2017年10月20日 西合 SFN 296 #36 Chandra X-ray observation of the young stellar cluster NGC 3293 in the Carina Nebula Complex T. Preibisch, S. Flaischlen, B. Gaczkowski, L. Townsley and P. Broos Accepted by Astronomy & Astrophysics https://arxiv.org/pdf/1707.08782 https://www.usm.uni-muenchen.de/people/preibisch/publications.html ターゲット: NGC 3293 Carina Nebula Complex (以後CNC)に 付随する若い星団 d = 2.3kpc) CNCは銀河面に近く 光学だけでは 若い星の同定が困難 Chandra Carina Complex Project(CCCP Townskley et al. 2011)の観測範囲外 ESO 4m VISTA telescopeによるnir でのサーベイが行われた Digitized Sky Survey 2 MPG/ESO 2.2m telescope Fig1. (左)CCCPの観測範囲 全部で10714のYSOs検出 (右)今回の観測範囲 観測 方法 NGC 3293の星年齢や質量関数を調べる Chandraによるdeep観測 (70 ksec) 1026の点源検出(M < 2M8の若い小質量星と思われる) VISTAのNIRサーベイと比較 2017/10/20 1
Chandra X-ray observation of the young stellar cluster NGC 3293 2017 年 10 月 20 日西合 SFN 296#36 Fig.6 Chandra X-ray 点源 (756 個 ) の空間分布青四角は F > -5.9 photons s -1 cm -2 ( 真の空間分布 ) Fig.9 X-ray 点源と NIR がマッチした星の Optical color magnitude diagram 破線 : 主系列 赤と緑は 8Myr と 10Myr の isochrones Fig.12 CNC の星団サイズと年齢 ( オレンジ, 赤は dense cloud, グレーは dark lane) NGC 3293 星団 サイズ 7arcmin ~ 4.7pc ( 全 756 個中 511 個が 7acrmin 以内 ) M > 2.5M 8 のメンバーが少ない 年齢 8Myr ~ 10Myr CNC で一番古い (see Fig.12)
Proper motions of the HH 1 jet 2017 年 10 月 20 日西合 SFN 296 #37 A. C. Raga, B. Reipurth, A. Esquivel, A. Castellanos-RamLırez, P. F. VelLazquez, L. HernLandez- RamLırez, A. RodrLıguez-GonzLalez, J. S. Rechy-GarcLıa, D. Estrella-Trujillo, J. Bally, D. GonzLalez-GLomez, A. Riera Accepted by RMxAA http://bigbang.nucleares.unam.mx/astroplasmas/ http://arxiv.org/pdf/1708.01585 Fig1. VLA 1 (HH 1) の HST [SII] image CS は Cohen-Schwartz star ターゲット : HH 1 jet (d 400pc) YSO jet として Herbig (1951) and Haro (1952) により発見 20 年にわたり電波や光 赤外でノット構造の固有運動や時間変動が調べられてきた 観測 方法 : 固有運動は peak fitting method や image 間のノットを box で囲んで cross-correlation 取る tiles method で調べられてきた 今回 HH1 の HST [S II] image を wavelet 関数で convolving することで不定性が少ない再解析をした 2017/10/20 3
HH 1 Jet 2017年 10月20日 西合 SFN 296 #37 Fig.5 ノットの明るさの変化 Fig.2と3 Mexican Hat wavelet によるconvolved image (右 Fig.4 20年分の固有運動 => 最近に放出されたものの方が速い Fig.7 ノットの今後の軌跡 => ４５０年後に80 の場所で合体する
2017 年 10 月 20 日西合 SFN 296 #38 A model for a photoionized, conical jet from a young, massive star A. C. Raga, J. CantLo, A Tinoco-Arenas, J. C. RodrLıguez-RamLırez, L. F. RodrLıguez, S. Lizano Accepted by MNRAS http://bigbang.nucleares.unam.mx/astroplasmas/ 背景 大質量星にもコリメートした jet が付随してることが明らかになってきた Purser(2016) の 50 の大質量星サーベイでは 26 天体にコリメートされた jets が観測 大質量星からの neutral jet は 周囲の HII 領域の diffuse photon により徐々に電離されていくが その構造ついてはよくわかっていない モデル : 球対称の HII 領域を考え 輻射場の半径依存性モデルを作る (Fig 2) HII 領域中を進む星表面で Half opening angle (~5deg) の neutral コリメートジェットモデルを考える 2017/10/20 電離 Jet モデル Fig2. Diffuse Flux 半径分布 R s は Stromgren 半径 α は再結合率 5
