（天体物理专业论文）wtts锂线等值宽度与自转周期关系的验证.pdf

摘要 对于低质量主序前恒星的演化研究，l i 吸收线的等值宽度和自转周期是两个很重要 的演化参量。在恒星的早期演化过程中，由于引力作用下的收缩，随着恒星年龄的增加， 恒星的自转周期变短。同时，随着恒星不断地从星盘中吸积物质，恒星内部压强逐渐增 大，使局部温度升高至锂燃烧的临界温度，锂开始耗散。又由于对流作用，最终会影响 表层的锂含量。为了进一步验证主序前恒星锂线等值宽度与自转周期的关系，我们通过 对一些w t t s 的测光观测，并且结合他人的观测数据，对肌s 锂线等值宽度与自转周期 关系( e w - r p ) 图线拐点后的走向做了进一步的研究。 本文的工作主要有以下两部分。 第一部分，选取若干t a u r u s a u r i g a 恒星形成区附近的w t t s 作为我们观测的样本。 利用兴隆基地6 0 c m 望远镜，对它们进行了为期三个月的v 波段测光。然后利用i r a f ( t h e i m a g er e d u c t i o n sa n d m a l y s i sf a c i l i t y ) 软件和p d m ( t h ep h a s ed i s p e r s i o nm i n i m i z a t i o n ) 软件 包对数据进行了光变周期分析，进而得出它们的自转周期。通过对其光变周期的分析， 发现w l v r s 的光变幅度确实很小，不到十分之个星等。 第二部分，我们把测得的周期和从文献中得到的锂线等值宽度加入原有的样本中， 发现这两颗星的位置很好地吻合了前人的结论。证实了确实存在一个拐点。在拐点前， 锂线的等值宽度对自转周期的变化不明显或者说变化很慢；而在拐点后，锂线的等值宽 度对自转周期的变化十分明显或者说变化很快。再结合锂丰度与恒星年龄的理论模型， 进一步分析出锂线等值宽度与自转周期关系中的锂快速燃烧的拐点处所对应的主序前 恒星的年龄范围。 关键词：w t t s自转周期锂吸收线的等值宽度拐点 i a b s t r a c t t h er o t a t i o n a lp e r i o da n dt h ee q u i v a l e n tw i d t ho fl il i n ea r et h et w oi m p o r t a n t p a r a m e t e r sf o rt h ee v o l u t i o no ft h el o wm a s sp r em a i ns e q u e n c es t a r s o nt h ee a r l ye v o l u t i o n ， t h er o t a t i o n a lp e r i o do fas t a rb e c o m e ss h o r t e ra st h ea g eo ft h es t a rg r o w i n gb e c a u s eo ft h e g r a v i t a t i o n a lc o n t r a c t i o n m e a n w h i l e ，t h es t e l l a ri n t e r i o rp r e s s u r ei n c r e a s e sw i t ha c c r e t i n g m a t e r i a l sf r o mt h ec i r c u m s t e l l a rd i s k ，w h i c hm a yl e a dt op a r to ft h es t e l l a ri n t e r i o rr i s i n gt o t h ec r i t i c a lt e m p e r a t u r eo fl ib u r n i n g ，a n dl id e p l e t i o nb e g i n n i n g , w h i l ec o n v e c t i v ef u n c t i o n w i l le f f e c to nt h es u r f a c ec o n t e n to fl ia tl a s t i no r d e rt oc o n f i r mt h er e l a t i o n s h i pb e t w e e nt h e e w ( l i ) a n dt h er o t a t i o n a lp e r i o df o rp r em a i ns e q u e n c es t a r s ，w eh a v ed o n ep h o t o m e t r i c o b s e r v a t i o nf o rs e v e r a lw 丌s ，a n dc o m b i n e dw i t ht h el id a t at h a th a v eb e e nr e c e i v e db y o t h e rp e o p l e t