2016年2月19日 西合 SFN 277 #36

The Gaia-ESO Survey: Dynamical Analysis of the L1688 region in Ophiuchus
E. Rigliaco, B. Wilking, M.R. Meyer, R. D. Jeries, M. Cottaar, A. Frasca, N. J. Wright, A. Bayo, R.
Bonito, F. Damiani, R. J. Jackson, F. Jiménez-Esteban, V. M. Kalari, A. Klutsch, A. C. Lanzafame, G.
Sacco, G. Gilmore, S. Randich, E. J. Alfaro, A. Bragaglia, M. T. Costado, E. Franciosini, C. Lardo, L.
Monaco, L. Morbidelli, L. Prisinzano, S. G. Sousa, S. Zaggia
Accepted by A&AIntro.
••

http://arxiv.org/pdf/1601.05209v1.pdf

Embedded Cluster– 統計的に90%は非重力束縛的と思われる。
– ~10Myrの間に拡散していく。
L1688 star forming region– ρ-Ophiuchi分子雲 d ~ 135pc– Main cloudは中心集中した1pc x 2pcのコア
cloud自体は重力束縛 ∆v~0.4km/s– ~300 stellar member– Stellar memberのmedian age = 2 - 5Myr

Gaia-ESO survey•

VLT望遠鏡
望遠鏡の髙分散ファイバー分光観測FILAMES
望遠鏡(The Fibre Large Array Multi Element Spectrograph)– Giraffe R=17,000 (λ=6470-6790Å)– UVES R=47,000 (around 5800Å)•
銀河の主なstellar componentsを観測(≥ 10^5 stars)
本論文はGaia-ESOデータを用いてL1688の若いclusterの重力束縛状態を検定し、また回転運動なども調べたもの。
2016/2/19

Gaia-ESO Survey

Cluster

Fig1. サーベイ天体- Giraffe:青丸（本観測）と緑点（アーカイブ）- UVES : 赤点
- 赤ダッシュ領域
分子雲の中心領域、主な重力ポテンシャル源1

2016年2月19日 西合 SFN 277 #36つづき

L1688 Gaia-ESO Survey
Cluster Member候補47天体を選定
1. 速度分散2. 速度勾配

若い天体を選定

若い天体をHR図でもチェック

1. fig1の赤dashed box内のGas は1750±600M (星は85M なので無視）。Mean half mass radius ~ 0.6pc。
適当な密度分布を仮定しvirialized
速度分散を出すとσvir~1.5km/s（fig5黒dashed line）。
=> Bayesian統計によると、L1688は80%の確率で重力束縛となる。
2. 速度勾配~1.0km/s /pc
方向も含めて、分子ガス雲の速度勾配と合っている。

2016/2/19

2

2016年2月19日 西合 SFN 277 #37

Dynamical Masses of Young Stars I: Discordant Model Ages of Upper Scorpius
Aaron C. Rizzuto, Michael J. Ireland, Trent J. Dupuy, Adam L. Kraus
Accepted by ApJ
http://arxiv.org/pdf/1512.05371
Sco-Cen OB Association••

太陽から最も近いOB association (d ~150pc) 。 ~150個もの B-type starが属している.
Upper-Scorpius, Upper-Centaurus-Lupus(UCL), Lower-CentaurusCrux(LCC)の3つのsub groupから成る。
それぞれ原始惑星系円盤、系外惑星などの進化などについての時計としてよく用いられる。
– Upper-Sco age ~ 11Myr (ただし若いB-type starが存在したり、議論有）– UCL and LCC A,B,F-type star age~16-18Myr (ただし、K-type stars ~12Mye, a few M-type stars~4Myr)

HR図図(color-magnitude)によるによる年齢決定の問題
による年齢決定の問題
連星効果１: 色が変わらず光度が大きく見える。
連星効果2: HIPPARCOSによる視差測定では、連星の距離測定の不定性が知られている（特にhigh mass)

Observation•••

Target: Sco-Cen OB asociationにある7つの G ~ M-type binaries
Oservaton: KecK-II NIRC2 AO で、それぞれのターゲットを5~7 epoch観測 (J, K’, L’)
HST WFC3 でも観測=> 軌道要素決定により星の質量等を正確に決め、新しいPMSモデルと比較して年齢を導出。

