2009年度岡山ユーザーズミーティング （第20回光赤外ユーザーズミーティング） P07

主要な T Tauri 型星方向の前方星間偏光の推定
秋田谷洋 （あきたやひろし; 国立天文台・ＥＬＴプロジェクト室）
磯貝瑞希(国立天文台)、岡崎彰 (群馬大)、松村雅文 (香川大)、川端弘治(広島大)、関宗蔵(東北大)、椎名理恵、亀浦陽子■ 1. 本研究の目的

背景
2-mm map (Kitamura+02)

θ(λ)

『主要なT Tauri 型星方向の前方星間偏光を、年周視差測定のあるfield星の星間偏光から推定する。』
研究の背景[OI] λ6300
polarization

p(λ)

I(λ)
[OI]λ6300

高分散偏光分光観測の発展により、輝線の偏光スペクトルを用いてT Tauri型星直近の星周構造、質
図1 : T Tauri型星RY Tau[ＯＩ］輝線偏光量降着・放出の機構を明らかにする試みが始まり、成果が得られている (Vink+03, 05, Akitaya+09;
測定例。前方星間偏光推定後、[OI]固有図1)。
偏光を導出。偏光を星周構造と比較し、 天体固有の偏光度・偏光方位角を得て、定量的な星周構造の議論を行うには、 前方星間偏光(磁場ジェット構造について議論。(Akitaya+09)
によって整列した塵粒子のdichroismに起因)の正しい推定・差し引きが必須 (図2)。
 前方星間偏光は、既存の偏光カタログ(Heiles+00など)に基づく周囲の星間偏光情報から推定されることが多い。しかし、目的天体に近くに十分な数の天体数が得られることが稀であり、高い信頼性が得られない。

= 前方星間偏光 + 天体の偏光(qobs, uobs)

研究の目的
明るく代表的な 近傍の T Tauri型星 5天体 RY Tau, T Tau, RW Aur, SU Aur, GW Ori (古くからよく観測されており、今後も高分散偏光分光観測などで主要な観測対象となりうる天体)の前方星間偏光について、信頼性の高い推定値を得て、今後の偏光観測研究に適用したい。
そこで、次の手法にて前方星間偏光の推定を行うこととした。
 次の2点に着目して 目的天体周囲のfield星を選定。
(1) 目的天体からの離角が十分小さい。
(2) 実距離が明確である(Hipparcos衛星による年周視差測定あり)。
 各field星の可視偏光スペクトルを測定 (=様々な波長の輝線偏光への適用を想定。星間偏光の波長依存性も重視)。
 目的天体周囲の狭い視野について、奥行き方向の分布が明確・空間的に密な星間偏光の立体分布を明らかにする。そして、同じく実距離が明確な目的天体方向の前方星間偏光について、信頼性の高い推定値を得る (図3)。
この手法では、field星の分布より細かな星間偏光分布は得られないため、T Tauri型星ごく直近に局在する前方星間偏光成分については、別途考慮する必要がある。しかし、大局的な星間偏光分布を明らかにする上では、従来よりも飛躍的に信頼性の高い手法である。

u=U/I(q*, u*)～a few %(qISP, uISP)⇔ (pobs, θobs)
ベクトルの長さ = 偏光度ベクトルの方向 = 偏光方位角*20(q*, u*)⇔ (p*, θ*)
p*=(q2+u2)-1/2
θ*=(1/2)atan(u/q)

q=Q/I

図2 :前方星間偏光推定の重要性
Hipparcos年周視差測定範囲内
field
偏 ±1.5°距離d1星1光
距離dTTS測ス
距離d２定ペク
目的T Tau型星
トfield星２
ル 距離d3 field星3偏光スペクトル推定■ 3. 解析

観測対象

星間偏光の直線偏光度スペクトル p(λ)は、経験的にSerkowski曲線(Serkowski+75, Whittet+92)

 T Tauri型星 5天体(RY Tau, T Tau, RW
Aur, SU Aur, GW Ori)周囲のfield星を次の基準で選定。
 離角約1.5deg内。
 Hipparcos衛星による年周視差測定があるもの。
→ 計65天体(各T Tauri型星ごとに10-15天体; V~ 5 - 11 mag) 可視波長域全体(3600-9000Å)の直線偏光スペクトルを測定。

