質量 M
*、中心星半径 R
*、質量降着率 dM/dt 、自転周期 P
*+ モデル
ごとのパラメター → 磁場強度 ( 中心星赤道 )B
*(kG)
■Ko”nigl (1991)
■
Cameron & Campbell (1993)
■
Shu et al. (1994)
ε < 1 : 星の回転率 ( 内縁での回転率に対して )
β : 星の磁場と inner disk の相互作用の程度
γ≦1 : 円盤鉛直方向の share の強さ
α
x: 星の磁場と inner disk の相互作用の程度
主要パラメータへの依存性はどのモデルもぼぼ同じ
期待される磁場強度
磁場強度測定値
IR line Zeeman broadening より
ｔ TS ｓ の各種測定・推定物理量 磁場強度推定値
Bouvier et al., in PPV
T Tauri 型星における磁場への興味
■
そもそも磁場はあるのか？
■
磁場の強度は？分布は？
単純な dipole( 現在のモデルの枠組み )? 複雑な構造 ?
自転軸に対する傾きは ?
安定して存在するのか ?
降着流・スポットとの関連は ?
↓
magnetospheric accretion model の検証・修正・発展
磁場 = T Tauri 型星の物質降着・放出現象を明らかに
Section. 2
磁場測定の手法～ Zeeman 効果
E
i
=
E
0i
U
B
U
B
=−
B⋅μ
E
i=
E
0i
μ=−
∑
[
1
2
e
mc
l
i
e
mc
s
i]
=−
1
2
e
mc
L2 S
=−
1
2
e
mc
J S
l
i: orbital angular momentum of
i-th electron
s
: spin of i-th electron
■
磁場により磁気量子数に対して縮退していた準位が
分離
E
i=
E
0i
gM
Jℏ
eB
2 mc
g =1
J J 1−L L1S S 1
2 J J 1
M
J: magnetic quantum number for
B direction
(-J ～ J, 2J+1 states)
J : total angular momentum quantum number
L : total orbital angular momentum quantum
number
S : total spin
Zeeman 効果の分光特性
λ
B=0
λ
0λ
B≠0
λ
0λ
0-Δλ
λ
0+Δλ
B
//B
⊥ emission absorption(Tinbergen 1996)
=
g e B
24 m c
2=
4.67∗10
−2g BkG m
2■
Δλ∝gλ
2
g が大きい line で有利
長波長で有利
■
磁場方向により異なる偏光
視線平行 = 円偏光
視線垂直 = 直線偏光
➔偏光により磁場方向の情報
T Tauri 型星での Zeeman 効果検出の困難
■
rotational broadening 大
vsini > 10 km/s
rotational broadening
> 22mÅ@6000Å)
期待される zeeman split
～ 17mÅ(@6000Å, 1kG, g=1)
line の完全分離は困難
■
veiling (UV, IR excess
continuum) 大
大気 modeling にパラメター増加
Bouvier
et al.
(1993)
傾斜角小 (broadening 小 ) の天体、 g
eff
大
の line 、長波長 (Δλ∝λ
2
) で困難減少
実際の磁場測定の技法 (1)Zeeman Broadening
■
Zeeman Broadening
Zeeman 効果により line 幅が広がる
磁場強度 ( 絶対値 )
を反映
filling factor 、 line 強度の重み付け平均となる
F(λ)=F
B
(λ)*f +F
Q(λ)*(1-f)
➔
F
B
(λ) : 磁場領域のスペクトル
-
F
Q
(λ) :
磁場なし
(quiet)
領域のスペクトル、
f: filling factor
-
F
Q
(λ)
の精密な
modelling
、磁場、
filling factor
等をパラメターにし
て
F(λ)
を生成・
fitting
Δλ
(2) Equivalent Widht 変化
■
Equivalent Width 変化
Zeeman splitting で、 line の opacity が変わり EW が変化
➔line の波長が、 saturated core から見かけ上 opacity が上昇する
wing に移動
➔Zeeman splitting が非常に小さい場合に利用
➔非常にシビアな大気の modelling が必要
初期の成果に利用・最近は利用されていない
EW 増加
saturated core
B=0
B≠0
14
(3) 円偏光分光
■
Circular polarization
磁場の視線成分
➔σ 成分が正負逆に円偏光 ( 正負は磁場の
方向を示す )
➔π 成分なし
➔LHC, RHC を独立に抽出
可。 peak の差の
検出が容易
磁場の正負の「卓越成分」
のみ検出可
➔正負異なる微小成分をまとめて見ると、強
度は強くとも正味としてキャンセル ;
➔(eg. 太陽 : 大局的には 4G, plage で～
1.5kG 、 spots で 3.0kG)
➔整列の程度
の指標
光球吸収線以外にも適用可
強度
LHC
RHC
2Δλ
最近の成果が最も多い
Section. 3
T Tauri 型星磁場測定例
Zeeman broadening (<B>=B*f ; photopshere)
1999 - 2.1±0.3 G for BP Tau (Johns-Krull et al.1999b)
2001 - 2-3kG for Hubble4, T Tau, BP Tau, TW Hya, DK Tau, DF Tau (J-K et al. 2001) 2004 - 2.51±0.18 kG for naked TTS Hubble 4 (Johns-Krull et al. 2004)
