T Tauri型星的多波段测光研究

邢丽峰，宋增月，张晓冬

(郑州轻工业学院技术 物理系，河南 郑州450002)

1 引言

T Tauri型星是年轻的(≤108 yr)、低质量的(M≤2M⊙)、晚光谱型(典型的光谱型为G0 或晚于G0)的主序前星.T Tauri型星是正处在引力收缩阶段的年轻原型恒星，T Tauri型星通常又被分为两种类型，即经典的T Tauri型星和弱发射线T Tauri型星.前者与环恒星的吸积盘相伴，并且中心的恒星还正在从吸积盘中以大约10-7M⊙yr-1的速率吸积物质.而后者的吸积盘已经部分或者全部消失.

到目前为止，对恒星形成区或年轻星团的测光观测已经获得了不少的弱发射线T Tauri 型星的自转周期(例如:Bouvier et al.[1]，[2][3];Grankin et al.[4];Prosser et al.[5]; Shevchenko et al.[6]; Herbest et al.[7]; Lawson et al.[8]等).但是，既使是对后T Tauri型星(Post-TTS) 的测光观测，观测得到的自转周期小于一天的年轻主序前星也很少.也就是说，已有观测得到自转周期与零龄主序星(Pleiades)自转周期非常接近的年轻主序前星非常的少.

为了填补自转周期测量中弱发射线T Tauri型星或后(Post-)T Tauri型星和零龄主序星之间的自转周期测量空白区间.我们选取了11颗强X-ray源所对应的光学对应体，并且已经经光学光谱证认为弱发射线T Tauri型星作为样本，进行了测光观测.

2 测光观测和数据处理

从2010年1月开始对所选的11颗X-ray源所对应的光学对应体，并且已经经光学光谱证认为弱发射线T Tauri型星，应用中国科学院国家天文台80厘米望远镜进行了BVR三波段的测光观测.

观测资料全部利用IRAF (the Image Reductions and Analysis Facility) 天文图像处理与分析软件包完成.所有星场图像首先经过了减BIAS 和除平场处理.由于所用CCD的型号为PI1300B，属于液氮制冷，所用期间温度保持在零下120℃，DARK非常的小，没有对图像进行减DARK处理.对恒星较多、较密的星场图像使用DAOPHOT 测光软件包进行恒星测光，对恒星较少、较稀疏的星场图像采用APPHOT测光软件包对恒星进行测光.

随后应用由Lafer & Kinman[9]提出，由Stellingwerf[10]改进的PDM (the Phase Dispersion Minimization) 和Lenz & Breger[11]的PERIOD04 (the Fourier analysis method of the computer program with single-frequency techniques) 两种方法，对测光得到的6颗弱发射线T Tauri型星的较差星等随时间的变化做了数据分析，得到了6颗弱发射线T Tauri型星的光变周期，6颗弱发射线T Tauri型星的光变曲线画在了图1中， 这些星的光变周期也列在光变周期拟合出的图中.

3 讨论

获得光变周期的6颗弱发射线T Tauri型星中的TAP 57NW被Grankin[11]测得(TAP 57NW 的光变周期为9.34天).把我们的结果与前者相比较，两者基本一致(相差约2%).

为了证实年轻类太阳型星的光变幅度是否与其光变周期相关，把得到了光变周期的6颗弱发射线T Tauri型星，及后(Post-)T Tauri型星(Bouvieret al[2]) 和一些零龄主序星( Messina[12]) 的光变幅度和周期的关系图画在了图2中.

图1 6颗弱发射线T Tauri型星的光变曲线

由图可以发现，至少对我们的样本来说，由黑子(或黑子群)引起的光变幅度与恒星自转周期是没有明显的相关性的.

图2 光变幅度和周期的关系

画出的恒星自转周期和Hα线的等值宽度关系图表明(见图3)，对弱发射线T Tauri型星和后(Post-)T Tauri型星，自转周期和Hα线的等值宽度之间也没有明显的相关性.

图3 自转周期和Hα的等值宽度关系

4 结论

对这11颗弱发射线T Tauri型星的观测，得到了6颗弱发射线T Tauri型星的光变周期，其中3颗弱发射线T Tauri型星的光变周期或者说自转周期短于1天，这些周期已经非常接近零龄主序星的自转周期.一方面我们的观测增大了已知周期的弱发射线T Tauri型星的样本；另一方面，也进一步证明了主序前星向零龄主序星演化过程中其自转周期逐渐变短.与此同时又进一步证明，金牛-御夫(Taurus-Auriga) 恒星形成区星云中心的恒星明显的较外侧的恒星更为年轻(Cohen & Kuhi[13]).

参考文献：

[1]Bouvier,J.,Cabrit,S.,Fernandez,M.,等.Coyotes I:the Photometric Variability and Rotational Evolution of T-Tauri Stars[J].A&A,1993(272): 176-206.

[2]Bouvier,J.,Wichmann,R.,Grankin,K.N.,等.COYOTES IV:the rotational periods of low-mass Post-T Tauri stars in Taurus[J].A&A,1997(318):495-505.

[3]Bouvier,J.,Covino,E.,Kovo,O.,等.COYOTES II:SPOT properties and the origin of photometric period variations in T Tauri stars[J].A&A,1995(299):89-107.

[4]Grankin,K.N.,Ibragimov,M.A.,Kondrat'ev,V.B.,等.Photometric study of the properties of SPOT rotational modulation in weak line T Tauri stars[J].AZh,1995(72):894-904.

[5]Prosser,C.F.,Shetrone,M.D.,Dasgupta,A.,等.Rotation periods of open-cluster stars,3[J].PASP,1995(107):211-218.

[6]Shevchenko,V.S.，Herbst,H.The Search for Rotational Modulation of T Tauri Stars in the Ophiuchus Dark Clouds[J].AJ,1998(116):14911431.

[7]Herbst,W.,Rhode,K.L.,Hillenbrand,L.A.,等.Rotation in the Orion Nebula Cluster[J].AJ,2000(119):261-280.

[8]Lawson,W.A.,Crause,L.A.,Mamajek,E.E.,等.TheηChamaeleontis cluster:photometric study of the ROSAT-detected weak-lined T Tauri stars[J].MNRAS,2001,(321):57-66.

[9]Lafler,J.，Kinman,T.D.,An RR Lyrae Star Survey with Ihe Lick 20-INCH Astrograph II.The Calculation of RR Lyrae Periods by Electronic Com[J].ApJS,1965,(11):216-222.

[10]Stellingwerf,R.F.Period determination using phase dispersion minimization[J].ApJ,1978(224):953-960.

[11]Grankin,K.N.On the Stability of Spotted Regions on Stellar Surfaces of Weak-Line T Tauri Stars[J].IBVS,1994(4042).

[12]Messina,S.,I.UBV photometry of selected members of the Pleiades and Alpha Persei clusters in 1999[J].A&A,2001(371):1024-1034.

[13]Cohen, M.，Kuhi,Lenord V.Observational studies of pre-main-sequence evolution[J].ApJ, 1979(41):743-843.