THE STAR FORMATION NEWSLETTER
No.291 - 14 March 20172017/04/28
16-20
16. X-Shooter spectroscopy of young stellar objects in Lupus.
Atmospheric parameters, membership and activity diagnostics
17. The evolution of protoplanetary disks from their taxonomy inscattered light: Group I vs Group II
18. Very High Excitation Lines of H2 in the Orion Molecular CloudOutflow
19. Dissecting the molecular structure of the Orion B: Insight fromPrincipal Component Analysis
20. Thermochemical modelling of brown dwarf discs
泉奈都子

X-Shooter spectroscopy of young stellar objects in LupusA. Frasca et al. Accepted by A&A https://arxiv.org/pdf/1703.01251

Determination of atmospheric parameters from X-shooter spectra of102 YSO candidates• Targets: 102 YSO candidates in Lupus I, II, III, and IV clouds- 太陽に近く（150-200 pc）、Class II, ClassIII天体を多く含んでおり、さらに減光も他の星生成領域に比べると小さい (→ 研究しやすい)- 先行研究では可視-赤外の撮像、分解能の低い分光データが用いられていた- Atmospheric parameterが求められているのは殆どClass IIIの天体→ 102個のYSO candidates (95: Class II, 7: Class III) についてVLT/X-shooterのデータを用いてparameterを調べる• Data sample- Telescope: VLT- Instrument: X-shooter (wide band & intermediate resolution spectrograph)- Paramaters(300-560 nm)(550-1020 nm)(1020-2480 nm)

• Results
ROTFIT code を用いて、各天体においてEffective temperature (Teff), surface-gravity (log g), radial velocity (RV), projected rotational velocity (v sin i) を導出‣ エラーの中間値: σTeff = 70 K, σlog g = 0.21 dex, σRV = 2.3 km/s, σv sin i = 4 km/s

- 13/102 はLupusに属するメンバーではないと判断 (by their RV, very low log g)‣ 少なくとも11個は背景にあるGiants (RGBかAGB phase) で、そのうちの2つはlithium-rich giantsと判明
Giants ?

litium rich• Results
Teff - Hα flux の関係より Class IIIのemissionは chromosphericの活動のみが見られ-るのに対し、 Class IIは chromosphericの活動, accretionの両方（ボーダー近く）が見られる
Bolometric flux (FHα/σTeff4)

accretion

Class IIWhite&Basri(2003) の基準により、accretionしていると考えられるもの

Border(by Frasca et al. 2015)

Class III
Transition disk

chromospheric emission- Flux per unit surfaceとaccretion luminosityに強い相関がある→先行研究で示唆されていた line-luminosityとaccretion luminosityの相関はcalibration effectによるもの"ではない"ことを確認(emission lineはaccretionを調べるのに使える)

• Results
F/F- Call1842 Call8498 はほぼ低い値をとる→ Optically thick emission source を示す→ photosphereの近くでaccretion shock起こる- FHα/FHβ は低い ~ 高い値両方を示す→高い値はoptically thick emission を示す→バルマー輝線はCall とは異なる領域から放射されている（with smaller optical depth）

The evolution of protoplanetary disks from their taxonomy inscattered light: Group I vs. Group II
A. Garufi et al. Accepted by A&A https://arxiv.org/pdf/1703.01512

Near-IR observations of 6 Group II disks in scattered light• Group I disk vs. Group II disk

- MIR-FIRにおいてSEDを単一のpower-lawでfit できる: Group II→幾何学的に薄くてフラットな円盤 (flat disk)- 単一のpower-lawに加えて低温の黒体放射成分を持つ: Group I→外側に向かってスケールハイトが大きくなる円盤 (flaring disk)- 元々、Group I から Group II への進化が考えられてきたが、近年の観測結果（e.g. Group Iにギャップ、穴が見つかったのにGroup IIでは見つからない…）
からは否定され、異なる進化トラックに乗っていることが示唆されている- Group Iの方がよく観測、研究が進んでいる→ Group IIにおいてNIR-IRのscattered lightの観測を行い、Group Iとの比較を行う（最終的にdisk evolutionの理解につなげる）

• Sample- 6 Group II diskを観測- archive dataから11 B-F type star

(10: Group I, 1: Group II) を比較用に追加• Observation- Telescope: VLT- Instrument: AO-assisted NAOS/CONICA- Mode: Polarimetric Differential Mode

