論文速報
No. 254 1~10 本目(P.13-18)
2014.03.14
東京大学博士１年 原 千穂美

2014年3月14日金曜日

Origin of the wide-angle hot H2 in DG Tau
New insight from SINFONI spectro-imaging
Agra-Amboage et al.
概要) DG-Tau に付随する H2 1-0 S(1) line の分布を調べ(空間分解能 0 .12, 速度分解能 few km/s) 、jet の力学構造

図1. 黄色 H2 1-0 S(1) の分布。
赤 [FeII] の高速度成分
BG [FeII] の低速度成分等調べた。その他 [FeII] 等の輝線との比較も行った。
結果 & discussion)•red lobe の arc 状構造はbow shock で励起された [FeII]
中の slow material をトレース。一方で、blue lobeではH2 は [FeII] に比較し、太った構造をしている。

•blue lobe の形状は FUV のイメージと一致。H2 1-0 S(1)が ~2000 K の所をトレースしている事を示す。

•jet の形状や他の line との比を説明出来るモデルは図10 のa), b) どちらか。

•

H2 1-0 S(1) の構造は ~15 年前に outburst があったとしないと再現出来ない。

2014年3月14日金曜日

図 10 ジェットの構造を説明するモデル

Chemo-dynamical deuterium fractionation in the early solar
nebula: The origin of water on Earth and in asteroids andcomets.
Albertsson et al.

• 太陽系での水の形成について知る為に TMC-1 のような prestellar coreを仮定し、1 Myr に渡って chemicalmodel を計算した。計算したモデル
は 1) 薄層 2) 2D turbulent mixingを仮定。

• 外側に向かっての H2O の D/H ratioは 1) に比較し、2) の方が浅い。

•地球での D/H と Oort-family
comet の D/H ratio とモデルを比較すると、1) よりも 2) の方が良さそう。

2014年3月14日金曜日

図4. solid line : laminar model
dashed line : 2-D mixing model
赤 : comet (2.5-10 104 AU) での D/H
青 : 地球での D/H

2MASS wide ﬁeld extinction maps:
V. Corona Australis
Alves et al.

•

Corona Australis の 870deg2 の領域の減光マップを 3 arcmin の空間分解能で作成。

• cloud の大きさは CO や continuum のマップで知られているより 3倍大きい事が判明。

• 星形成が活発な western end から、希薄な eastern end までは~45 pc の長さのフィラメント状の構造をしている。

• 確率分布関数は単純な log-normal 関数では再現出来なかった。
AK~0.15 mag のところでは power-law index -3 で再現。lognormal 関数での tail としても再現出来るかも。

2014年3月14日金曜日

図2. extinction map

図8.9. Log-normal 関数と PDF の比較。
2014年3月14日金曜日

On the mid-IR variability of candidate eruptive variables(EXors): a comparison between Spitzer and WISE data
Antoniucci et al.

• Spitzer と WISE の photometry の結果を比較
し、YSO の中の変光ソースの割合を調べた。
(Spitzer の等級を WISE の波長に変換後、両者の等級の差が 5σより大きなものを変光星とした。)• 平均的には変光ソースは Class が高いほど減っていった。変光ソースは Cha、Lup に比較し、Per,Oph の方が多かった。

• Class~年齢とすると、上記の結果は若いほど変光星の割合が高い事を示し、variation が質量降着プロセスによることを示している。

• 突発性の(?)変光候補天体も 11 天体見つけた。これらの天体については、monitoring 観測が望まれる。
2014年3月14日金曜日

図3. IRAC-WISE の color の差と等級の差
赤丸付きが変光星

Stellar irradiated discs and implications on
migration of embedded planets II: accreting- discs
Bitsch et al.
ねらい) dot(M)-ﬂux が一定であることによる影響と、ディスクのメタリシティが熱力学に及ぼす影響を調べ、それらの影響下での外側への migration を調べる。
方法) 2D モデルで質量降着、粘性加熱、放射冷却、星からの放射がある円盤を調べた。使ったのは FARGOCA という HD code。
結果) gas surface density ΣG、粘性 v とすると、ディスクの熱分布はΣGv による。一方で、惑星の migration は v による。結果的に円盤の構造は単純な power-law にならない。円盤進化の後期段階では high metallicity のときしか外側への migration は生じず、low metallicity のときには内側へと惑星は移動し、星に落ちてしまう可能性をもつ。
metalicity 0.001
metalicity 0.02

dot(M) 5e-8 Msun/yrdot(M) 5e-8 Msun/yr

metalicity 0.05

metalicity 0.001

dot(M) 1e-8 Msun/yrdot(M) 1e-8 Msun/yr

metalicity 0.03
dot(M) 5e-9 Msun/yr

2014年3月14日金曜日

横軸 : 半径縦軸 : 惑星質量
色 : 円盤に対して働くトルク

Spectroscopic Conﬁrmation of Young
Planetary-Mass Companions on Wide OrbitsBowler et al.