of i n dt h er e l a t i o n s h i pb e t w e e nt h et w op a r a m e t e r s ，w ed oaf u r t h e rs t u d yo n t h er o t a t i o n a lp e r i o dt h a ts h o r t e rt h a nt h ep e r i o do ft h ei n f l e x i o ns h o w e di nt h ef i g u r e ( e w - r p ) t h et h e s i sc o n s i s t so ft w os e c t i o n s i ns e c t i o n1 ，w es e l e c t e dt h es a m p l e sf r o ms o u t ho ft h et a u r u s a u r i g am o l e c u l a rc l o u d w eh a v ed o n ev - b a n dp h o t o m e t r i co b s e r v a t i o no ft h es a m p l e sf o ra l m o s t3m o n t h sw i t h6 0 c m t e l e s c o p eo nx i n g l o n gm o u n t a i n u t i l i z i n gt h es o f t w a r ei r a f ( t h ei m a g er e d u c t i o n sa n d a n a l y s i sf a c i l i t y ) a n dp d m ( t h ep h a s ed i s p e r s i o nm i n i m i z a t i o n ) i nl i n u x ，w ed e r i v e dt h e r o t a t i o n a lp e r i o d so ft h es t a r sf r o mt h ep h o t o m e t r i cp e r i o d t h er e s u l ts h o w st h a tt h e a m p l i t u d eo f t h ev a r i a b i l i t ya r eq u i t es m a l l ，n o tm o r et h a no n et e n t hm a g n i t u d e i ns e c t i o n2 ，w eh a v ea d d e dt h ep e r i o d st h a tw em o n i t o r e da n dt h ee q u i v a l e n to ft h el i l i n ef r o mt h el i t e r a t u r ei nt h eo r i g i m as a m p l e s t h ep o s i t i o n so ft h et w op o i n t sa r ef i tf o rt h e c o n c l u s i o nt h a te n d u c e db yt h ef o r m e rv e r yw e l l i ti sa p p r o v e dt h a ta l li n f l e x i o ne x i s t si nt h e r e l a t i o n s h i pb e t w e e nt h ee q u i v a l e n to ft h el il i n ea n dt h er o t a t i o n a lp e r i o d b e f o r et h e i n f l e x i o n , t h ec h a n g eo ft h ee w ( l i ) c o r r e s p o n d i n gt ot h ev a r i a b l eo ft h er o t a t i o n a lp e r i o di s a m b i g u o u s ，w h i l eh a v i n go p p o s i t et e n d e n c ya f t e rt h ei n f l e x i o n a n dd ot h ef u r t h e ra n a l y s i so f t h er a n g eo fa g ef o rt h ep r em a i ns e q u e n c es t a r sw h i c hl o c a t e do nt h ei n f l e x i o n , c o m b i n i n g w i t ht h em o d e lo f t h el ia b u n d a n c ea n dt h es t e l l a ra g ei nt h e o r y v k e yw o r d s ：呵t s r o t a t i o n a lp e r i o d e w ( l i ) i n f l e x i o n 学位论文原创性声明 本人所提交的学位论文w t t s 锂线等值宽度与自转周期关系的验证，是在导师的 指导下，独立进行研究工作所取得的原创性成果。