2017年10月20日 西合 SFN 296 #36

Chandra X-ray observation of the young stellar cluster NGC 3293 in the Carina Nebula Complex
T. Preibisch, S. Flaischlen , B. Gaczkowski , L. Townsley and P. Broos
Accepted by Astronomy & Astrophysics
https://arxiv.org/pdf/1707.08782
https://www.usm.uni-muenchen.de/people/preibisch/publications.html
ターゲット: NGC 3293
• Carina Nebula Complex (以後CNC)に付随する若い星団（d = 2.3kpc)。
•CNCは銀河面に近く、光学だけでは若い星の同定が困難。

•Chandra Carina Complex Project(CCCPTownskley et al. 2011)の観測範囲外•

ESO 4m VISTA telescopeによるNIRでのサーベイが行われた。

Digitized Sky Survey 2

MPG/ESO 2.2m telescope

Fig1. (左)CCCPの観測範囲。全部で10714のYSOs検出。
(右)今回の観測範囲

観測・方法：NGC 3293の星年齢や質量関数を調べる• Chandraによるdeep観測 (70 ksec)
1026の点源検出(M < 2M8の若い小質量星と思われる)• VISTAのNIRサーベイと比較。
2017/10/20

1Chandra X-ray observation of the young stellar cluster NGC 3293

2017年 10月20日 西合 SFN 296#36

Fig.9 X-ray点源とNIRがマッチした星のFig.6 Chandra X-ray点源(756個)の空間分布
青四角はF > -5.9 photons s-1cm-2（真の空間分布）。 Optical color magnitude diagram
破線:主系列、赤と緑は8Myrと10Myrのisochrones

NGC 3293星団• サイズ 7arcmin ~ 4.7pc（全756個中 511個が7acrmin以内）• M > 2.5M8 のメンバーが少ない• 年齢 8Myr ~ 10Myr
CNCで一番古い (see Fig.12)
Fig.12 CNCの星団サイズと年齢(オレンジ,赤はdense cloud, グレーはdark lane)2017年10月20日 西合 SFN 296 #37

Proper motions of the HH 1 jet
A. C. Raga, B. Reipurth, A. Esquivel, A. Castellanos-RamLırez, P. F. VelLazquez, L. HernLandezRamLırez, A. RodrLıguez-GonzLalez, J. S. Rechy-GarcLıa, D. Estrella-Trujillo, J. Bally, D. GonzLalez-GLomez, A. Riera

Accepted by RMxAA
http://bigbang.nucleares.unam.mx/astroplasmas/
http://arxiv.org/pdf/1708.01585

Fig1. VLA 1 (HH 1)のHST [SII] image。CSはCohen-Schwartz star
ターゲット: HH 1 jet (d 〜 400pc)• YSO jetとしてHerbig (1951) and Haro (1952)により発見• 20年にわたり電波や光・赤外でノット構造の固有運動や時間変動が調べられてきた。
観測・方法：
固有運動は”peak fitting method”や、image間のノットをboxで囲んでcross-correlation取る”tilesmethod”で調べられてきた。
今回、HH1のHST [S II] imageをwavelet関数でconvolvingすることで不定性が少ない再解析をした。
2017/10/203

HH 1 Jet2017年 10月20日 西合 SFN 296 #37

Fig.5 ノットの明るさの変化

Fig.2と3 Mexican Hat wavelet によるconvolved image (右）Fig.4 20年分の固有運動=> 最近に放出されたものの方が速い。

Fig.7 ノットの今後の軌跡=> ４５０年後に80”の場所で合体する。

2017年10月20日 西合 SFN 296 #38

A model for a photoionized, conical jet from a young, massive star
A. C. Raga , J. CantLo , A Tinoco-Arenas , J. C. RodrLıguez-RamLırez , L. F. RodrLıguez , S. Lizano

Accepted by MNRAS
http://bigbang.nucleares.unam.mx/astroplasmas/
背景• 大質量星にもコリメートしたjetが付随してることが明らかになってきた。
Purser(2016)の50の大質量星サーベイでは、26天体にコリメートされたjetsが観測。
•

大質量星からのneutral jetは、周囲のHII領域のdiffuse photonにより徐々に電離されていくが、その構造ついてはよくわかっていない。

モデル：• 球対称のHII領域を考え、輻射場の半径依存性モデルを作る(Fig 2)•

HII領域中を進む星表面でHalf opening angle (~5deg)のneutralコリメートジェットモデルを考える。

電離Jetモデル
2017/10/20

Fig2. Diffuse Flux 半径分布。
RsはStromgren半径、αは再結合率52017年 10月20日 西合 SFN 296 #38

A model for a photoionized, conical jet

HII領域が十分に大きな場合 Fd = const.