• Intro) wide separation PMC(planetary mass companion) の形成について知ることは巨大惑星形成について知る上でも重要。

• この観測では若い(1-5 Myr) 質量 6-14 Mjup の PMC、ROXs 42Bb と FW
Taub に対してスペクトル観測を Keck, Gemini-North 望遠鏡を用いて行った。

• ROXs 42B b については表面重力が弱く、この天体が若く、表面温度が低く、低質量であるということを示唆していた。

• FW Tau b については [SII], [OI], Hα, H 等の輝線が検出され、outﬂow ないし2は disk accretion があることを示唆していた。H2 輝線については ~0 .1 片方に伸びた lobe を作っていた。--> 多分 jet 起源。スペクトルはフラットで、進化の進んだ冷たい object の特徴である深い absorption feature 等は見られない (->若い)。ホストの FW Tau AB は Class-III の天体であり、wide companion に対して、host binary の方が円盤の消失が早いことを示しているかもしれない。

• GCS 6214-210 B、SR 12C に対しても同様の観測を行った。
2014年3月14日金曜日

図18. FW Tau b で検出された
H2 輝線の分布

図8. 各天体のスペクトルたち
図14. FW Tau b のスペクトル2014年3月14日金曜日

Herschel HIFI observations of ionised
carbon in the β Pictoris debris disk
Cataldi et al.
•Intro) 20 Myr の main sequence, β ピクトリスのデブリ円盤はガスを含んでいる事が知られている。残っているガスのみではなく、二段階目のガスの形成が起こっているという結果も得られているが、その形成メカニズムはよくわかっていない。また、太陽系での値に比較し、C や O のabundance が多いという結果も得られているが、その起源も謎である。

••Aim) 円盤中での C の分布を調べ、ガスの起源や abundance のパターンを調べる。
Obs&Method) Herschel の HIFI を用いて、CII の輝線を調べた。Kepler 回転を仮定し、速度的に円盤中での C の分布を分解。

•Results) ほとんどの emission は ~100 AU ないしはそれよりも外側に集中していた。total のC gas 質量は 1.3x10-2 Mearth。ガスの量は北東に比較し、南西の方が多かった。line の形はwell-mixed gas (C/Fe が円盤中において constant) であるという結果を示していた。単純なaccreting disk model では結果は再現出来ず。

•Conclusion) ガスの分布が外側によっている事から、ガスの起源は comet (“falling evapolatingbodies”) ではない。--> grain-grain collision ないしは光脱離起源。単純な accreting disk
model では再現出来ない事から C,O の overabundance は depletion によって説明 (?)

2014年3月14日金曜日

H

Vプロファイルvsモデル
2014年3月14日金曜日

Discovery of Hα Emission from the Close Companion
Inside the Gap of Transitional Disk HD142527
Close et al.

• 6.5 m Magellan telescope + AO を用いて HD142527 を観測。VLT による先行研究で示唆されていた companion HD142527B (separation ~12 AU) を検出。
(continuum と Hαで。)• companion が 0.25 Msun とすると mass accretion rate は 5.9e-10 M /yr。おsun

なじ accretion rate を 1 Mjup の天体に対して仮定すると、減光を考慮しても10-1000 倍 H band に対して、Hα の方が continuum に対する (?) contrast が強い。

• --> NIR よりも optical の方が giant planet への accretion を直接検出する上で効率がよい。

上は全体のイメージで下は拡大図。白い丸はBG star で緑の丸は先行研究から示唆されていた companion の位置。
2014年3月14日金曜日

First results from the CALYPSO IRAM-PdBI survey - III.
Monopolar jets driven by a proto-binary system in
NGC1333-IRAS2ACodella et al.

•Intro) 若い原始星段階で、angular momentum を円盤から抜く為に jet は重要な役割。ただし、launch mechanism は未だに明らかでない。

••Aim) SiO や SO など shock で形成される分子輝線を用いて、jet の起源を明らかにする。
Obs) NGC1333 IRS2A を SiO(5--4), SO(65--54) 輝線で 0 .8 の空間分解能で PdBI を用いてマッピング。

•Results) MM1, MM2 それぞれが jet を放出している事を明らかにした。MM1 は速度の速
い blueshift 成分の jet を、MM2 はより速度の遅い redshift 成分の jet を放出。SiO はlaunching region に近い高温部をトレースするのに適しているが、高速度では SO は SiOによく似た分布を示している。低速度成分では jet によって形成された cavity 部をトレースしていると考えられる。

•Conclusion) どの jet にしろ monopolar で、時間的な断続性を示している。 SiO のdynamical time は <30-90 yr であり、この timescale では片方にのみ outﬂow が放出されることもあり得るということを示している。

2014年3月14日金曜日

Continuum, SiO, SO マップ
SiO blue : -39 - +3 km/s red : +11 - 21 km/s
SO blue : -20 - +3 km/s red : +11 - 19 km/s

2014年3月14日金曜日

CSI 2264: SIMULTANEOUS OPTICAL AND INFRARED LIGHT
CURVES OF YOUNG DISK-BEARING STARS IN NGC 2264
WITH COROT AND SPITZER‒ EVIDENCE FOR MULTIPLE
ORIGINS OF VARIABILITY
Cody et al.

• Class-II/III 原始星の光度の variation は何に起因するのか？
• NGC 2264 に付随する Class-II/III 原始星について、optical, infrared でのtime variation を観測。optical での time variation を示した原始星は 81%, IRでの time variation を示した原始星は 91 % だった。

• time variation の仕方に基づいて 7 つのグループ分けを行った。
• 各ソースについて Optical と IR のグループはほとんど対応していない。
• IR の変化の amplitude と Teﬀ や ﬂux の対称性と Hα EW には対応がみえている。

• variation は 星の周りの構造による obscuration, star/disk の hot spot,accretion bursts, inner disk の構造の変化のいずれかないしは組み合わせに起因するだろう。
2014年3月14日金曜日

Quasi-Periodic

DippersBursts

Stochastic

Strictly periodic

Long timescale behaviorUndeﬁned

2014年3月14日金曜日