除文中已经注明引用的内容外，本论 文不包含任何其他个人或集体已经发表或撰写过的研究成果。对本文的研究做出重要贡 献的个人和集体，均已在文中标明。 本声明的法律后果由本人承担。 论文作者( 签名) ：； 0 套 、遗年f 只) b 指导教师确认( 签名) ：专氏7 = 之 砂。i ，年伪j 日 学位论文版权使用授权书 本学位论文作者完全了解河北师范大学有权保留并向国家有关部门或机构送交学 位论文的复印件和磁盘，允许论文被查阅和借阅。本人授权河北师范大学可以将学位论 文的全部或部分内容编入有关数据库进行检索，可以采用影印、缩印或其它复制手段保 存、汇编学位论文。 ( 保密的学位论文在年解密后适用本授权书) 论文作者( 签名) ：；v 叉杏 y 年月弓日 指导教师( 签名) ：毒弓六己 枷8 年f 月h 1 引言 弱发射线金牛座t 型星( w e a kl i n et t a u r is t a r s ，以下简称w t r s ) 是tt a u r i 星的子 阶段，而tt a u r i 星处在恒星早期演化过程的主序前阶段。为了解w 1 1 s 的主要特点， 需要回顾一下从原恒星至w t t s 这段主序前的演化过程。 1 1 主序前恒星的演化 低质量恒星在孤立分子云中的形成过程可以分为四个阶段【1 】： 第一阶段：在分子云中，引力不稳定性可能导致多个星云核形成，见图1 1 ； - ：套主：。 一一 o i 汀； 一。：鬻：- 1 0 一- 。0 ：0t ! 鬻i ： 。 l 叫h f - - 。 -，- i ! 、- i l l 诎吒 。 ：j u ： 一- 一-o 。 。 - 图1 1 恒星形成第一个阶段 第二个阶段：星云核中心开始塌缩，并开始向外传递，云核中逐渐形成了一个被星 盘包围的原恒星，见图1 2 ； b 图1 2 恒星形成第二个阶段 第三个阶段：恒星风从原恒星盘系统的转轴方向喷发出来，产生一个双极喷流，而 在盘面方向可能继续吸积物质，见图1 3 ： 2 c 图1 3 恒星形成第三个阶段 第四个阶段：物质下落完全停止，新生恒星显露出来，见图1 4 。 d 图1 4 恒星形成第四个阶段 在第三个阶段中，随着原恒星年龄的增长，星风偏离两极方向的张角逐渐变大。当 向外抛射的物质张角达到4 时，原恒星将进入恒星形成的第四个阶段，即一个带有星 云盘遗迹的低质量的年轻恒星阶段，即tt a u r i 型星阶段。此时除了在光学和近红外波 段可以观测到tt a u r i 型星外，甚至在紫外波段和x 射线波段也有可能观测到。我们所 要研究的w t r s 正是处于这一阶段的恒星。 p h i l i p p ea n d r e 【2 1 将恒星在主序前的演化大致上分为t - _ - - 个阶段：原恒星前阶段或者 叫做分子云阶段、原恒星阶段和主序前阶段。同时把这三个阶段又细化为五个短时标的 演化阶段：恒星形成前密集的分子云核、具有强吸积的年轻原恒星、经过演化但仍然在 吸积物质的原恒星、c t t s 阶段( 此时恒星周围仍然有星云盘存在，并且恒星仍在吸积 物质) 、w t t s 阶段( 此时的恒星已经部分失去了环恒星盘，或者完全没有了环恒星盘) 。 1 2tt a u r i 星 金牛座t 型星( t t a u r is t a r s ，t r s ) ，它的命名源于起初发现的原型金牛座t 星。是 一类低质量( m 2 m o ) 的、年轻的( t 1 0 7 y r ) 、晚光谱型( f 、g 、k 、m ) 的一类主序前 类太阳恒星。 1 2 1tt a u r i 星的特点 tt a u r i 星的光谱通常具有强的h a 发射线，据此性质可认为它存在强烈的色球活动。 tt a u r i 星的光谱可证明存在很强的恒星风，这也是存在强烈的色球活动的一个标 志，因此tt a u r i 星又被称为色球活动星。 以前人们认为t t a u r i 星的光变反复无常，但是后来发现，对于一些tt a u r i 星其光 变确实很复杂，但是还有一些tt a u r i 星具有比较规律的光变周期，这些光变是由恒星 表面的特大黑子群随着恒星自转运动而产生的。 在t t a u r i 星的光谱分析中都发现有锂元素的吸收线存在。这说明在tt a u r i 星的大 气中含有大量的锂元素，同时也说明这类恒星是极其年轻的恒星。口1 1 2 2t t a u r i 星的分类 对tt a u r i 星的分类大致有以下三种： ( 1 ) 依据tt a u r i 型星光谱中发射线h a 的等值宽度( h e 而i g 【4 】，b a s i a n 5 1 ，m a r t i n 【6 】w a l t 一7 1 ) 将其分为两类： h a 的等值宽度范围为e w ( h a 眨1 0 9 的t t a u r i 星称为经典t t a u r i 型星( c t t s ) ； h q 的等值宽度范围为e w ( h a ) _ _ l o g n ( l i ) - 2 _ 1 2 ，并把这种结果归因为主序前恒星 锂的耗散。