2016/2/193

Dynamical Masses of Young Stars

2016年2月19日 西合 SFN 277 #37つづきFig1, 2 連星軌道

赤:観測、水色:モデル、黒：連星軌道best fit (灰色 1σ)

2016/2/194

2016年2月19日 西合 SFN 277 #37つづき

Dynamical Masses of Young Stars
K2-type star GSC 6794-156の連星のSEDの例

連星の年齢
By Padova model isochrone

Unresolved SED

モデルの比較
G5K2
G6

赤: 観測
青四角: モデル

M2M3
M3
M1

強度比

3つの異なるモデルの質量を比較- Padva (Bressan et al. 2008),- Dartmouth (Dotter et al. 2012),- BT-Settl (Allard et al. 2011)どのモデルも、M-type star質量を0.2-0.4M 程度重くに見積もる傾向(Padva modelが最も顕著）。
G-type star age ~ 11.5Myr
M-type star age ~ 7 Myr ※2016/2/19※modelの光度が~0.01dex大きすぎる or
有効温度が数100K高すぎる？etc.

52016年2月19日 西合 SFN 277 #38

Recurring Occultations of RW Aurigae by Coagulated Dust in the Tidally
Disrupted Circumstellar Disk
Joseph E. Rodriguez, Phillip A. Reed, Robert J. Siverd, Joshua Pepper, Keivan G. Stassun, B.
Accepted by AJ
http://arxiv.org/pdf/1512.03745
RW Aur•

典型的なClassical T Tauri binary (RW Aur A and B)– Separation l ~ 1.5” (200AU) d =140pc– Short truncated diskと~600AUの長いtidal arm from RW Aur A– 70yrの間、 separation が ~0.002”/yr で増加(orbital period > 1500yr)。
– i ~ 45deg - 60deg– 2010年にRW Aur systemが2mag暗くなった。Chou et al. (2013)の分光観測
では、その間RW Aur Aの降着率はdimmingの前と変化していなかった。何かsub AUスケールのガスが横切っている（Rodriguez et al. 2013)？
なお、この手のdimmingイベントは1890’から報告されている。

Observation•••

Kilodegree Extremely Little Telescope (KELT)-North survey 2006-2014
0.61m Ritchey Chretien optical telescope 2014, 2015American Association of Variable Star Observers (AAVSO) 1937

2016/2/19

Cabrit et al. 2006

6Dust in the Tidally Disrupted Circumstellar Disk

2016年2月19日 西合 SFN 277 #38つづきFig4 (bottom) dimming event in 2014-2015
減光期間>250 days => >0.38AU (2.6km/s)- Dimming前・間でHα強度は変化なし。降着率とdimmingは無関係(Petrov et al. 2015)。
- NaI DやCaII Kより、星風がdimming間に顕著に増加。

Fig4 (top) large dimming event in 2010- 2011
Fig3 small dimming event in 2012- 201310-20dayで一気に暗くなっている。
減光期間~40 days => ~0.06AU (2.6km/s)
減光期間は~180 days => ~0.3AU (2.6km/sの時)-

2012年、2014年の減光の期間、勢い（duration, ingress)は、2010年と似ている。力学的に関係した円盤上空の遮蔽物が減光原因？
- 2015年の観測では減光中に色がgrey colorに近づくことを確認。初期に細かいダストで、減光中は大きなダストが遮蔽していると推測。
=> 星風や潮汐力で剥がされた円盤物質が巻き上げられたものが遮蔽物質？
2016/2/19

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2016年2月19日 西合 SFN 277 #39

Dust and Polycyclic Aromatic Hydrocarbon in the Pre-Transitional Disk around
HD169142Ji Yeon Seok and Aigen Li
Accepted by ApJ
http://arxiv.org/pdf/1512.04992
Transitional Disk•••

