ВВЕДЕНИЕ
Звезды типа Т Тельца (TTS) — это молодые (t < 107 лет) звезды малой массы (M < 2MQ), которые находятся на стадии гравитационного сжатия к главной последовательности. Магнитное поле молодых звезд не только определяет характер активности TTS, но и играет основополагающую роль в эволюции углового момента звезды, поэтому вопрос о величине и топологии магнитного поля является одним из основных в физике молодых звезд. На данный момент напряженность магнитного поля известна лишь у небольшого числа TTS, что связано с трудностью измерения поля у этих объектов.
BP Tau относится к так называемым классическим звездам Т Тельца (CTTS), активность которых обусловлена аккрецией вещества (прото-планетного) диска. Используя тот факт, что магнитное поле меняет эквивалентные ширины линий в зависимости от величины Ланде-фактора, Джонс-Крулл и др. (2001) нашли, что усредненная по поверхности напряженность магнитного поля BP Tau составляет B = 2.6 ± 0.3 кГс. С другой стороны, из спектрополяриметрических наблюдений эмиссионной линии HeI 5876 Джонс-Крулл и др. (1999) получили для продольной, т.е. направленной вдоль луча зрения компоненты магнитного поля значение Вц ~ 2.5 ± 0.1 кГс, тогда как по абсорбционным линиям получается Вц < 0.2 кГс. Этот факт можно объяснить, если предположить, что эмиссия в линии гелия формируется в аккреционном потоке вдоль узкого пучка силовых линий магнитного поля, тогда как на уровне фотосферы имеются поля с противоположной ориентацией вектора В\\. Наблюдения Валенти и др. (2003) показали, что величина Вц, измеренная по линии гелия, является переменной на масштабах порядка нескольких дней, что, по мнению авторов, обусловлено вращательной модуляцией.
В данной работе сообщается о новых результатах измерения магнитного поля BP Tau спек-трополяриметрическим методом. Метод основан на том, что при зеемановском расщеплении так называемые ^-компоненты линии поляризованы по кругу, причем компоненты с противоположной поляризацией располагаются по разные стороны от центральной длины волны А0. Если магнитное поле в области формирования линии имеет продольную компоненту магнитного поля Вц, то при наблюдении в право- и левополяризованном свете линии окажутся смещенными относительно друг друга на величину (Бэбкок, 1958):
(1)
AXri ~ 9.3 х 10"10g\lB\\ мА,
Это соотношение позволяет находить усредненную по области формирования линии продольную компоненту магнитного поля, измеряя величину AAri по двум спектрам, полученным в право- и левополяризованном свете.
НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА РЕЗУЛЬТАТОВ
Наблюдения проводились 11, 12, 14 и 16 сентября 2000 г., а также 26 и 27 октября 2001 г. на 6-м телескопе САО РАН со спектрографом ОЗСП (Панчук, 2001), оснащенном анализатором круговой поляризации (Чунтонов, 1997). Ширина щели спектрографа 0'.'5 обеспечивала спектральное разрешение R ~ 15 000 в диапазоне 5540—5900 A.
Измерение магнитного поля проводилось по сильной эмиссионной линии HeI 5876 (именно этим объясняется выбор спектрального интервала). К сожалению, BP Tau является достаточно слабым объектом, и измерение ее магнитного поля по абсорбционным линиям (при данной аппаратной конфигурации) требует значительно больше наблюдательного времени.
Для учета систематических инструментальных ошибок наблюдения были организованы по следующей схеме. Между экспозициями фазовый компенсатор вращался таким образом, что право- и левополяризованные спектры менялись
на ПЗС-матрице местами. Пусть АА^^ — разница положений некоторой линии в спектрах с разной поляризацией, измеренная при исходном
(2)
положении фазового компенсатора, а ААН — аналогичная величина, полученная после поворота компенсатора. Тогда величина
AAÍ? - AK¡
(1)
AA
rl
(2)
где g —Ланде-фактор рассматриваемой линии. Длина волны в (1) выражена в А, а Вц — в Гс.
будет свободна от систематических ошибок, главной из которых является наклон щели спектрографа. Таким образом, измерение смещения линий, необходимое для вычисления Вц по формуле (2), требует двух экспозиций звезды.
В табл. 1 приведены основные сведения о наших наблюдениях: дата, количество наблюдавшихся пар спектров n, общее время наблюдений звезды te в минутах, а также среднее отношение сигнал/шум (S/N) на пиксел.
Обработка спектров выполнялась стандартными процедурами пакета MIDAS, а измерение магнитного поля — с помощью программ, разработанных авторами. Для измерения разницы положений линий в спектрах с противоположной поляризацией и оценки ошибок измерений мы применяли метод кросс-коррелляции в варианте, подробно
3000
^ 2000
oq
1000
11/12.09.2000
12/13.09.2000 14/15.09.2000 16/17.09.2000-
2500 ± 430 1600 _I_I_
1700±310 1600± _I_I_
410
ОБСУЖДЕНИЕ
Измеренные нами значения продольной компоненты магнитного поля BP Tau в области формирования линии HeI 5876 близки к результатам аналогичных измерений Джонс-Крулла и др. (1999),
Таблица 1. Информация о наблюдениях
Дата n te S/N
11.09.2000 2 80 80
12.09.2000 1 40 70
14.09.2000 2 80 80
16.09.2000 3 120 75
26.10.2001 6 240 100
27.10.2001 6 240 100
1400
4 1000
oq
600
-1-г
26/27.10.2001
1000 ± 70
27/28.10.2001
1040 ± 75
_|_I_I_I_I_I_L
0 1 2 3 4 5 Относительная дата
Рис. 1. Результаты измерения магнитного поля BP Tau в 2000 г. Точки — измеренные значения B\\, вертикальные штрихи — ошибка индивидуального измерения. Указаны средняя величина Вци ошибка среднего для каждой ночи.