硒n 撕用的锂丰度值是利用s t 0 1 m 【2 3 】的生长曲线估算出来的，但是d u n c a n 2 5 】 署f l m a g a z z u 【1 7 】已经考虑到了s 蛔m 的生长曲线存在着不足，因此k i n g 所得到的数据结果 可能受到系统误差的影响。 1 9 9 3 年m a r t i n 2 6 】通过对3 8 颗tt a u r i 星进行高色散光谱研究，结合他人文献中的数 据，算出了5 3 颗t t a u r i 星的锂丰度，对主序前的t t a u r i 星存在锂燃烧给出了强有力的证 据。他们得出对于光度大于0 9 1 , o 的w t t s 来说，恒星锂丰度与宇宙中的锂丰度明显一致。 锂丰度值为l o g n ( l i ) = 3 1 。但是光度小于0 5l o ，质量在0 2 0 9m o 之间的w r 丌s 具有明 显的锂耗散现象，而且锂耗散随着恒星光度的降低而增加。 虽然很多人对tt a u r i 星的锂丰度进行了研究，得到了锂丰度与恒星年龄可能存在相 关性，为主序前恒星内部锂的燃烧提供了有力的证据。但是锂燃烧的具体过程，耗散的 多少，是否存在一个快速燃烧的过程，我们并没有从文献中得到详细地认识。 1 3 2 主序前星锂丰度随时间演化的理论模型 1 9 8 3 年a n t o n a 【2 7 】通过对锂丰度计算时添加了一个参数h p ，从理论上计算出了主序 6 前星锂丰度与初始锂丰度的比值( 以下简称相对锂丰度) 。a n t o n a 计算出质量范围0 9 1 2 m o 主序前恒星的结果列入表3 6 中。并对处在这些主序前星的相对锂丰度和恒星年龄做 出了关系图1 5 。 表1 1a n t o n a 计算出的数据源 m a s s ( m o ) l o g ( a g e ) l o g ( l l o ) l o gt 。l i i n i t 0 96 5 1 80 1 8 73 6 1 10 9 5 0 1 0 1 1 1 2 6 5 9 6 6 6 9 6 6 8 0 0 6 9 3 4 7 1 4 7 4 3 2 6 2 6 2 6 5 5 3 6 7 6 2 7 0 0 4 7 2 8 7 6 1 9 5 6 5 0 5 6 7 2 3 6 8 4 8 6 9 6 2 7 1 5 0 6 0 5 8 6 3 8 4 6 6 2 3 6 9 3 1 0 2 3 6 0 2 9 7 0 3 5 7 o 4 3 1 0 5 1 3 0 4 2 7 0 0 4 0 1 4 3 0 2 6 3 0 3 7 0 3 0 8 0 1 4 4 0 0 5 2 0 1 7 2 0 2 2 6 0 2 5 7 0 2 0 9 0 3 0 7 0 1 0 1 - 0 0 1 5 0 。0 2 9 3 6 1 2 3 6 1 2 3 6 1 3 3 6 1 5 3 6 2 l 3 6 5 2 3 6 1 6 3 6 1 6 3 6 1 7 3 6 2 3 3 6 5 2 3 6 2 2 3 6 2 1 3 6 2 2 3 6 2 5 3 6 3 3 6 5 1 3 6 4 4 3 6 3 9 3 6 4 l 3 6 7 5 0 8 1 1 0 5 1 4 0 2 9 1 0 1 4 6 0 0 6 8 0 0 1 3 0 9 5 0 8 0 5 0 3 6 3 0 1 1 6 0 ，0 5 6 0 9 9 8 0 8 1 8 0 4 4 5 0 2 8 9 0 2 0 7 0 1 6 9 0 9 9 8 0 8 8 2 0 6 9 3 0 6 1 4 7 j l o g ( a g o ) 图1 50 9 1 2m e 主序前星相对锂丰度随恒星年龄的变化图 由图1 5 我们可以明显地看出，从理论模型上分析，主序前恒星的锂丰度确实存在 一个迅速降低的阶段。当主序前恒星年龄在【1 0 6 ，1 0 7 】年这个范围内时，恒星的锂丰 度在加速地减小，即恒星锂在加速地耗散。从理论上可推理出，在演化过程中恒星内部 的锂应该有一个快速燃烧的过程。而这个时间段，在主序前恒星的演化史上对应的是主 序前的tt a u r i 阶段。通过图中的数据，我们还可以估算出相对锂丰度以每年1 0 。7 的数 量级在减小。虽然a n t o n a 等人当时并没有对相对锂丰度与恒星年龄之间的关系进行数 量上的计算，但是至少在我们做出的相对锂丰度与恒星年龄的关系图中，可以清楚地看 到，理论计算结果预测出主序前恒星锂的耗散应该存在一个加快的过程。但是到目前为 止，并没有学者真正探测到恒星内部锂的快速燃烧。 1 3 3 研究w 丌sl iik 6 7 0 7a 线的等值宽度与自转周期的关系的意义 自转速度和锂丰度，在主序前恒星的演化史上是很重要的两个参数。