HII領域がそれほどでもない時の例

ジェットとHII領域パラメータ。

無次元電離面高無次元半径、

ただし、 Ljは長さスケール

Fig4(一部）. 無次元半径 ξ に対する電離面高ηの変化(実線）=> Jetは途中で完全電離される近似式（破線）でよく近似。

Fig.5 HII領域で中性jetが電離されきらない例(nH=105 cm-3, S*=1049 s-1. αH=2.55x10-13 cm3 s1 , 質量放出=10-4 M yr -1 , n =1012 cm-3 ,8j-1
vj=1000km s )。
これも近似式（破線）でよく近似。
* よくわからないが、著者はjetは20%ほどHII領域より明るく光ると書いている。

2017年10月20日 西合 SFN 296 #39

VLA observations of the disk around the young brown dwarf 2MASS J044427+2512
L. Ricci , H. Rome, P. Pinilla , S. Facchini , T. Birnstiel, L. Testi

Accepted by ApJ
http://arxiv.org/pdf/1707.07197
ターゲット: 2MASS J04442713+2512164(2M0444)• Taurus Star Forming Cloudにあるbrown dwarf (d =140pc)
LBD=0.028L8, Teff=2828K, MBD=60Mjup (Luhman 2004)•

ミリ波で最も明るいbrown dwarf diskを持つ。

•ALMA0.86, 3.2mm観測では小さなスペクトル指数 α〜1.8

観測・方法：• VLAを用いて6.8mm, 9.1mm, 1.36cmを観測。

•

コンパクトなD配列(35m-1.0km Baseline)なので空間分解不可•

ALMA観測(Ricci et al. 2014)で作られた円盤密度構造モデルとダスト進化の数値計算を使って観測を説明できる条件を探る。

2017/10/20

Fig1. 今回のVLAの結果を加えたSED7

2017年 10月20日 西合 SFN 296 #39

young brown dwarf 2MASS J044427+2512

円盤モデル(Ricci et al. 2014)Σ∝r-1.65, Rdisk=139au, MD tot=1.3MJup

Fig 2 spectral indexの温度依存

Fig 4 1.36cm放射は、Yang massivestarの関係に乗る。
•••

Radial driftパラメータ
f = 1.0 （そのまま）

f = 0.0 （なし）

f = 0.6

Pressure Bump

Fig 3 α粘性円盤(α=10-3) を仮定したgrainサイズ進化の数値計算結果at t = 1Myr
初期ダストサイズ 1µmを仮定。

スペクトル指数が長波長できつくなるのは、低温度(10K-13K)モデルで説明可能
2M0444は普通のYSOをスケールダウンした天体（fig4)?
単純なダストの半径ドリフトだけを考えると1mmのダストが100auに散らばっていることが説明できない。=> 例えばPressure Bumpでそれを止めれば実現できる。

2017年10月20日 西合 SFN 296 #40

The ionising effect of low energy cosmic rays from a class II object on its protoplanetary disk
Donna Rodgers-Lee , Andrew M. Taylor, Tom. P. Ray and Turlough P. Downes
Accepted by MNRAS
背景:• 原始惑星系円盤の電離には、CTTSからのX ray/FUVまたGalactic cosmic ray(GCR), 放射性元素崩壊がそれぞれ異なった場所に対して寄与する(ex. X線は円盤表面だけ電離）。
•

様々な観測でYSOは強い磁気活動により~GeV宇宙線を生成することが示唆されている。

•

円盤の電離度はMRIに影響し、円盤の進化に重要な役割を演じる。

観測・方法：YSOからの低エネルギーCRs(〜3GeV, etc)が円盤の電離に及ぼす影響を調べる。

•

粒子伝搬は拡散+吸収+移流として扱う（MRI乱流を想定）。

•

半径方向には幾何的減衰 r-1 を導入。
〜１００倍

2017/10/20

Macc=5x10-8 M8 yr -1

92017年 10月20日 西合 SFN 296 #40

The ionising effect of low energy cosmic rays
Fiducial Run (面密度ベキ p=1, 拡散係数D=30c rL, Advection=なし)
Metalあり電離度

Metalなし電離度

電離度が小さくなる
1au付近の赤道面の電離に大きく寄与(ζCR〜10-17 s-1 )パラメータ依存性
拡散係数依存性 大面密度ベキ依存性 小Windでの移流 100km/sで効く