観測諸元
 低分散偏光分光装置 HBS (Kawabata+99)
 観測波長域: 3600-9000Å 波長分解能 : 60〜100Å
 望遠鏡 :
 国立天文台堂平観測所91cm鏡/
岡山天体物理観測所91cm鏡 (19992001年)
 岡山天体物理観測所 188cm鏡 (2007年11-12月)
 偏光測定精度 : Δp < 0.1%/100Å (for4000-9000Å) 積分時間 : 8〜75 min / object

K = (0.01±0.05) + (1.66±0.09) λmax

pmax (%) : 最大偏光度; λmax (Å) : pmax をとる波長で近似できる。
また、偏光方位角スペクトル θ(λ)は、 一次関数
θ5500 (deg) : 5500Aにおける偏光方位角;
θ’ (deg/Å) : 偏光方位角の波長依存性で近似できる。
全観測天体の偏光スペクpmax
トルに、上記関数を最小二乗法フィットし、天体ごとにパラメター群を得る(図4)。
そして、観測天体の角距離 偏光度と実距離(年周視差に基づく)を用いて、 目的 T Tauri型星視野方向の偏光パラメターの三次元分布分布を得
θ’=dθ/dλる。
これと各T Tauri型星距離θ5500を比較することで、各T偏光
Tauri型星の方向・距離にお 方位角
λmax 波長ける星間偏光パラメター群、すなわち前方星間偏光を推図4 : 観測スペクトルと星間偏光定する。
関数フィッティング例

図3 :前方星間偏光推定の概念■ 4. 結果と議論■ 5. まとめと今後の展開

各 T Tauri型星方向について、field星の (a)偏光マップ(pmax および θ5500)、(b) 距離-偏光方位角(θ5500)関係、(c) 距離-偏光度(pmax)関係、(d) 距離-λmax関係 を示す。
 近い偏光方位角をもつ天体ごとにグループ分け(1,2,...)を実施。さらに角距離や実距離に応じてサブグループ(a,b,...)への分類も実施。
 偏光度が小さく(< 0.15%)、偏光方位角の測定信頼性が低い天体は、青点で示した。
 観測は行ったものの、特殊な天体であることが明らかで固有偏光の存在が疑われる天体は、黒点で示した。以後の議論では無視する。
 Vバンド偏光度pV/偏光度誤差σPV < 3 の天体については、pmaxの代わりにVバンド偏光度pVを用いた。
 λmaxは、pV > 0.15 % の天体のみについて示した。
 各 field星の距離はHipparcos年周視差による。
 各 T Tauri型星距離は、対象星が所属する星集団のHipparcos年周視差を統計的に扱って導出したもの(Bertout ＋99)を採用。

 主要な明るい T Tauri型星 5天体(RY Tau, T Tau, SU Aur, GW Ori, RW Aur)の前方星間偏光を推定した。
 偏光方位角 : 比較的視野内でよく揃っており、信頼性の高い推定値を得た。
 偏光度 : RY Tau については比較的限定された推定値を得た。他の天体については、視野内、奥行き方向それぞれの偏光度分布のばらつきが大きいが、前方偏光の上限値または、範囲制限を得た。
 空間的に密で、かつ、Hipparcos衛星の年周視差測定に基づく、実距離を考慮した偏光データを取得し、前方星間偏光を推定した。これにより、field星の星間偏光を用いる手法としては、従来の手法よりも信頼性が高く、現在可能な範囲で最良の推定値を得た。
 今後は、この推定値を、各T Tauri型星の輝線直線偏光スペクトル(RW Aur以外の4天体について、エシェル
偏光分光装置LIPS(Ikeda+03)により観測済み)に適用し、輝線偏光をもとにした、星周構造の定量的な議論に発展させる。

