Результаты измерений магнитного поля RW Aur – звезды типа Т Тельца С.А.Ламзин, А.В.Додин ГАИШ МГУ Магнитоплазменные процессы в релятивистской астрофизике Таруса, 2012 г

T TAURI VARIABLE STARS Alfred H. Joy Mount Wilson Observatory Received June 9, 1945 ABSTRACT Eleven irregular variable stars have been observed whose physical characteristics seem much alike and yet are suf- ficiently different from other known classes of variables to warrant the recognition of a new type of variable stars whose prototype is T Tauri. The distinctive characteristics are: (1) irregular light-variations of about 3 mag., (2) spec- tral type F5-G5 with emission lines resembling the solar chromosphere, (3) low luminosity, and (4) association with dark or bright nebulosity. The stars included are RW Aur, UY Aur, R CrA, S CrA, RU Lup, R Mon, T Tau, RY Tau, UX Tau, UZ Tau, and XZ Tau, They are situated in or near the Milky Way dark clouds in the direction either of the center or of the anticenter of the galaxy. W Hα - характеристика активности TTS: W Hα < 5-10 Ǻ WTTS W Hα > Ǻ CTTS Возраст

По-видимому, все TTSs имеют газо-пылевые (протопланетные) диски Классические TTSs (CTTSs) – это TTSs с аккреционными дисками CTTSs имеют глобальное магнитное поле с напряженностью (Johns-Krull, 2007) ~ 1-3 кГс (Johns-Krull, 2007) (Romanova et al., 2003) θ=30 o

RW Aur Протопланетные диски RW Aur A и B (Cabrit et al., 2006) (Petrov et al., 2001) RW Aur A: Все наши результаты относятся к RW Aur A

Наблюдения ОЗСП-спектрограф БТА с поляриметром, матрица 1x1 K (Чунтонов, 2004) Экспозиция ~ 20 min S/N: 300 – 800 Звезды сравнения: 53 Cam – магнитный стандарт HD33256 – гигант с нулевым полем Невозможно выполнить магнитное картирование !

Примеры спектров RW Aur в районе линий HeI-NaI (верхняя панель) и [OI] 6300 (нижняя панель)

Узкие и широкие компоненты линии He I 5876 Å - Узкий компонент - газ за фронтом УВ - широкий компонент (не ясно, где формируется ) + абсорбция в красном крыле (газ перед фронтом УВ)

Разбиение профиля на две компоненты реально: 2) Узкие компоненты линий меняются с периодом 2.77 суток, а широкие – с периодом примерно вдвое больше ( Petrov et al., 2003) 1) Изменения потока в двух компонентах не коррелированы

Зависимость эквивалентной ширины красного абсорбционного крыла линии He I 5876 от величины B || Вывод: поле положительно, когда EW < 0.1 A

Интерпретация Судя по литературе (свыше 100 спектров), EW < 0.1 Å наблюдается примерно в 1/6 случаев. По-видимому, это значит, что у RW Aur A аккреционное пятно с B >0 видно в течении ~ 1/6 периода вращения. P/6 θ=30 o

Где формируются «широкие» компоненты эмиссионных линий ? Судя по профилям, линии Fe II и широкий компонент линии He I 5876 формируются в одной области. По 4 спектрам мы нашли, что верхний предел B || по линиям Fe II (на уровне 3σ) – 300 Гс

Скорей всего, широкие компоненты линий формируются вблизи внешней границы магнитосферы

B,kG JD 2445…He I 5876Na I D ± ± ± ± 0.08 Магнитное поле в ветре RW Aur A Мы обнаружили магнитное поле в линиях Na I D (в 2 из 11 спектрах) Неожиданно большое поле в ветре, который, как полагают, формируется на расстоянии ~ 2-3 R * ! При этом в широких компонентах линий поле много меньше! В линиях [O I] 6300 (джет) поле не найдено

Широкие компоненты эмиссионных линий формируются вблизи внешней границы магнитосферы. вблизи внешней границы магнитосферы. R * 2-3 R *

Фазовая кривая изменения величины Bz (кГс) для P = сут. Треугольники - измерения, относящиеся к линии HeI 5876, а кружки –– к линиям дублета Na D а кружки –– к линиям дублета Na D. Поле в ветре наблюдается в определенном интервале фаз?

Выводы Мы обнаружили, что у RW Aur A поле в области аккреции меняется от -1.5 до +1.1 кГс Мы обнаружили, что у RW Aur A поле в области аккреции меняется от -1.5 до +1.1 кГс Модель 2-х пятен: пятно с B < 0 лежит в верхнем Модель 2-х пятен: пятно с B < 0 лежит в верхнем полушарии, а с B > 0 в верхнем. По долготе пятна отстоят примерно на 180 ° полушарии, а с B > 0 в верхнем. По долготе пятна отстоят примерно на 180 ° Обнаружено, что поле в области формирования широких компонентах эмиссионных линий существенно меньше, чем в пятнах Обнаружено, что поле в области формирования широких компонентах эмиссионных линий существенно меньше, чем в пятнах Впервые обнаружено поле ~1 кГс в холодном ветре. Разгон вещества до скорости ~ V jet происходит в области сильного поля, т.е. вблизи звезды. Впервые обнаружено поле ~1 кГс в холодном ветре. Разгон вещества до скорости ~ V jet происходит в области сильного поля, т.е. вблизи звезды.

Методом магнитной томографии обнаружено, что топология поля существенно отличается от дипольной (Donati & Landstreet, 2009; Gregory et al., 2010) (Donati & Landstreet, 2009; Gregory et al., 2010) V2129 Oph BP Tau