2015年8月28日 西合 SFN 272 #01

Spectroscopy and Linear Spectropolarimetry of the early
Herbig Be Stars PDS 27 and PDS 37
K. M. Ababakr, J. R. Fairlamb, R. D. Oudmaijer and M.E. van den Ancker

Intro.
••

Accepted by MNRAS
http://arxiv.org/pdf/1507.06313.pdf

Herbig AeBe star:– Pre-Main-Sequence Star with Intermediate mass 2M - 10M– A and B type spectral type, IR excess SED– Catalogs: The et al. (1994), Ochsendorf et al. (2011)<= most massive なHerbig Beのサンプルが欠如
P-Cygni profile
PDS27 (or DW CMa) and PDS37(or Hen 3-373)– most massive なHerbig Be– Vieira et al. (2003)は、可視測光から、距離をPSD27 d=1100pc, PDS37
d=720pc 、温度を22000Kと見積もった。

Observation••

Spectro-polarimetry by FORS2 spectrograph of VLT– 4096x2048 pixel– 0.5arcsec slit => V: R=3800(4560A-5860A), R: R=4800 (5750A-7310A), Z: R=4800 (7730A-9480A)– + Optical polarimetry (accuracy of 0.1%)
Spectroscopy by spectrograph X-shooter of VLT– 0.4-0.5arcsec slit => R=9100(3000A-5900A), R=17400(5300A-10000A), R=11300(10000A-24000A)

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Spectropolarimetry of the early Herbig Be Stars

SFN 272 #01つづきResults & Analysis•••••••

500km/sを超えるP Cygni profileが見られる(Fig.1)。
Polarization degreeに、きれいなSerkowski law (経験則) 。 fig4 =>力学距離(銀河回転モデルより): PDS27: d ~ 3.17kpc, PDS 37: d ~ 4.31kpc
表面温度 (Balmer Jumpなどスペクトルより）: どちらも T = 17500K +/- 3500K
光度 PDS27: log( L*/L ) ~ 4.39, PDS 37: log( L*/L ) ~ 4.75
質量 PDS27: M ~ 21 +/- 10M , PDS 37: 15.3 +/- 5M ← O型型星のYSO
星の質量降着率: Macc ~ 10-3 – 10-4.5 M /yr (see Table4)← かなり大きい
Fig.4 連続波偏光度
Serkowski law

HR図での位置(幅があるのは温度の不定性）
質量がO型星YSOであることが分かる。

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さまざまな指標から見積もった質量降着率22015年8月28日 西合 SFN 272 #02

Untangling the Recombination Line Emission from HII Regions with Multiple
Velocity Components
L. D. Anderson, L. A. Hough, T. V. Wenger, T. M. Bania and Dana S. Balser

Intro.

Accepted by ApJS
http://arxiv.org/pdf/1507.05575.pdf

The Green Bank Telescope HII Region Discovery Survey (GBT HRDS)•Bania et al. (2010); Anderson et al. (2011)•Radio Recombination Line (RRL) survey•
448 Galactic HII Regions (X-Band 9GHzでカタログされているもの)•
130 個で複数の速度components検出: 106(two components) + 23(3 components) +1(4 componets)– 確率的に独立のHII regionがoverlapすることは少ない（~2%) by WISE Catalog of Galactic HII regions– 複数の速度成分は、広がったWarm Ionized Medium(WIN)の一部(stem)が原因である可能性もある。

Observation•••

Green Bank 100m telescopeで、HRDSに追加する形でRadio Recombination Line観測を行った。
観測領域に117 multipe-velocity HII region(うち 89はHRDSサンプル)
127 off-target position (Table2)も観測
H87αとH93αの同時観測: Δv=1.86km/s ,1 targetあたり~10minutes積分2015/8/28

Fig.1 fill circleがHRDSサンプル(緑は複数速度をもつもの）。背景のカラーはVGPS21cm continuum data.
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Recombination Line Emission from HII Regions
G30 249+0.243

SFN 272 #02つづきG25 305+0.532
Fig.2 観測positionの例：黒Xはon-target, 赤Xはoff-target
緑の○はGBTのbeam-size(~87”)、イメージサイズは7.5’x7.5’
カラーイメージはSpitzer(B:3.6um + G:8.0um +R:24um)
白コントアはVGPS 21cm continuum data

Fig.3 スペクトルの例(Fig2の観測):
黒線 on-targeｔのGauss Fit、
赤線 off-targetのGauss Fit
２つの速度成分は、完全に独立した速度成分である。

Fig.4 HII regionの電子温度と力学位置
single componets(黒)は最大で20000Kである。
一方、muitibple components(赤）は平均でその２倍ある。

（注）著者は、HII regionに見られる２つ目の速度成分は、WINのstemを近傍の大質量星から漏れ出したphotonが電離・加熱したものであると言いたい感じ。
でも、はっきりと、論文の結果と結びつけ論じてない。

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2015年8月28日 西合 SFN 272 #03

A WISE Census of Young Stellar Objects in Perseus OB2 Association
Mohaddesseh Azimlu, J. Rafael Martinez-Galarza, August A., Muench
Accepted by AJ
http://arxiv.org/pdf/1507.02966.pdf