主序前恒星表 层锂丰度与自转速度为我们研究恒星内部结构和早期恒星内物质的输运提供了充足的 依据2 射。处于主序前的小质量恒星，由于自身的引力塌缩，恒星的自转速度不断增大。 8 但是恒星的自转速度并不是一个容易测量的量。因为恒星的自转轴相对于我们观测者的 倾角并不知道。对于唧s 来说，恒星表层长期稳定的黑子( 或者较大的黑子群) 随着 恒星的自转导致了该类恒星的光度变化。因此我们可以通过对w t t s 进行测光研究，分 析出光变周期，用光变周期替代自转周期，进而替代难以测量的自转速度。 低质量的主序前恒星l i 开始燃烧的温度为2 5 3 0 x 1 0 6 k 【2 9 】左右，当恒星演化至t t a u r i 阶段时，对流层底部的温度可能会随机地达到“燃烧的温度。由于对流作用，锂 燃烧的产物被搬运到了恒星表面，而表层的锂会被不断的输运到恒星内部的l i 燃烧区， 从而使恒星锂被逐渐耗散掉。 由于c t t s 型星周围仍然存在着星周盘【1 0 1 ，而且还在不断地从盘中吸积物质，吸积 的物质就可能会对这类主序前恒星的表面带来新的锂。吸积盘对于测量恒星的等值宽度 有着很大的影响，同时其光变周期亦不规则，所以本课题不选择c t f s 这类主序前星作 为研究对象，而选择了几乎没有星盘的w t t s 作为我们的研究目标。 锂线等值宽度和恒星的自转周期是两个可以直接用测量得到的量，我们可以通过对 这两个直接观测量之间关系的研究，来间接地反映需要经过大量繁杂计算才能得到的锂 丰度和恒星年龄之间的关系，这对于我们的理论研究将会提供很大的方便。我们希望通 过对这两个量关系的研究，深入探讨w 丌s 阶段的恒星锂的耗散与恒星演化的关系。 1 3 4w 丌sl ii 九6 7 0 7 a 线的等值宽度与恒星自转周期关系的研究现状 2 0 0 7 年x i n g t 3 0 】等人首次对w t t s 的锂线等值宽度与自转周期作了初步的研究。 x i n g t s j 在t a u r i - a u r i g an e b u l a 中选取了2 l 颗基于x r a y 观测发现并经光谱证认的 帅s ，测量并分析了其中7 颗的自转周期( 其余自转周期已由b o u v i e r 1 0 1 3 1 1 和g r a n k i n 3 2 1 测出) 。再结合w i c h m 锄【3 3 1 用高色散阶梯光栅和l i & h u1 3 4 1 用中色散光谱得到的锂线 ( l i 6 7 0 7 a ) 等值宽度，画出了锂线等值宽度与恒星自转周期的关系图，如图1 6 所示。 图中显示周期长的m s 对应的锂线等值宽度大，周期短的w t t s 对应的锂线等值宽 度小。即使考虑到转动致宽的多普勒效应，这一结果与人们对演化效应的一般理解和预 期仍是相符的。 重要的是，在w 丌s 周期演化到3 天左右时，关系图中存在一个拐点，拐点后e w ( l i ) 变窄的速率明显变大。这是否说明在w t t s 阶段，有一个使锂的燃烧明显加快的机制? 按照恒星的自转周期与恒星年龄的关系( b o u v i 一3 1 1 ) ，对于年轻的类太阳星，从最年 轻的类太阳星向零龄主序演化的过程中，恒星自转由慢变快。按照恒星演化模型和理论 9 计算模型【刎，随着恒星年龄的增加，恒星表层锂被逐渐输运到内部耗散掉。如果说低质 量的恒星在主序前演化的阶段有一个锂的快速燃烧阶段，那么这个阶段在哪里? 是否存 在于我们正在研究的w t t s 阶段? w t t s 阶段锂的耗散情况是否与x i n g 3 0 1 得出的相 同? 这些都有待于我们进一步考证。本文下述工作将会针对这一方面展开。 一、 g ，、 j 参 盔 p e r i o d ( d a y s ) 图1 6 一些聊s 周期与“线等值宽度关系( 来自n f 3 0 1 ) 1 4 本文采用的研究方法 本文所作的研究是在) ( i n 一3 0 1 得出的一些锂线等值宽度与自转周期关系的基础上， 继续对t a u r u s - a u r i g a 恒星形成区边缘上的源进行测光观测，期望得到的周期与锂线等 值宽度的关系能够很好的符合x i n g 得出的结论，从而对这一关系能够做出补充验证。 为了验证n 亭3 0 1 得出的一些w t r s 锂线等值宽度与自转周期之间的关系，是否具 有普遍性，我们在t a u r u s 恒星形成区附近选择样本进行实验观测。并结合文献中提供的 锂线等值宽度，将w r r s 恒星自转周期与等值宽度之间的关系进行进一步地扩充，最终 判断我们观测得到的自转周期与锂线等值宽度是否符合) ( i 耐划得出的关系图。 1 0 2w t t s 的测光观测 为了研究w t t s 锂线等值宽度与自转周期之间的关系，我们选取了一些w t t s 做 测光观测。 2 1 观测目标的选取 我们在t a u r u s - a u r i g a 恒星形成区边缘，选取了6 颗具有晚g 型的( 恒星质量是一 个不好直接测量的量。考虑到质量相差太大的恒星在演化阶段上可能会有很大的差别， 因此在没有恒星光度的情况下，我们选择相同光谱型的源。