速報 SFN 271 6~10
2015.7.24
東京大学大学院博士３年 原 千穂美＆
前主系列星において質量降着、outﬂow を知ることは重要。
T-Tauri star についてはこの手の研究はよく行われているが Herbig Ae/Be 星 (HAEBES) では少ない。
高周波数分解能 (R~60,000 速度分解能 5 km/s) で、ターゲット周波数を 3700-10000 Åに入るラインとして、87 天体を観測し、そのラインプロファイルによって分類分けした。

PC : P-Cygni
IPC : Inverse - PC
DP : Double-Peaked emission
E : Single-Peaked emission
A : Single-Peaked absorption
F : Featureless＆redshift
absorption(infall)

blueshiftabsorption(outﬂow)④②

escape velocity と redshift absorption 速度のプロット。青は HAEBES で、赤は CTTS。ダッシュ線は freefall velocity from given radius to the stellar
surface。CTTS は HAEBES に比較し、Vred/Vesc が大きい傾向にある ̶> accretion ﬂow の開始点
(truncation radius=magnetospheric radius) がHAEBES の方が内側。

consistentoutﬂow signature はどちらも同程度観測されるが、redshift absorption は HAe の方がよく観測される。
③の解釈とは別の可能性。
HBe では boundary-layer accretion で起こっている(redshift absorption が観測されないモデル)。ただし、降着は起こっているので、outﬂow は質量降着によって可能。--> HAe と Be はboundary-layer accretion とmagnetic accretion の境？？

③
HAEBES は複数ラインにおいて、redshift absorption
のみ or blueshift absorption のみしか観測されない。
(CTTS では 57 %の天体で両方観測される)。̶>accretion driven wind の不在。

NGC2024 FIR4 周辺領域 (d~415 pc) での 星形成活動を VLA の cm 波/種々の maser line を用いて求めた。付属として
FIR 6n についても議論ているが、基本的に興味があるのは FIR 4 特に IRS 7 という天体。
NGC2024 FIR4 : nebulosity や Class-II methanol maser が観測されているが、それぞれがどのような原始星に付随する物かはわかっていなかった。
(主張) low mass protostar (FIR4 IRS 7) に付随する CH3OH Class-II maser の検出(今まで high mass protostar 領域のみで検出, typical に radiative pumping に起因し、pumping に必要な温度は 175 K)

NGC 2024 領域の IRAC 三色図

H2O maser マップ

3.6 cm 連続波マップ

dash 3.6um

SED

1. VLA 9 の SED は optically thin な freefree emission を示している。
• not UCHII or HCHII
2. CH3OH maser のシステム速度は H2O
maser spot 1 から ~ 1km/s の速度差、
system 速度からは 1.3 km/s の速度差 (線幅 2 km/s) ̶> 速度的に対応がとれている。
3. 位置的にも VLA 9 に対応。
4. 先攻研究からコア質量、Lbol も low mass intermediate protostar 程度。

その他の結果
1. X 線ソースと H2O maser の位置が対応している。レア。
2. 他の FoV 中にあるソースの性質
1. jet 起因の天体や early B type star などなど。
3. 他の FoV 中にある H2O maser についても議論

PTFO 8-8695 : Orion にある WTTS。0.45 日の回転周期の伴星があり、orbital period は 0.45 日。食は見えたり見えなかったり。̶> 伴星の軌道が 300-600 日周期で precessin。Barnes et al. 2013 で詳細なモデルがくまれていたが、データ点の不足により、中心星の質量が絞り込めていなかった。
目的: この天体について先攻研究から示唆されているモデルと比較するために、 4.5 um での light curve の測定、Keckでの radial velocity の測定、LCOGT (optical telescope) での light curve の測定。
結果: 中心星が 0.34 Msun のモデルでよくフィット。モデルはただしそうだけど、説明できないこともあり。

考えている状況system angular momentum
precession の軸

planetary orbit
angular momentum

stellar spin
angular momentum

Lp~L*Barnes et al. 2013
Figure. 5

GMC の X-factor の SFR 依存性をモデルを用いて求める。
X[CO] = NH2 / WCO
SFR 増 ̶> cosmic ray ionization rate (CRIR) と interstellar radiation ﬁeld (ISRF) 増
̶> 温度増, abundance 下
モデルでは CRIR と ISRF を SFR によりリニアに増加させて、coupled chemistry, 熱・力学的進化を解くことで、雲の X-factor の変動を求めた。

104 Msun

105 MsunSFR=ISRF and CRIR が大きくなるほどX-factorの増加。shielding が効く dense なクランプほどその効果は小さくなる。
104 Msun クラウドについてはあまり X-factor の変動は無いが、105 Msun クラウドについては order で変動。
全部積分すると特に 105 Msun クラウドについて、Xfactor は SFR1/2 で変動。ただし、ある CO intensityのところでクリップすると、その変動は小さくなる。
initial density 104 Msun, virial parameter = 2 (ourgalaxy の中心で見られる GMC) の X-factor はたとえ
SFR が 100 倍になっても実測値に近い値が出る。

cluster 形成について知るため、IC348 cluster (2-3 Myr~6 Myr) に属する星の速度分布を求めた。
double gaussian を用いることで、ﬁt が向上<̶ 近くの OB association のコンタミ or すでに散逸しつつある星
速度分散は 0.72 km/s / 0.64 km/s (single/double gaussian)<̶ supervirial (gas の重力ポテンシャルが非常にきいてない限り)。また、特に空間分布なし。
extinction が効いている星 (より奥側) の星ほど redshift。
<̶ 回転とか星同士の力学相互作用ではなさそう ̶> convergence ??
ガス散逸か merger による supervirial の後に、局所的に virialize or two cluster が line ofsight に重なっている。