邢麗峰，宋增月，張曉冬

(鄭州輕工業(yè)學院技術 物理系，河南 鄭州450002)

1 引言

T Tauri型星是年輕的(≤108 yr)、低質量的(M≤2M⊙)、晚光譜型(典型的光譜型為G0 或晚于G0)的主序前星.T Tauri型星是正處在引力收縮階段的年輕原型恒星，T Tauri型星通常又被分為兩種類型，即經典的T Tauri型星和弱發(fā)射線T Tauri型星.前者與環(huán)恒星的吸積盤相伴，并且中心的恒星還正在從吸積盤中以大約10-7M⊙yr-1的速率吸積物質.而后者的吸積盤已經部分或者全部消失.

到目前為止，對恒星形成區(qū)或年輕星團的測光觀測已經獲得了不少的弱發(fā)射線T Tauri 型星的自轉周期(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，既使是對后T Tauri型星(Post-TTS) 的測光觀測，觀測得到的自轉周期小于一天的年輕主序前星也很少.也就是說，已有觀測得到自轉周期與零齡主序星(Pleiades)自轉周期非常接近的年輕主序前星非常的少.

為了填補自轉周期測量中弱發(fā)射線T Tauri型星或后(Post-)T Tauri型星和零齡主序星之間的自轉周期測量空白區(qū)間.我們選取了11顆強X-ray源所對應的光學對應體，并且已經經光學光譜證認為弱發(fā)射線T Tauri型星作為樣本，進行了測光觀測.

2 測光觀測和數據處理

從2010年1月開始對所選的11顆X-ray源所對應的光學對應體，并且已經經光學光譜證認為弱發(fā)射線T Tauri型星，應用中國科學院國家天文臺80厘米望遠鏡進行了BVR三波段的測光觀測.

觀測資料全部利用IRAF (the Image Reductions and Analysis Facility) 天文圖像處理與分析軟件包完成.所有星場圖像首先經過了減BIAS 和除平場處理.由于所用CCD的型號為PI1300B，屬于液氮制冷，所用期間溫度保持在零下120℃，DARK非常的小，沒有對圖像進行減DARK處理.對恒星較多、較密的星場圖像使用DAOPHOT 測光軟件包進行恒星測光，對恒星較少、較稀疏的星場圖像采用APPHOT測光軟件包對恒星進行測光.

隨后應用由Lafer & Kinman[9]提出，由Stellingwerf[10]改進的PDM (the Phase Dispersion Minimization) 和Lenz & Breger[11]的PERIOD04 (the Fourier analysis method of the computer program with single-frequency techniques) 兩種方法，對測光得到的6顆弱發(fā)射線T Tauri型星的較差星等隨時間的變化做了數據分析，得到了6顆弱發(fā)射線T Tauri型星的光變周期，6顆弱發(fā)射線T Tauri型星的光變曲線畫在了圖1中， 這些星的光變周期也列在光變周期擬合出的圖中.

3 討論

獲得光變周期的6顆弱發(fā)射線T Tauri型星中的TAP 57NW被Grankin[11]測得(TAP 57NW 的光變周期為9.34天).把我們的結果與前者相比較，兩者基本一致(相差約2%).

為了證實年輕類太陽型星的光變幅度是否與其光變周期相關，把得到了光變周期的6顆弱發(fā)射線T Tauri型星，及后(Post-)T Tauri型星(Bouvieret al[2]) 和一些零齡主序星( Messina[12]) 的光變幅度和周期的關系圖畫在了圖2中.

圖1 6顆弱發(fā)射線T Tauri型星的光變曲線

由圖可以發(fā)現，至少對我們的樣本來說，由黑子(或黑子群)引起的光變幅度與恒星自轉周期是沒有明顯的相關性的.

圖2 光變幅度和周期的關系

畫出的恒星自轉周期和Hα線的等值寬度關系圖表明(見圖3)，對弱發(fā)射線T Tauri型星和后(Post-)T Tauri型星，自轉周期和Hα線的等值寬度之間也沒有明顯的相關性.

圖3 自轉周期和Hα的等值寬度關系

4 結論

對這11顆弱發(fā)射線T Tauri型星的觀測，得到了6顆弱發(fā)射線T Tauri型星的光變周期，其中3顆弱發(fā)射線T Tauri型星的光變周期或者說自轉周期短于1天，這些周期已經非常接近零齡主序星的自轉周期.一方面我們的觀測增大了已知周期的弱發(fā)射線T Tauri型星的樣本；另一方面，也進一步證明了主序前星向零齡主序星演化過程中其自轉周期逐漸變短.與此同時又進一步證明，金牛-御夫(Taurus-Auriga) 恒星形成區(qū)星云中心的恒星明顯的較外側的恒星更為年輕(Cohen & Kuhi[13]).

參考文獻：

[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.