把目标源的质量尽量限制在 最小的范围内) 低质量的w 1 t r s 作为我们的观测目标。由于恒星锂的耗散不仅与恒星质 量有关，还与恒星的金属密度密切相关，所以我们把目标源全部选择在了同一个恒星形 成区。这样可以不用考虑不同恒星形成区的不同金属密度对锂线等值宽度的影响。目标 源处在恒星形成区的边缘，理论上讲要比恒星形成区中心的恒星年龄要老【3 5 1 ，主序前恒 星年龄越大的其自转速度应该越快。因此我们的观测源应该是自转周期较短的帅s 。 我们将选取得到的目标列在表2 1 中。 表2 1 观测目标列表 所选的比较星见附录 2 26 0 e m 望远镜与观测系统参数 我们利用国家天文台兴隆观测基地的6 0 c m 光学望远镜的测光系统对所选择的目标 进行观测。6 0 c m 望远镜系统主要包括：6 0 c m 光学望远镜、光学c c d 和计算机控制系 统。其主要参数如下： 6 0 c m 望远镜主要参数 主镜口径：6 0 c m 主镜焦比：彰3 2 8 改正后焦面比例尺：8 1 2 1 ”m m 6 0 c m 光学c c d 相关参数 像素个数：1 0 2 4 x 1 0 2 4 像素大小：1 3 0 1 a n 1 3 0 p m c c d 大小：1 3 3 m m x l 3 3 m m 满阱电荷：2 0 0 0 0 0 e s i n g l ep i x d 6 0 0 0 0 e 2 x 2 b i n n c dp i x d 读出噪声：8e r m s 1 m h z 4 e r m s 1 0 0 k h z 暗电流：0 s o - p s - 4 0 。c 读出时间：1 1 s e c i m h z 读出速度：1 6 b i t s ：1 m h z 10 0 b i t s 10 0 m h z 2 0 0 7 年l o 月中旬至2 0 0 8 年1 月中旬，我们利用6 0 e m 望远镜对目标源进行v 波段 的测光观测。6 0 e m 望远镜观测时的操作流程和控制系统简介见附录i 。 2 3 测光数据的获取、处理与分析 我们在l i n u x 操作系统下，利用i r a f 环境中的z p h o t 软件包对测光数据进行处理， 得出数据的仪器星等( 较为详细的处理流程见附录l i ) 。然后我们剔除掉由于坏天气或 其他可能的影响而得到的坏数据。剔除掉星等变化较大的比较星，保留相对保持不变的 比较星。将目标星仪器星等减去比较星仪器星等的平均值后，得到目标源的较差星等。 附录中给出的是经过测光处理之后，w 兀s 较差星等随着时间的变化。横轴为数 1 2 据拍摄当天的儒略日，纵轴为较差星等。同时给出了相应的数据资料。 2 4w t t s 的光变周期的获得 我们利用i r a f 图像处理软件中的p d m ( p h a s ed i s p e r s i o nm i n i m i z a t i o n ) 软件包 ( l a f e r & r d n m a n t 3 6 1 ，s t e l l i n g w e r f t 3 7 1 ) ，对所观测的6 颗w l t r s 的较差星等随着时间的变 化做出光变图。结果发现，其中只有2 颗星具有比较规则的周期性光变，见图2 1 和图 2 2 。而其他的四颗星至少在当前我们的观测数据中并没有找到他们的光变周期。 误差分析结果表明，施2 的标准偏差为6 = 0 0 1 7 6 9 ，施5 标准偏差为o = 0 0 1 7 9 5 。这 2 颗星数据的弥散度在1 2 之间，因此该数据是基本可靠的。 图2 1e o _ 2 的周期光变图 图2 2 施5 的周期光变图 上述周期分析和误差分析的结果一并列入表2 2 中。 表2 2 测光得到的弱发射线t t a u r i 型星自转周期 从这两颗星的周期光变图中，可明显地看到它们的光变幅度较小，不到十分之一个 星等。这与其“周期性光变源于恒星表层黑子( 群) 随恒星自转 的设想是相符的。 1 4 3 w t t sl i i 炳7 0 7 盖等值宽度与自转周期关系的验证 3 1w t t s 样本的合并 我们将观测得到的2 颗w t t s 的光变周期及其对应锂线的等值宽度，加入) ( i n 一3 0 】 选择的样本之中。 利用文献中给出的恒星的光度和有效温度，在赫罗图上做出了一系列等质量线。该 样本选择的所有的w t t s 的恒星质量均在0 9 1 4m o 之间。 该样本从b o u v i c r 【1 0 】中选择了7 颗w t t s ，应用了t h es t r i n 哲e 1 1 9 m 和p e d o d o g r a m a n a l y s i s 两种方法，得到这7 颗星的光变周期。其对应锂线的等值宽度来源于b a s i l 3 s 】 对t a m s - a u r i g a 恒星形成区的2 8 颗t t a u r i 星高色散光谱的研究。见表3 1 。 t a b l e3 1t h es a m p l eo f b o u v i c r ( 1 9 9 3 ) p h o t o m e t r y x i n g l 3 0 1 通过对2 2 颗基于x r a y 探测得到并经过光谱验证为w t t s 的测光观测，选出 7 颗w t t s 。