星形成ゼミ
SF Newsletter 349#6 ~ #10
担当:川邊2022.03.09

SF news letter 349: #6 - #10

● ODYSSEUS Survey: Outflow and Disks around Young Stars: Synergies for the Exploration ofULLYSES Spectrum● ULLYSES: Hubble UV Legacy Library of Young Stars as Essential Standards Director’s
Discretionary Program (DDP) of low-mass pre-main sequence stars (+ALMA & JWST)● ULLYSES目標 => 若い星とPPDの関連の理解で革新をもたらす=> 質量降着、アウトフロー、円盤構造の関係から、円盤進化と惑星形成の物理を理解● 論文目的：ODYSSEUS Surveyの紹介と、CTTS CVS109 (Orion OB1b) の初期成果を示す● ODYSSEUS Surveyは、ULLYSES 分光データベースを活用、統一的で均一な解析を実施
1) 降着流が、降着率と磁場構造にどう依存するか?
2) 星風やジェットの駆動場所がどこで、質量放出率が降着率とどう関係するか?
3) 惑星形成領域の化学にFUVがどう影響するか?
● 他のデータ: 同時期のX-ray, optical, NIR, ミリ波データを活用する● Goal: PPDでの正確な質量降着とその進化、化学などを描き出すフレームワークを構築

Magnetospheric Accretion Paradigm(“Accretion on to Pre-Main-Sequence Stars”, Hartman et al. 2016)
Blue-shift禁制線
P Cygni FUV吸収線(N I, Fe II, Si II, C II)

FUV 分子輝線(Lyα-excited)
Warm (>1500 K) 蛍光(?) H2
Cool (200 -500K ) COUV-NIR SED, (降着による) Lyα
Hot FUV輝線(Si IV, C IV, NV)
FUV broad 輝線(C IV), Hα, Hβ● 強磁場がPPDをトランケート● アウトフローはトランケーション半径のところから放出(星半径の数倍のところ)● 一部は星表面に向かって降着流となり、星表面で衝撃波を作り出す
衝撃波 => UV, X線, 円盤表面照射, 化学進化、星風駆動を通して円盤の消失へ寄与● 降着流で駆動されたアウトフローは角運動量を持ち出し、星・PPDの回転構造を制御● ALMAでは見ることの出来ない内側の構造の情報を、UV観測がもたらす。

降着流衝撃波の構造とSED
Hartman et al. 2016
赤線：accretion shock model(3成分の合計)

ULLYSESOne column model => muti-component magnetic columns modelULLYSESULLYSES観測: 500 HST orbits で60-70 CTTS (d = 100(60) - 450 pc, K to M-type)- Cosmic Spectrograph (COS) FUV spectra (R~ 12,000-20,000)- low-resolution (R ~ 500) Space Telescope Imaging Spectrometer (STIS) NUV/
Optical spectra- TW-Hya, BP Tau, GM Aur, & RU-Lupの４天体はモニター観測実施: 各天体 24回• 質量降着via星磁場- UV/Opt excess in SEDの有無、質量降着率推定、
multi-column accretion flows の有無- “hot” FUV lines, Si IV, C IV, N V, He, H, は上記SED解析を補完(これらの輝線強度は、降着光度と良く相関)• 質量放出via wind/jet- wind signature: 青方偏移した禁制線やP Cygni 吸収線 (He I: λ10830)- windの電離バランス: FUV 領域のP Cygni 吸収線 (NI, Fe II, C II, Si II, Si III, C IV)- 専用のMHDコード: FUV 領域のP Cygni 吸収線のモデル化• 惑星形成領域の内縁部の構造と化学- ODYSSEUSのgoal: 内縁部から外縁部までのCO, H2O, 有機分子などの分布を得る(外縁部はALMAで)- CO/H2が大事な測定量 (CO depletionの程度)、その半径依存•