A model for a photoionized, conical jet 2017 年 10 月 20 日西合 SFN 296 #38 HII 領域が十分に大きな場合 F d = const. ジェットと HII 領域パラメータ HII 領域がそれほどでもない時の例 無次元電離面高 無次元半径 ただし L j は長さスケール Fig4( 一部 ). 無次元半径 ξ に対する電離面高 η の変化 ( 実線 ) => Jet は途中で完全電離される近似式 ( 破線 ) でよく近似 Fig.5 HII 領域で中性 jet が電離されきらない例 (n H =10 5 cm -3, S * =10 49 s -1. α H =2.55x10-13 cm 3 s - 1, 質量放出 =10-4 M 8 yr -1, n j =10 12 cm -3, v j =1000km s -1 ) これも近似式 ( 破線 ) でよく近似 * よくわからないが 著者は jet は 20% ほど HII 領域より明るく光ると書いている
2017 年 10 月 20 日西合 SFN 296 #39 VLA observations of the disk around the young brown dwarf 2MASS J044427+2512 L. Ricci, H. Rome, P. Pinilla, S. Facchini, T. Birnstiel, L. Testi Accepted by ApJ http://arxiv.org/pdf/1707.07197 ターゲット : 2MASS J04442713+2512164(2M0444) Taurus Star Forming Cloud にある brown dwarf (d =140pc) L BD =0.028L 8, T eff =2828K, M BD =60M jup (Luhman 2004) ミリ波で最も明るい brown dwarf disk を持つ ALMA0.86, 3.2mm 観測では小さなスペクトル指数 α 1.8 観測 方法 : VLA を用いて 6.8mm, 9.1mm, 1.36cm を観測 コンパクトな D 配列 (35m-1.0km Baseline) なので空間分解不可 ALMA 観測 (Ricci et al. 2014) で作られた円盤密度構造モデルとダスト進化の数値計算を使って観測を説明できる条件を探る 2017/10/20 Fig1. 今回の VLA の結果を加えた SED 7
young brown dwarf 2MASS J044427+2512 2017 年 10 月 20 日西合 SFN 296 #39 円盤モデル (Ricci et al. 2014) Σ r -1.65, R disk =139au, M D tot =1.3M Jup Fig 2 spectral index の温度依存 Radial drift パラメータ f = 1.0 ( そのまま ) f = 0.0 ( なし ) f = 0.6 Pressure Bump Fig 4 1.36cm 放射は Yang massive star の関係に乗る Fig 3 α 粘性円盤 (α=10-3 ) を仮定した grain サイズ進化の数値計算結果 at t = 1Myr 初期ダストサイズ 1µm を仮定 スペクトル指数が長波長できつくなるのは 低温度 (10K-13K) モデルで説明可能 2M0444 は普通の YSO をスケールダウンした天体 (fig4)? 単純なダストの半径ドリフトだけを考えると 1mm のダストが 100au に散らばっていることが説明できない => 例えば Pressure Bump でそれを止めれば実現できる
2017 年 10 月 20 日西合 SFN 296 #40 The ionising effect of low energy cosmic rays from a class II object on its protoplanetary disk Donna Rodgers-Lee, Andrew M. Taylor, Tom. P. Ray and Turlough P. Downes Accepted by MNRAS 背景 : 原始惑星系円盤の電離には CTTS からの X ray/fuv また Galactic cosmic ray(gcr), 放射性元素崩壊がそれぞれ異なった場所に対して寄与する (ex. X 線は円盤表面だけ電離 ) 様々な観測で YSO は強い磁気活動により ~GeV 宇宙線を生成することが示唆されている 円盤の電離度は MRI に影響し 円盤の進化に重要な役割を演じる 観測 方法 : YSO からの低エネルギー CRs( 3GeV, etc) が円盤の電離に及ぼす影響を調べる 粒子伝搬は拡散 + 吸収 + 移流として扱う (MRI 乱流を想定 ) 半径方向には幾何的減衰 r -1 を導入 100 倍 2017/10/20 M acc =5x10-8 M 8 yr -1 9
The ionising effect of low energy cosmic rays 2017 年 10 月 20 日西合 SFN 296 #40 Fiducial Run ( 面密度ベキ p=1, 拡散係数 D=30c r L, Advection= なし ) Metal あり電離度 Metal なし電離度 電離度が小さくなる 1au 付近の赤道面の電離に大きく寄与 (ζ CR 10-17 s -1 ) パラメータ依存性 拡散係数依存性大 面密度ベキ依存性小 Windでの移流 100km/sで効く