锂线的等值宽度来自于l i & h u 3 4 1 的中色散光谱研究和w a l t e r 3 8 1 的高色散光 谱研究。见表3 2 。 t a b l e3 2t h e s a m p l eo fx i n g e ta 1 p h o t o m e t r y t a b l e3 2c o n t i n u et h es a m p l eo f x i n ge ta 1 p h o t o m e t r y i 珂3 川通过对b o u v i e r 1 3 1 的5 8 颗w 丌s 的光变监测和w i c h m a n n 3 3 1 的关于 t a u r u s a u r i g a 高锂含量恒星研究，进行交叉选源的方法，选择出s 颗w t t s 样本。见表 3 3 。 t a b l e3 3t h es a m p l eo fb o u v i e r ( 1 9 9 7 ) p h o t o m e t r y g r a n k i n ( 3 9 j 通过测量得到自转周期的两颗弱发射线tt a u r i 型星，锂线的等值宽度来 自于w a l t e r 【3 8 1 的关于高色散的光谱研究。见表3 4 。 t a b l e3 4t h es a m p l eo fc n l m k i n p h o t o m e t r y 1 6 我们的样本选自t a u r u s 恒星形成区，对应的锂线等值宽度来自于m a g a z z u 删在 r o s a t 巡天中对t a u r u a a u r i g a 恒星形成区样本的中色散光谱研究，见表3 5 。 t a b l e3 5t h es a m p l eo f j i a n g w e n x i u p h o t o m e t r y 3 2w 兀 s 锂的等值宽度与恒星自转周期的关系的验证 为了研究t t a u r i 型星表层锂与恒星自转之间的关系，我们做出2 3 颗样本w t t s 锂 线的等值宽度和恒星自转周期的关系图，如图3 1 所示。 o 已 u j p e n o d 图3 12 3 颗w 丌s 的自转周期与l i 线的等值宽度关系( e w - r p ) 蛩 图3 1 中横轴p e r i o d 的单位是d a y ，纵轴e w ( l i ) 的单位是m a 。不同的图标表示不 同研究者所观测的数据结果，其中斜三角表示我们的观测数据。图3 1 清晰地表现出： 锂线等值宽度与自转周期之间确实存在着相关性。 我们新增的那两个目标源，一个点位于拐点( 或拐点附近) ，另一个点处在周期明 显变短的地方。两个点连线的走向与3 0 1 的基本相符。 3 3 分析 从我们观测得出的这两颗星的位置与已知图线的一致性关系中，可以得出我们的结 果支持了x i n g t 3 0 l 所给出的结论：自转周期小的对应的恒星锂线等值宽度较小，当恒星 自转周期演化至3 天左右的时候，会有一个快速的锂燃烧的过程。年轻的唧s 比年老 的椰锂线等值宽度要宽。 本研究的结果并没有出现与x i n 一划的结论相背离的现象，这可能是因为我们采用 了相同的选源方式( 样本全部选自于t a u r u s a u r i g a 恒星形成区) ，相同的研究手段( 测 光系统，数据处理软件) ，所以我们的研究结果有着很大程度上的相似。但是这种未背 离现象，尤其是这两颗星的连线( 因为这两颗星都处在三天以内，且距离较远) 走向可 以很好地支持原有的理论。 再结合我们利用a n t o n a t 2 7 】8 3 年通过添加一个参数计算得出的锂丰度，做出的锂丰 度与恒星年龄的关系图( 图1 5 ) ，进行进一步的分析。从图1 5 中，可以看出在恒星年 龄为1 0 6 1 0 7 年之间存在一个锂的快速燃烧过程，而且还存在一个加速燃烧的拐点：在 1 0 6 4 年左右。图1 5 中的主序前星质量范围是0 9 1 2m o 。图3 1 中的所有研s 样本 质量全部在0 9 1 4m o 之间，而且w t t s 的年龄在1 0 7 年之内。在图3 1 中我们也看到 了一个明显的拐点，拐点前，锂线的等值宽度对自转周期的变化不明显或者变化很慢； 而拐点后，锂线的等值宽度对自转周期的变化十分明显或者说变化很快。由于锂线的等 值宽度是锂丰度的反映，而主序前星的自转周期又是随年龄的增大而变短的。所以锂线 等值宽度与自转周期的相关性很自然地使人联想到：在主序前星的锂丰度随年龄增加而 减少的过程中是否也存在一个拐点? 即锂在缓慢燃烧之后，是否有一个快速燃烧的过 程? 回答是肯定的。上述拐点的存在说明我们的观测证实了图1 5 的理论预言! 据此可 以推断出，这两个拐点的意义是相同的。如果是这样的话，我们可以得出：在我们所观 测的t a u r u s a u r i g a 恒星形成区内0 9 1 2 太阳质量范围的w t r s 三天左右的拐点对应的 恒星年龄范围应该是1 0 6 4 年左右。 