数十AUのギャップを内側に持つ原始惑星系円盤
ギャップ形成: 降着、蒸発、ダスト成長、天体による穴開け、、
2-6µm超過が顕著な天体は、特に“pre-transitional” disk と呼ばれる。
r < ~1AUのinner diskの存在を示唆（Espaillat et al. 2007）。
HD169142 (or SAO 186777)は赤外超過をする“pre-transitional” disk
– IRASで見つかった最初のVega-like star
– M*=1.65M , d~145pc– Inner cavity内に点源が観測（VLT NACO camera) => 惑星？
– UIR(unidentified infrared 7.7, 8.6, 11.3µm)が観測。
=> PAHs放射。PAHsの存在はsmall dustの存在も示唆。

Observation•••

UV帯は、IUE
光赤外帯は、2MASS、UKIRT, Keck II, Gemini, SUBARU, HST, IKARI, IRAS,Herschel,
サブミリ波帯は、SCUBA, JCMT, VLA,,2016/2/198

HD169142 Dust and Polycyclic Aromatic Hydrocarbon

2016年2月19日 西合 SFN 277 #39つづきFig2 円盤構造モデル(Quanz et al. 2013;
Osorio et al. 2014; Momose et al. 2015)

Model
密度分布(best fitの結果）- Innerとmiddle ringは、Gaussian profile
hot r=0.3AU σ=0.1AU
Warm: r=35AU, σ10AU- Outer diskは、power-law円盤を仮定。
rpeak = 80AU, γ=1
ダスト・PHA model（次項にbest fit parameter）- the astro-PAH model of Li & Dranie (2001)- Dust model of Li&Lunine(2003a,200b)- 連続波 Draine & Li (2007)2016/2/199

Best Fit Model Figure 1に示してある。
--PAH model- 電離度 φion = 0.6- lognomal size 分布： a0~3.0Å σ=0.4 (Fig. 5)- UVによる電離 see fig4 (電離度はサイズ依存する)- 中心星輻射場による加熱 see fig4
Dust model (power-low size分布)- サイズ（半固定）： amin=1µm, amax=1cm for warm, cold region
amin=0.0µm, amax=1µm for hot region- ３つの領域のベキ： αh=3.5, αw=3.5, αc=3.5- 60AUの内側でice mantleが蒸発して小さなダストとなる。
電子密度

ガス温度

ＵＶ場
PAH ionization parameter

Fig. 5 PAH size分布

Fig. 4 温度分布等(中心星輻射場、UV場＋cosmic ray）
10
2016/2/192016年2月19日 西合 SFN 277 #40

Analysis of the instability due to gas-dust friction in protoplanetary discs
Mohsen Shadmehri
Accepted by ApJ
http://arxiv.org/pdf/1512.04491

Intro.
•••

Protoplanetary diskでのダストの存在は、熱構造、輻射、電離だけでなく、動的進化にも影響を与える。
惑星形成段階でのダストの役割は、ダストサイズにより異なる。
ダスト運動は、ダストとガスの運動量交換で決まり、それはdust-gas coupling のレベル（stopping timeτ = tstop Ω）に依存する。ダストとガスの運動の違いがstreaming instabilityを生む。
小さなダストでは τ <<1であり、この場合は惑星形成のためには他のメカニズムが必要となる。
– ダスト円盤での重力不安定（微惑星形成）– ガス円盤の重力不安定（Toomre Q parameter)– ダスト-ガス円盤でのSecular gravitational instability (SGI)
Takahashi&Inutsuka (2014)では、ダストからのガスへのback reactionを取り入れた。

••

ダスト-ガス円盤でのSecular gravitational instability (SGI)に、ダストサイズ分布の視点を入れた。

2016/2/1911

instability due to gas-dust friction in PP-discs

2016年2月19日 西合 SFN 277 #40つづき

ガス円盤基礎方程式（２つのサイズのダストの影響）
Fig1は、First dust が極端にガストとcoupleしている場合の線形解析の結果。つまり、 τ1<<1 (0.001~0.0001)
Fig2はτ1<<1であるが少しcoupleを緩くしたもの片方のダストサイズだけ取り出しての不安定性も示してある。
ダスト円盤基礎方程式

D1とD2はダストの拡散係数で以下のようにモデル化

2016/2/19

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instability due to gas-dust friction in PP-discs

2016/2/19

2016年2月19日 西合 SFN 277 #40つづき13