ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2004, том 30, № 7, с. 506-510
УДК 524.338.5
О ВОЗМОЖНОЙ ПЕРЕМЕННОСТИ МАГНИТНОГО ПОЛЯ T Tau
© 2004 г. Д. А. Смирнов1*, С. А. Ламзин1**, С. Н. Фабрика2, Г. А. Чунтонов2
1Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, Москва 2Специальная астрофизическая обсерватория, пос. Нижний Архыз Поступила в редакцию 10.12.2003 г.
С помощью Основного звездного спектрографа 6-м телескопа САО, оснащенного поляриметрическим анализатором, 16, 18 января и 15 февраля 2003 г. измерялась величина продольной компоненты Вц магнитного поля звезд типа Т Тельца T Tau и AS 507. Для обеих звезд по фотосферным линиям были получены лишь верхние пределы Вц: +15 ± 30 Гс для T Tau и —70 ± 90 Гс для AS 507. Магнитное поле AS 507 ранее не измерялось, а для T Tau величина Вцменьше значений, полученных нами в 1996 и 2002 гг. (В|| ~ 150 ± 50 Гс), что позволяет говорить о переменности продольной компоненты магнитного поля в фотосфере T Tau. У T Tau была также измерена продольная компонента магнитного поля в области формирования эмиссионной линии HeI 5876 A. Найдено, что в этой области величина В|| 16, 18 января и 15 февраля 2003 г. составляла ~ +650, ~ +350 и ~ +1100 Гс соответственно. Наблюдения 18 января и 15 февраля соответствуют практически одной и той же фазе вращательного периода звезды, но профили линии HeI 5876 Aв эти две ночи заметно отличаются, поэтому мы считаем, что трехкратное отличие величины Вцв эти ночи не обусловлено ошибками наблюдений. Обсуждаются возможные причины переменности величины Вц в фотосфере и магнитосфере T Tau.
Ключевые слова: звезды — переменные и пекулярные, T Tau, AS 507, звезды Т Тельца, магнитное поле, дисковая аккреция.
POSSIBLE VARIABILITY OF THE MAGNETIC FIELD OF T Tau, by D. A. Smirnov, S. A. Lamzin, S. N. Fabrika, and G. A. Chuntonov. Using the Main Stellar Spectrograph of the 6-m Special Astrophysical Observatory telescope equipped with a polametric analyzer, we measured the longitudinal magnetic field component B|| for the T Tauri stars T Tau and AS 507 on January 16 and 18 and February 15, 2003. For both stars, we determined only upper limits on B|| from photospheric lines: +15 ± 30 G for T Tau and —70 ± 90 G for AS 507. The magnetic field of AS 507 was not measured previously, while Вц for T Tau is lower than its values that we obtained in 1996 and 2002 ((Вц ~ 150 ± 50 G), suggesting that the longitudinal magnetic field component in the photosphere of T Tau is variable. We also measured the longitudinal magnetic field component for T Tau in the formation region of the HeI 5876 A emission line. We found В|| in this region to be ~ +650, ~ +350, and ~ +1100 G on January 16, 18, and February 15, 2003, respectively. Our observations on January 18 and February 15 correspond to virtually the same phase of the star's rotation period, but the profiles of the HeI 5876 A line differ markedly on these two nights. Therefore, we believe that the threefold difference between the В| |values on these nights does not result from observational errors. We discuss the possible causes of the В| | variability in the photosphere and the magnetosphere of T Tau.
Key words: stars — variable and peculiar, T Tau, AS 507, T Tauri stars, magnetic field, disk accretion.
ВВЕДЕНИЕ
Звезды типа Т Тельца (TTS) — это молодые (Ь < 107 лет) звезды малой массы (М < 2М0), которые находятся на стадии гравитационного сжа-
Электронный адрес: danila@sai.msu.ru Электронный адрес: lamzin@sai.msu.ru
тия к главной последовательности. T Tau относится к так называемым классическим звездам Т Тельца (CTTS), активность которых обусловлена аккрецией вещества (протопланетного) диска, а AS 507 — скорей всего, к звездам Т Тельца со слабыми линиями (WTTS), у которых переменность в линиях и континууме обусловлена активностью солнечного типа (Хербиг, Белл, 1988; Берту, 1998).
О ВОЗМОЖНОЙ ПЕРЕМЕННОСТИ
507
Как у CTTS, так и у WTTS магнитное поле не только определяет характер активности, 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 величина магнитного поля известна менее чем у десятка TTS, что связано с трудностью измерения поля у этих объектов.
Используя тот факт, что магнитное поле меняет эквивалентные ширины линий в зависимости от величины фактора Ланде, Гюнтер и др. (1999), а также Джонс-Крулл и др. (2001) нашли, в частности, что усредненная по поверхности напряженность магнитного поля T Tau Bs > 2 кГс. С другой стороны, Смирнов и др. (2003) нашли, что значение продольной компоненты магнитного поля Вц на поверхности T Tau в 1996 и 2002 гг. составляло ~ +150 ± 50 Гс, т.е. на порядок меньше величины Bs. Причиной столь сильного расхождения могло быть как существенное отличие поля звезды от дипольного, так и сильный наклон оси магнитного диполя к лучу зрения. Чтобы выяснить, какое из объяснений является правильным, зимой 2003 г. мы еще раз провели измерения величины Вц для T Tau, о результатах которых сообщается в данной работе. Кроме того, мы измерили среднее значение В\\ для AS 507.