• Results- 3/6 で検出

- HD163296ではCO snowlineとおそらく関連しているring-structureを検出- HD152404 (AK Sco)とHD142666では100AU以下のコンパクトなdisk構造を検出- Group I, Group IIの違いは 5 AU 以上の大きなdisk cavity の有無によるものと判明- Group I から IIへの進化を示す証拠はみつからなかった• Conclusion- Group IIはGroup Iが進化したものではない- Group IIの中でさらにいくつかの分類に分けられる‣ HD163296: Group Iの前段階‣ HD152404 (AK Sco)とHD142666: Group Iの中でも半径が小さいもの

Very High Extinction Lines of H2 in the Orion Molecular
Cloud Outflow
T. R. Geballe et al. Accepted by ApJ

http://arxiv.org/pdf/1702.06184

K-band spectral observation of OMC-1 outflow

Pike et al. 2016 (ApJ)• 先行研究Harbin-Hero 7 (HH7) bowshock に対するK-bandの-分光観測を実施- 励起温度 6000 K ~ 50000 K の範囲のH2 輝線を検出- ガス運動温度を2温度モデルで導出‣ 98.5 %のガス: T = ~ 1800 K (ショック後の振動励起分子ガスでよく見られる値)‣ 1.5 %のガス: T = ~ 5000 K↑ 5000 Kはまだ理論的に説明されていないが、他のショック領域でも同様の傾向が見られるかどうか調べたい (Hot H2 は普遍的なものなのか？)→ OMC-1内のショックが起こった領域で、同様にK-band の分光観測を行う• Observation- Telescope: Gemini- Instrument: GNIRS (near-infraredspectrograph)• Results- OMC-1でも~5000Kのガスが数%存在する→ 高速のショックを受けたガスでは共通に存在??

Dissecting the molecular structure of the Orion B cloud:Insight from Principal Component Analysis
P. Gratier et al. Accepted by A&A https://arxiv.org/pdf/1701.04205

Principal component analysis for Orion B cloud• 背景観測技術の向上により、複数の輝線マップを簡単に取得できるようになった-→ 多輝線データを用いた統計的な手法により、詳細な放射輸送や化学モデルを考えずに星間物質の物理構造を調べたい→ Orion Bを例にPrincipal Component Analysis (PCA) を用いた解析を行う

Component Analysis (PCA): 主成分分析• Principal
相関のある多数の変数から相関のない少数で全体のばらつきを最もよく表す-

主成分(PC)と呼ばれる変数を合成する多変量解析の一手法 (wikipedia)

http://cnx.org/resources/269e78e2506cdbdc7f45ca17bb7d83491ce0c644/pca.jpg

• Data

そのままだと相関とるの難しいので

• Results- 各主成分における各輝線強度の寄与- 主成分マップ• Results- 第1-3主成分(PC1-PC3)とH2の柱密度,体積密度、UV radiation fieldの相関‣ 観測値（今回用いたemissionとは独立した値）から導出した値と比較‣ スピアマンの相関準位係数より、それぞれと良い相関を持つことを確認→ PCAは物理構造を探るのに使えるThermochemical modelling of brown dwarf disks
A.J. Greenwood et al. Accepted by A&A http://arxiv.org/pdf/1702.04744

Thermochemical modelling of brown dwarf protoplanetary diesdwarf protoplanetary disk
• Brown- 観測よりT tauri disk と似た構造をしている（スケールを小さくしただけ）ことが示唆されている→ T tauri diskと同様の形成、進化をたどる？
- 現状ではALMAでさえも分解できていないことが多く（r ~ 10 AU）、またCO,continuumなどしか検出されていない→ Thermodynamical modelを用いて、将来的にALMAで検出されるであろう、disk内のHCN, HCO+, COの同位体などの観測結果を予想する• Model- Code: ProDiMo code

- ρOph 102における12CO(3-2), continuumなどの観測結果を用いてモデル（small grid of brown dwarf model）を作成- T tauri diskと同様の物理・化学プロセスをたどることを仮定↑Brown dwarf diskについて、観測結果と2-D radiation thermochemical modelを組み合わせたのはこの研究が初めて

• Model- SED- Parameter- 12CO(3-2)

• Results- brown dwarf diskにおけるHCO+, HCN, COのflux ratioはT tauri diskと同様と予想↑将来、観測結果との比較により、モデルが正しいかどうか確認できる