2007 - 2.61±0.23 kG for TW Hya (Yang et al. 2007)
Equivalent width of Zeeman broadening lines (<B>=B*f )
1992 - Bf 〜 1kG for Tap35 (Basri, Marcy & Valenti (1992)
1999 - 2.35±0.15 kG for T Tau, 1.1± 0.2 kG for LkCa15 (Guenther et al. 1999)
Circular Polarized Zeeman splitting lines (B
z;photosphere or emission lines)
1981 - 3-σ upper limit for T Tau (816G) (Brown & Landstreet 1981) 1986 - 3-σ upper limit for GW Ori(1110G), CoD-34 7151(2022G)
variable B for RU Lep (484->50 G) (Jhonstone & Penston1986, 1987)
---1997 - detection of profile of circular polarization for V410 Tau (Donati et al. ---1997) 1999 - BP Tau: B=2460 kG for shock-region(HeI) / non detection for photosphere (Johns-Krull et al. 1999a)
2001 - Daily B variation for BP Tau, DK Tau, DF Tau, AA Tau (Johns-Krull et al. 2001)
2002 - 〜 150 G for T Tau (Smirrov et al. 2002)
2003 - Bz=160±40G, 14±50 G for T Tau (Smirnov et al. 2003) 2004 - Valent & Johns-Krull (2004)
2005 - (Symington et al. 2005)
2006 - photospheric 3σ(~100G) non detection for T Tau (Daou et al. 2006)
2007 - photospheric 149±33 G / HeI -1673±50 G / CaII λ8498 -276±19 G for TW Hya Yang et al. (2007)
磁
場
平
均
強
度
<
B
*
f>
磁
場
視
線
成
分
強
度
B
z
BP Tau
Zeeman Broadening を用いた光球磁場強度測定 (BP Tau)
■
光球磁場を検出 ; B*f ～ 2.6kG
BP Tau TiI 2.2233μm line
(IR line; λ
2大 , g
eff
=1.66; 大 )
IRTF CSHELL spectrometer R=36000
Johns-Krull et al. (1999b)
B=0 スペクトルの正確な
modeling
（ log g, [M/H], vsini, veiling
etc の考慮）が必要
可視スペクトル (R ～ 48000-60000)
→ 理論予想と同程度 ( ～ kG) の強い磁場
ただし整列の程度は不明
近赤外スペクトル
(R ～ 36000)
円偏光分光による磁場（視線成分）測定 (BP Tau)
■
光球全体では乱雑・ spot で整列した磁場
FeI lines (
光球
) :
非検出
HeI emission (
spot
) :
～ 2.5kG
McDonald Observatory 2.7m Harlan J.Smith Telescope + Zeeman analyser (R
～
60000)Δλ
R-L=λ
R-λ
L= 9.34x10
-7λ
2g
effB
//mÅ kG
-1Δλ
R-L= 88.2mÅ
〜 2460 G
RCP
LCP
磁場全強度・視線方向強度を合わせた議論 (TW Hya)
Yang et al. (2005, 2007)
■
TW Hya(Classical T Tauri star)
K7Ve(Li), 56±7 pc
(TW Hya association)
～ pole-on
(i ～ 16-18°); vsin(i) ～ 6km/s
■
磁場全強度 B*f 測定 (Yang+05)
NIR( ～ 2.2μm) TiI 4 lines; Zeeman Broadening
■
磁場視線強度 Bz 測定 (Yang+07)
可視 photpspheric 12 lines, HeIλ5847 、 CaIIλ8498, Hα
TW Hya 光球磁場強度測定
IRTF CSHELL spectrometer R=36000
■
TW Hya TiI 4 lines Zeeman broadening
強度分布 (0 ～ 6kG; 1kG ステップ ) も考慮
( 但し結果に劇的な差はなし )
Yang et al. (2005)
光球磁場 <B*f> = 2.71±0.28 kG
単一磁場成分では
Bf = 2.21 kG (B=3.35kG, f=0.66)
21
TW Hya 視線方向磁場測定
HeIλ5876
-1673±50 G
CaIIλ8498
-276±19 G
photosphere
～ 90±17G
HeI5876
CaII 8498
Halpha
磁場非検出
3σ < 138G
■
光球吸収線・輝線の円偏光分光
磁場視線方向
成分 B
z
TW Hya 磁場の議論 (1) photosphere
■
photosphere : B
z
=
90±17G
磁場強度 B ｆ～ 2.6 kG
(Yang+05)が全て dipole に寄与？
➔磁極が i+β=83.5° 傾いている必要あり。この場合 HeI の真の磁
場強度が 5.1 kG 必要だが強すぎる。
視線磁場成分 B
z測定値がそのまま dipole 磁場強度 ?