1 8 结论 恒星锂线等值宽度与自转周期是两个测量所得量，迄今为止直接对这二者之间关系 进行的研究并不是很多。但是庆幸的是这一类的年轻类太阳星，在主序前演化阶段，都 是高锂含量的变星。我们希望通过对这两个直接测量量的关系的研究，间接地反映出相 应的锂丰度与恒星演化物理量之间的关系。 为了验证w 丌s 锂线等值宽度与自转周期之间的关系，我们对所选的w t t s 进行 了长时间的测光观测，并且分析出了相应的自转周期。依据文献中提供的锂线等值宽度， 我们把得到周期的目标源加入到x i n g 3 0 l 原有的样本中。比较的结果显示：并没有出现 与其曲线相背离的现象，而是明显地支持了它。可见确实存在着使锂快速燃烧的拐点。 再将图3 1 与图1 5 相结合，可进一步分析出锂线等值宽度与自转周期关系中的锂快速 燃烧的拐点处所对应的恒星年龄范围。 由于我们在选择样本时，并不能预知其周期是多少，如果我们所得到的样本周期大 小相近，则无论这两颗星之间连线的走向如何，对锂线等值宽度与自转周期的研究都没 有任何意义。幸运的是，我们得到的两个周期相差较大，一个在拐点附近，另一个处在 拐点后较短的周期处，因此他们的连线( 斜率较大) 才有意义。 而且我们选择的样本数量很少( 6 颗) ，通过观测得出周期的样本则更少，致使所得 结果对原有图线的影响较小，这极大地限制了对锂线等值宽度与自转周期关系的研究。 但是我们通过测光得到了两颗w t t s 的自转周期。前人尚未对这两颗星的光变周期进行 过研究，故这两颗星周期的获得，从数量上扩大了己知w l f r s 的样本周期。 我们选择的样本全部处于t a u r u s a u r i g a 恒星形成区，故所验证的锂线等值宽度与 自转周期的关系仅仅局限于该恒星形成区。而且由于样本数量的原因，对于该恒星形成 区中这一关系，我们也没有进行全面地验证。因此我们需要对t a u r u s a u r i g a 恒星形成 区的w 丌s 样本进行更为全面的观测研究，以便对这一关系做出更为深入、更为科学的 结论。在邢丽峰【4 l 】所作的关于猎户座唧s 锂线等值宽度与自转周期的关系图中，我 们发现似乎也存在与t a u r u s - a u r i g a 恒星形成区类似的关系。因此，再对其他恒星形成 区的唧s 利用相同研究方法，探究他们是否也存在着同样的结果也是很有意义的。如 果结论相同，我们就可以把这种方法直接扩大到整个银河系的其他低质量恒星形成区乃 至整个宇宙。 1 9 在对锂线等值宽度与自转周期的关系进行深入研究时，可以依照以下的程序：首先 将t a u r u s a u r i g a 恒星形成区处在0 9 1 4m o 质量范围内的w 丌s 锂线等值宽度与自转 周期之间的关系进行更为全面的研究，这需要我们进行大样本的测光和光谱观测。如果 研究结果显示这二者之间存在着鲜明的关系，那么就可以通过选择不同质量的w 丌s 更进一步进行分析研究，以便得到不同质量范围的w t t s 是否存在着同样的这二者之间 的关系。更进一步讲，还可以比较研究不同恒星形成区内相同( 相近) 质量范围的w 兀s 锂线等值宽度与自转周期之间的关系。 还应该注意的是，要得到大量样本的周期，应该尽量采用多种方法进行比较验证， 以便得出更为精确的结果。因为要涉及到光谱数据的采集，所以需要利用大望远镜进行 光谱观测。 事实上，对于任何一种前人得出的结论，想要验证它的正确性都是一件很困难的事 情。我们通过加入两个新的样本，对岍s 锂线等值宽度与自转周期的关系进行了检验。 虽然得出的结果并没有背离原有的关系，但是不能够据此判断这种关系是否永远正确。 我们只能说，在加入了这两个样本的情况下，自转周期小的w 丌s 对应的锂线等值宽度 窄仍然能够成立。想要对这个关系作出更为科学的结论，仍需要做大量的工作。我们在 下一步工作中，也许能够更好地完善这个关系，也许会发现与之相悖的结论。但是无论 结果如何，我们对这个关系的后续研究都是很有意义的。 参考文献 【l 】s h ufh ，a d a m sfc ，l i z a n os s t a rf o r m a t i o ni nm o l e c u l a rc l o u d s ：o b s e r v a t i o na n d t h e 0 巧【j 】a r a & a ，1 9 8 7 ，2 5 ：2 3 s 【2 】p h i l i p p e ra n d r e 1 0 t ha u s s o i ss c h o o lo ns t e l l a rp h y s i c so c t 1 ，2 0 0 1 3 】李宗伟，肖兴华天体物理学【m 】北京：高等教育出版社，2 0 0 0 ：3 2 4 4 】h e r b i gg h t h ep r o p e r t i e sa n dp r o b l e m so ftt a u r is t a r sa n dr e l a t e do b j e c t s j a d v a s t r o n a s t