(2) T Tau方向(3) SU Aur方向(4) RW Aur方向

T Tau 距離 :168+42-28 pc (South Taurus領域)
偏光方位角:
天体周囲、grp. 1a,b,c で80-90°、よく揃っている。
→ θ5500=83±3°(grp 1a より)
偏光度 :0-80 pc の範囲で ~0 %その後天体位置をはさんで上昇。
天体のすぐ背景のgrp. 1a, 1bのうち、視野内の天体方向は、grp. 1aの2天体に挟まれている。grp. 1a を上限値として採用。
→ pmax < 2.25±0.04 % (上限値)λmax:
星間偏光標準値 5500Å周辺に分布。
→ λmax = 5500 ÅSU Aur距離 :140+16-13 pc (Auriga領域)
偏光方位角:
天体方向はgrp. 2が尤もらしい。grp.
1a の影響もあるかもしれない。
→ θ5500=6±6°(grp. 2より; 第1推定値、51±3°(grp. 1aより;第2推定値)、もしくはその中間
偏光度 :天体前景(<100pc)で ~0%。
天体背景(150-220pc)で、大きくばらつく。 星間偏光の空間変化が激しい領域とみられる。範囲で制限する→ pmax =0.3-1.0 % (第1推定値;grp. 2より)、0.5-2.3 %(第2推定値;grp. 1aより)、もしくはその中間
λmax:
星間偏光標準値 5500Å周辺に分布。
→ λmax = 5500 ÅRW Aur 距離 :140+16-13 pc (Auriga領域)
偏光方位角:
天体方向 はgrp. 1aが尤もらしい。しかし、その外側 grp. 2の影響もあるかもしれない。
→ θ5500=123±1°(grp. 1aより;第1推定値)、80±4°(第2推定値)、もしくはその中間
偏光度 :天体前景(<100pc)で ~0%。
天体背景(150-220pc)で、~0.16%(group 1a)、~1.14 % (group 2)。
→ pmax < 0.16±0.03 % (第1推定値 ; 上 限 値 ; group 1a よ り ) 、<1.14±0.23 %( 第 2 推 定 値 ; 上 限値; group 2より)、もしくはその中間
λmax:
ｇｒｐ. 1は5500-8500Åに幅広く分布→ λmax = 5500-8500 Å■ references
 Akitaya et al. 2009, A&A, 499, 163
 Bertout et al. 1999, A&A, 352, 574
 Heiles 2000, AJ, 119, 923
 Ikeda et al, 2003, Proc. SPIE. 4843,437
 Kawabata et al. 1999, PASP, 111, 898
 Serkowski et al. 1975, ApJ, 196, 261
 Vink et al. 2003, A&A, 406, 703
 Vink et al. 2005, MNRAS, 359, 1049
 Whittet et al. 1992, ApJ, 386, 562(5) GW Ori方向

T Tau型星距離・誤差

前方星間偏光パラメター推定値

議論・

(d)
距離-λmax(c)
距離-偏光度(b)
距離-偏光方位角

(a)
偏光マップ

(1) RY Tau方向(qISP, uISP)～a few %■ 2. 観測

RY Tau 距離 :125+21-16 pc (L1495領域)
偏光方位角:
天体周囲のgroup(grp.) 1a で 0-20°。
よく揃っている。
→ θ5500=12±7°(grp. 1a より)
偏光度 :0-80 pc の範囲で ~0 %その後天体位置をはさんで上昇。
距離-偏光度に、一次関数 pmax = a×(dd0)を仮定。80-220 pc範囲でフィッティング。これに、天体距離を適用→ pmax = 0.74+0.51-0.45 %λmax:
ほぼ、星間の標準値 5500Å周辺に分布。
→ λmax = 5500 Å--θ’ : ほとんどの天体で偏光方位角の波長依存性θ’~0であった。よって、全T Tauri型星方向でθ’=0 と見なす。

GW Ori 距離 :324+109-65 pc (λ Ori領域)
偏光方位角:
天体方向 はgrp. 1 から grp. 2 に遷移。
→ θ5500=68±7°(grp. 1より)～113±0°(grp. 3より)の範囲
偏光度 :
天体前景(<100pc)で <0.1 %。
天体前後、0.1-0.4%で広く分布。
天体前後の明確な増加傾向は判別できない。
grp1, 2のうち、100-600 pc の範囲の天体の平均値、標準偏差を推定値とする。
→ pmax =0.26±0.09 %λmax:

ほぼ、星間の標準値 5500Å周辺に分布。
→ λmax = 5500 Å