описанном, например, в работе Джонстоуна и Пен-стона (1986).
Результаты измерений представлены на рис. 1 и 2, а также в табл. 2, в колонках которой приведены следующие величины: ДА^ — смещение профиля линии гелия в спектрах с разной поляризацией, аА\ — ошибка измерения ДАг1, Бц — продольная компонента поля, вычисленная по формуле (1), ав — ошибка измерения Вц, Вц — усредненная за ночь с весами 1/аВ величина Вц, авц — ошибка среднего.
Примечание. ав — ошибка измерения В\\, В\\ — усредненная за ночь с весами 1/аВ величина В\\, ав,, — ошибка среднего.
0 1
Относительная дата
Рис. 2. То же, что и на рис. 1, но для наблюдений 2001 г.
Валенти и др. (2003), Симингтона и др. (2005), которые мы собрали в табл. 3. В этой таблице приведены средние значения B\\ для каждой ночи, ошибки измерений и ссылки на источник данных, в качестве которых мы использовали год публикации вышеперечисленных работ. Приведенные в таблице данные Симингтона и др. (2005) использовали для оценки параметров магнитного поля BP Tau, полагая, что линия HeI 5876 формируется вблизи магнитного полюса звезды в струе газа, которая падает на звезду практически вдоль оси магнитного диполя. В этом случае наблюдаемая величина продольной компоненты магнитного поля Вц связана с напряженностью магнитного поля на полюсе диполя Bp соотношением
Вц = Bp(cos i cos ß + sini sin ß cos Ф). (3)
Здесь i — угол между лучом зрения и осью вращения звезды, ß — угол между магнитной осью и осью вращения, а ф — фаза вращения звезды на момент наблюдения, т.е. угол между магнитной осью и плоскостью, образованной осью вращения звезды и лучом зрения, направленным на центр звезды. Сравнивая ожидаемые величины Вц с наблюдаемыми, авторы получили следующие значения: Bp ~ ~ 3 кГс, ß ~ 40° — подробности см. в работе Симингтона и др. (2005).
Для сопоставления теории с наблюдениями Симингтона и др. (2005) применяли тест Колмогорова-Смирнова, в котором в явном виде не учитываются ошибки индивидуальных измерений. Имеет смысл проверить, насколько полученный результат зависит от метода статистического анализа наблюдательных данных и оценить достоверность того, что наблюдения описываются соотношением (3). С этой целью мы в рамках той же гипотезы о геометрии области, в которой формируется линия HeI 5876, оценили величины Bp и ß с помощью статистики х2. Для анализа
использовались как наши данные, так и данные из табл. 3. Вначале мы, как и Симингтон и др. (2005), приняли, что угол наклона оси вращения ВР Таи к лучу зрения г = 50°, а период осевого вращения звезды Рг ~ 7.6 сут.
Задав величины Вр, в и свертывая временные промежутки между моментами наблюдений с периодом вращения Рг, из выражения (3) можно получить ожидаемый ряд величин Вц и сравнить его с наблюдаемым. При этом необходимо иметь в виду следущее. Точность, с которой известен период вращения (~0.1 сут), обеспечивает ошибку определения фазы вращения ~1%/сут. В нашем случае для ночей внутри наблюдательного сета (под сетом мы подразумеваем идущие подряд наблюдательные ночи) указанная точность вполне приемлема. Но промежутки времени между сетами могут достигать года и более (см. табл. 3), так что определить фазу вращения, приходящуюся на начало каждого сета, невозможно.
Поэтому, следуя работе Симингтона и др. (2005), мы полагали фазу вращения, приходящуюся на первую ночь каждого из наблюдательных сетов, равной некоему случайному числу. Перебирая множество таких случайных чисел (т.е. методом Монте-Карло), мы искали минимум величины
м ВО» - Вса1)2
Таблица 2.
BP Tau
Результаты измерений величины Впдля
X
1
^ 1
£
fc=i
(4)
Здесь В01-® — величины Вц, полученные из наблюдений, Вса1 — значения Вц, вычисленные по формуле (3) и приходящиеся на ту же фазу вращения, что и ВоЬя, Gk — ошибка измерения k-го наблюдения, N — общее число наблюдений (в нашем случае N = 17). Повторяя эту процедуру для различных Вр и в, мы получили набор величин х2, который позволяет судить о том, какие значения Вр и в более вероятны, чем другие1.
Оказалось, что зависимость х2(Вр,в) достигает минимального значения ~ 5 при Вр ~ 2.7 кГс и в ^ 25°, что не сильно отличается от величин, полученных Симингтоном и др. (2005). Однако, согласно критерию Пирсона, при таком значении х2 вероятность принятия гипотезы о соответствии наблюдаемых и теоретических данных ^1% (Худсон,
'Тем самым для каждой пары значений Bp, в мы как бы перемещали совокупность точек сета как целого вдоль теоретической кривой (3), добиваясь наименьшего разброса. В тех случаях, когда сет состоит из одной точки, эта точка оказывалась на теоретической кривой, если Вц лежит внутри интервала [В1, В2] , где В1 = Bp cos (в — i), В2 = Bp cos (в + i),
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.