Метод измерения магнитного поля, применяемый в данной работе, как и в работе Смирнова и др. (2003), основан на том, что при зееманов-ском расщеплении так называемой ^-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, т.е. направленную вдоль луча зрения, компоненту магнитного поля В||, то при наблюдении в право- и левополяризованном свете линии окажутся смещенными относительно друг друга на величину (Бэбкок, 1958):
AArl ~ 9.3 х 10"10дАВ м^, (1)
где д — фактор Ланде рассматриваемой линии. Длина волны в (1) выражена в A, а Вц — в Гс. Это соотношение позволяет измерять среднюю продольную компоненту магнитного поля в области формирования линии, измеряя величину AArl по двум спектрам, полученным в право- и левополя-ризованном свете.
НАБЛЮДЕНИЯ И МЕТОДИКА ИХ ОБРАБОТКИ
Изучаемые спектры T Tau и AS 507 были получены 16, 18 января и 15 февраля 2003 г. на 6-м
Таблица 1. Наблюдения
Объект V п te S/N
б Tau 4.9 4 8 400
Т Tau 10.0 12 580 150
AS 507 10.3 2 80 150
HD 30466 7.3 1 24 200
телескопе САО со спектрографом ОЗСП (Панчук, 2001), оснащенном анализатором круговой поляризации (Чунтонов, 1997). Спектры в диапазоне 5700—6000 A фиксировались на ПЗС-приемнике размером 2K х 2K. Ширина щели спектрографа 0.5 обеспечивала спектральное разрешение R ~ 15000. Величина обратной дисперсии составляла 0.17 A/пиксел. Погодные условия в ночь наблюдений были устойчивыми, причем размер изображений большую часть времени не превышал 1.5.
Обработка спектров выполнялась с помощью пакета программ MIDAS. Для измерения разницы положений линий в спектрах с противоположной поляризацией использовался метод кросс-корреляции, который позволяет измерять смещение линии как целого и мало чувствителен к ошибкам проведения континуума.
Кроме T Tau и AS 507 мы наблюдали также магнитную звезду HD 30466 и гигант е Tau, который использовался, как стандарт нулевого поля (см. ниже). В табл. 1 приведены основные сведения о наших наблюдениях: видимая звездная величина объекта V, количество наблюдавшихся пар спектров n, общее время наблюдений звезды te в минутах, а также отношение сигнал/шум S/N на пиксел для каждого из полученных спектров.
При отождествлении линий в спектрах T Tau и AS 507 мы использовали информацию об их относительной интенсивности, полученную из базы данных VALD (Купка и др., 1999), полагая для T Tau Teff = 5250 K, lgg = 3.73 (Уайт, Гец, 2001), а для AS 507 - Teff = 5000 K и lg g = 4.0 (Хербиг, 1977; Пэджет, 1996).
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 AA(1) — разница положений некоторой линии в спектрах с разной поляризацией, измеренная при исходном
(2)
положении фазового компенсатора, а ДА(' — аналогичная величина, полученная после поворота
508
СМИРНОВ и др.
Таблица 2. Результаты наблюдений
фактор Ланде
Дата, 2003 г. Объект -Вц, Гс
Фотосфера Hei
16.01 Т Tau + 10 + 45 +640, +720
AS 507 -70 ± 85
18.01 Т Tau -40 ± 50 +390, +320
б Tau +7+11
15.02 Т Tau +75 ± 50 + 1090,+1200
б Tau -3 + 12
компенсатора. Тогда величина ДАп
ДА'2' - ДА<"
20-
10-
0
-1000 15
-500
500
1000
0
B, Гс
1000
Рис. 1. Гистограмма, показывающая количество линий N, по которым получается то или иное значение Бц в интервале ±100 Гс для T Tau (a) и для AS 507 (б). Для каждой звезды проведена аппроксимирующая гистограмму гауссиана.
geff =
ii9i
т,
будет свободна от систематических ошибок, главная из которых связана с наклоном щели спектрографа. Аналогичная величина вычислялась для всех пригодных для измерения линий. Таким образом, измерение смещения линий, необходимое для вычисления Бц по формуле (1), требует двух экспозиций звезды.
В тех случаях, когда абсорбционная деталь представляла собой бленду сравнимых по интенсивности линий, мы использовали эффективный
40 30
т.е. средневзвешенный по центральным глубинам di компонент бленды, величины которых были взяты из базы данных VALD.
РЕЗУЛЬТАТЫ
Для тестирования используемой процедуры измерения магнитного поля мы наблюдали магнитную звезду HD 30466. Бэбкок (1958) нашел для нее Бц = +2320 ± 340 и Б\\ = +1890 ± 130 Гс по двум независимым наблюдениям, а Смирнов и др. (2003) получили Бц ~ 2.0 кГс, оценив поле по единственной линии CrI 6661 A. По наблюдениям 2003 г. для HD 30466 мы получили Бц ~ 2.1 кГс, использовав
для оценки поля линию CrI 5710 A.
Результаты измерения магнитного поля по абсорбционным линиям T Tau и AS 507 для каждой из трех ночей представлены в третьем столбце табл. 2. Абсорбционные линии образуются в фотосфере этих звезд, следовательно, измеренные значения Бц относятся к
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.