ULLYSES/HSTを補完する観測
Optical/NIR spectra : ESO-VLT large program, PENELLOPE- VLT/X-shooter, VLT/UVES(Echelle Spectrograph), VLT/ESPRESSO(Echelle Spectrograph for Rockey Exsoplanets and Stable Spectroscopic
Observations)- National Optical-Infrared Astronomy Research Lab/CHIRON- Telescopio Nazionale Galileo/GIARPS• 測光@Optical: 地上望遠鏡群での測光、モニタリング観測 + TESS
- Las Cumbres Observatory Global Telescope (NOAO経由)
TESS- Konkoly Observatory (Hungary):トランジット系外惑星探索衛星- Observatorio Astrofisico di Catania (Italy)• X-ray: accretionやcoronal activity 情報を補完- ULLYSES monitoring targets(4天体中3つ)に関しては、X線でも同時観測を行う(X-ray Multi-Mirror Mission-Newton and Chandra Obs. ; TW-Hya, BP-Tau,RU-Lup)• Future data
- JWST: UV 輻射場 vs 近赤外輝線 の関係- ALMA : disk properties- disk mass, inclination etc.
•CVSO 109観測の概要
CVSO 109 AB: CTTS (A; ~ 5 Myrs) –WTTS (B) binary(0.64” separation)- Pre-transitional disk in CVSO 109 A? (Marco+2018)• HST: ULLYSES 4 hour observations (2020 Nov. 28)• CHIRON fiber-fed echelle spectrograph:• McDonald Observatory 2.7m Spectra:- v sin i (光球) & RV 測定• VLT Spectra:- X-Shooter R~ 10,000-20,000) 3000 - 25000 Å- UVES (R ~ 70,000) 3300 – 4500 & 4800 - 6800 Å• TESS (トランジット系外惑星探索衛星)- 600 – 1000 nm passband- 時間分解能: 10 min in 2020, 30 min in 2018
- 6.5 day 変動検出
• 地上測光@Optical• eROSITA X-ray (0.2 – 1 kev)
•TESS light curves

Marco+2018

CVSO109: 中心星と円盤• McDonald Observatory 2.7m Spectra:- v sin i = 3.5 km/s (光球) & RV 測定(v sini が小さい=> face-on viewを示唆)• Inclinationの推定- 6.5 day 周期 + v sini => i ~ 14 deg.
(Rstar ~ 1.8 Rsun) )• 星と円盤の回転軸が揃っていれば円盤もface-on

CVSO109: 変光とHα EW
Hα Equivalent Widthの時間変化

Hα Equivalent Widthの時間変化(CHIRON)
HST 観測(Day 0)(D −1) Inverse P Cygni => infalling gas?

CVSO109: 降着、放出、円盤照射• NUV-NIR SEDのモデリング: multi-column accretion flows- 質量降着率 ~ 3x10-8 Msun/yr- inner wall radius Rwall ~ 0.1 au
D’Alessio+ 2004
黒線：NUV-NIRSpectrum(HST(HSTandandX-shooter)
X-shooter)
NUV-NIR Spectrum

Inner wall

光球上のaccretion shocks(3種の足し合わせ)CVSO109: 降着、放出、円盤照射• Magnetospheric accretion flow
種々のWind Profiles- C IV 1549のbroad comp. を検出- Hα, Hβ fit=> ~ 2x10-8 Msun/yr & i=40 deg.
• Wind の証拠: FUV lines (I O , He I, S II, CII)
- mass loss ~ 3x10-10 - 6x10-9 Msun/yr
Vwind ~ 2km/s, lwind ~ 1 au, & M from O I

Accretion
shocksAccretion
Flow(width ~100 km/s)

Co-added Wind Profiles
C II + Si II

(補足) O I as an evidence of wind
● Wind Mass Loss Rateの推定:
Fang + 2018 の手法を用いて[O I]輝線から導出- x(O) = 3.2 x 10-4- Tgas = 5000 K を仮定すると、Mass Loss Rate
~ 1.8 x 10 -10 Msun/yr● wind height (lwind) やT などに大きく依存する。
● wind velocity は [O I]輝線の“projected peak velocity”から推定● lwind = Kepler radius for v=FWHM/2

CVSO109: 降着、放出、円盤照射• Lyα emission: 蛍光H2 Emissionからreconstruction (modeling framework
利用:右上図参照。Blue側は制限が甘い)• Lyα COS data: stellar emission +interstellar absorptionでモデル化(log N(HI/cm2) = 20.32±0.06)• reconstructed Lyα- FWHM=600 +300 –200 km/s (<= H2 4点)- outflowabsorption at v= -140 ± 100 km/s
- wind profile (C II + Si II)とコンシステンと- 750± 100 km/s (<= COS data) )• H2 emitting region- 0.06 – 0.6 au (typical of TTS disks)
これらの結果は、ほぼODYSSEUS Surveyの期待通りである。

赤丸:H2から推定Lyα COS data

intrinsic

HC18O+ (4-3) のMon-0, 速度場(左)スペクトル(右)k: rate coefficient ofelectron recombination
krec for -> & kex <- in (1) &2)

d ~ 900 pc

faint phasebright phase