Intro. Perseus Region–––Massive Star (Per OB2 association), young stellar cluster(e.g. IC348 and NGC1333), several dense star
forming coresと多様な星形成
近傍 d ~ 300pc
Age 6Myr – 15MyrData•

12o x 12o area of Per OB2association– WISE (Wide-field InfraredSurvey Explorer) point
source catalogue
λ = 3.4, 4.6, 12, 22um
– Optical-IR data (Spitzer“c2d”, 2MASS, SDSS)

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Fig.1 Field Coverage by WISE (青),Spitzer c2d (黄), SDSS(緑).
Gallex (灰)、XMM(黒)、Chandra(ピンク)Fig.2 Field Coverage byAPASS(赤点)
緑と青はfig1と同じSDSS とWISE

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Perseus OB2 Association

Fig.4 3.4um-12umの傾きと2MASSのJ等級。
灰色点 : WISE point source (S/N >7 in 3.4, 4.6, 12um)→ 48,692個

SFN 272 #03つづきFig.9 YSOの空間分布

各J_magでの5σの場所(黒の実線)より上の669個から、見た目でチェックして354個がYSO候補となった。

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6Perseus OB2 Association

SFN 272 #03つづきFig.15 Avの空間分布 by 2MASS K band

Perseus YSOには、2つのグループ（fig16-17)- スペクトルの傾き: α~-2, α~-1

2015/8/28- Age: age<1Myr, >5Myr
若いYSOはclusterに集中- Mass: M<1M , M>1M
空間分布はランダム

72015年8月28日 西合 SFN 272 #04

An empirical sequence of disk gap opening revealed by rovibrational CO
Andrea Banzatti and Klaus M. Pontoppidan
Accepted by ApJ
http://arxiv.org/pdf/1507.06650.pdf

Intro.
Protoplanetary Diskのうち<10AU•
惑星形成など大切な領域•
星の磁場圏や共回転共鳴などで円盤に非軸対称構造が励起されている可能性。
•
ガスが降着したり蒸発したりしてa few Myrでgapが形成される。
•100-1000Kという温度に加えて、中心星からのIR~UV photonから、COの振動遷移が励起・放射されている(e.g.Najita et al. 2003)。
•
若いPP diskからのCO v=1-0 (4.7um)のline profileには、FWHM~150km/sのbroad成分とFWHM~30km/sのnarrow成分の重ね合わせがみられる(Goto et al. 2011; Herczeg et al. 2011)

Observation•••

VLTのEchelle Spectrometer (CRIRES)で12CO(v=1-0), 12CO(v=2-1), 13CO(v=1-0)線を分光観測
Slit width ~0.2” , ∆ν ~ 3.2km/s
Target はCOガスが検出されている30 T Tauri Disksと7 Herbig disk (0.5M -3M ) see Table1

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8Disk Gap Opening

SFN 272 #04つづきFig.4 放射半径と励起温度の関係•••

NCとSCの比が1より、それらは光学的に厚い領域からの放射(fig2)
Broad成分はR=0.01AU-0.1AU、Narrow成分はR=0.1AU-1AUから放射(fig3)
励起温度と放射半径にはT_{vib,ex} ∝R^{-0.3±0.1}の関係 (fig4)

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Fig.3 inclination情報を用いた
ケプラー半径と線幅の比較
9Disk Gap Opening

SFN 272 #04つづきFig.5 励起温度のサンプルを追加(灰色 van der Plas et al. (2015)の）••BCを持つのがM<1.5M に偏っている(fig6)のは、ガスの散逸のタイムスケールが長いからかも。
M>1.5M のガス分布の内縁の分布(fig7)は、exo-Jupiterと合っている。これはmigrationが止まるからかも。

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2015年8月28日 西合 SFN 272 #05

The Three-mm Ultimate Mopra Milky Way Survey I. Survey Overview, Initial Data
Releases and First ResultsPeter J. Barnes, Erik Muller, Balthasar Indermuehle, Stefan N. O’Dougherty, Vicki Lowe,
Maria R. Cunningham, Audra K. Hernandez and Gary A. Fuller
Accepted by ApJ
http://www.astro.ufl.edu/~peterb/research/thrumms/papers/PaperI-HR.pdf

Intro.Three-mm Ultimate Mopra Milky Way Survey (ThrUMMS)
Mopra 22m telescopeを用いて12CO(1-0), 13CO(1-0), C18O (1-0), CN の銀河面サーベイ観測(60ox2o)Fig.1

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Beam ~ 33” at 115GHz

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Mopra Milky Way Survey

SFN 272 #05つづき12CO(1-0)
結果のサンプル

13CO(1-0)

C18O(1-0)

CN

Fig11. PV図 赤 12CO(1-0)、緑13CO(1-0)、青C18O(1-0)

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Mopra Milky Way Survey

SFN 272 #05つづきtauTex (K)N_co (10^{22} cm^{-2})

Fig15. IcoとNcoの比例関係

Dame et al. (2001)のX-factorを使うと青の破線となる。
今回の結果の青の実線がより良い近似
Tmb = (Tex - Tbg) (1-e-τ)
12CO(1-0)が光学的に厚いとして、Texを出す。
Tauは13CO(1-0)から導出。

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