➔
赤道域の B ～ 260G (i=28°) → 十分な truncation radius を得る
には磁場が弱すぎる !
-
R
T
～
3R
*<< R
(co-rotation radius)= 6.3 R
*or R
innnerdisk～
13 R
*(IR
干渉計観測
)
■
磁場は dipole だが、たまたま magneto spheric
accretion model の平衡状態にない ?
TW Hya 磁場の議論 (2) emission lines
■
HeIλ5876 (B
z
=
-1673±50 G
)
accretion shock region 起源
P
rot
=2.2
d
と相関した modulation
■
CaIIλ8492 (B
z
=
-276±19 G
)
起源が不明 : accretion, wind (broad 成分 )+
chromoshperic ? (narrow 成分 ; TWHya で顕著 )
光球と逆極性・ HeI と同極性・強度 HeI の 16%
➔CaII の一部 ( 最大 16% 程度 ) は HeI と同じ局所的な
shock region 起源＝揃った強い磁場
➔残りは広がった chromosphere 起源 = 強いが乱雑な
磁場
-1.7kG
HeI +
CaII
(<16%)
0.09G
photosheric
lines
CaII
( 残り )
磁場の自転による modulation ～非軸対象な磁場構造
■
自転による spot (HeI line) 磁場 Bz の modulation を検出
回転軸に対して傾いた磁場
Johns-Krull et al. 2001,
ASP Conf. Ser. Vol.223,
521
Bouvier et al. PPV
P
rotDF Tau 8.5
dDK Tau 8.4
dBP Tau 7.6
d磁場平均強度と視線成分強度測定の比較
天体
光球
光球
その他
BP Tau
非検出
2.6kG
0.1kG
Hubble 4(NTTS)
2.5kG
Tap35(NTTS)
1kG
V410 Tau (WTTS)
detection
T Tau
DK Tau
DF Tau
2.3kG
AA Tau
磁場平均強度
<B*f>
(Zeeman Broadening)
磁場視線成分強度
Bz
(円偏光分光)
2.1 kG
2.4kG (HeI; modulation)
TW Hya
1.7kG(HeI), 0.3kG(CaII),
zero(Hα)
RU Lup
0.5→ < 0.1 kG
2.4 kG
0.2kG -> 非検出
2.7 kG
～0-1kG (HeI; modulation)
～0-1kG (HeI; modulation)
～1-3kG (HeI; modulation)
～ 2 kG
< a few x 0.1 kG
HeI (spot) ～ 2kG
●
光球磁場は、強い (B*f 大 ) が揃っていない (Bz 小 )
●
局所的な spot で強く整列した磁場
Section. 4
まとめ (1) 磁場の有無から強度の定量化・ topology へ
■
T Tauri 型星の磁場測定は最近 10 年で大きく進展
1980s : 磁場の有無の議論
1990s 後半～ :
➔強度 : 磁場平均強度検出 ( 赤外高分散分光 )
➔分布 : 光球・スポットごと (= スペクトル線種ごと ) の磁場視線成
分強度（高分散円偏光分光）
➔磁場の時間変化 ( 自転に伴う変化、長期安定性 )
■
磁場強度の定量化、磁場分布の議論が可能となった
まとめ (2) dipole から complex geometry field へ
■
T Tauri 型星には強い磁場が存在・分布は複雑
光球磁場 : 強度は強い (a few kG) 大局的 dipole 磁場は
微弱 ( ～ 0.1 kG) 。
スポットでは強く整列した磁場 (a few kG) が存在
磁場は自転軸から傾いている場合も多い。
■
従来の単純な dipole 理論からの発展が必要
dipole 理論と観測の矛盾
spot( ～ a few %) aligned B ～ 2kG photosphere misaligned |B| ～ 2kG global dipole < ～ 0.1kG(comments: model の現状 )
■
現在のモデル計算は dipole が基本
■
複雑な磁場への発展が期待される
Romanova et al. (2002)Romanova et al.(2004a)
Θ=15°
funnel : ρ=0.2( 青 )-2.0( 赤 )
corona: ρ ＝ 0.01-0.02
dipole ・軸対象
dipole ・傾いた磁軸
今後の展開
■
磁場の幾何の解明
多様なスペクトル線種ごとの磁場測定
磁場分布・磁場に応じた大気構造変化を考慮した磁場入り大
気モデル
■
複雑な磁場を考慮した magnetospheric accretion model の確立
