近赤外CaⅡ三重輝線とMgⅠ輝線を用いた若い恒星の彩層活動の調査
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山下 真依 , 伊藤 洋一1, 高木 悠平2

Yamashita et al. (2020, published in PASJ)(1兵庫県立大学, 2国立天文台)

彩層輝線の起源はダイナモ活動にあり、彩層を観測すると対流層などの内部構造の情報が得られると考えられる。しかし前主系列星の場合、原始惑星系円盤からの質量降着も輝線の原因となる。そこで前主系列星の彩層起源のCaⅡ三重輝線を観測し、前主系列星60天体の彩層活動の要因を区別したところ、約50天体はダイナモ活動による彩層活動が優勢であることが判明した。前主系列星は自転が速く、光学的に厚いCaⅡの活動領域に覆われることが示唆された。今回は光学的に薄い彩層輝線の候補として、MgⅠ輝線の強度とダイナモ活動の関係を調査した。

■太陽型星の彩層©ISAS/JAXA■前主系列星の進化（１ M☉）
古典的Tタウリ型星 CTTS

彩層は緩やかな温度上昇を示す領域である。彩層の活動領域ではCaⅡ, MgⅠ,MgⅡなどの輝線が形成される。彩層の活動現象の起源は、対流層のダイナモ活動にあると考えられている。

106 yr質量降着
原始惑星系円盤CaⅡH・K線の強度

CaⅡH・K線の強度■彩層輝線から対流層の情報を得る

自転周期 log P

α=2.1
ロスビー数 log NR

10日程度

弱輝線Tタウリ型星 WTTS

自転が速いF,G,K型主系列星ほど、明るい彩層輝線を示す(左図)。自転周期に対する対流の作用を補正したものがロスビー数NR(＝自転周期P/対流層の回転時間τc)であり、ダイナモの活動度を示す。彩層輝線の強度はロスビー数NRへの依存度が高い。τcは混合距離パラメー
タα(=混合距離l/圧力スケールハイトHP)に依存する。ロスビー数NR vs 輝線強度のバラツキが小さくなるようなαを設定する。こうしてαを観測的に求められる。

遅い速い

中心星の自転周期107 yr

対流層
放射層

0.5 - 3日
零歳主系列星108 yr

ZAMS

30日程度

(＝自転周期/対流層の回転時間)

図 主系列星の自転活動関係 (Noyes+ 1984)

αは理論計算から求められない量であり、対流層の構造（τc , 対流速度vc, 混合距離l）を調べるために必要である。対流速度vcを(Ω:自転角運動量, J:電流, B:磁束密度, ρ:プラズマ密度, Baliunas+ 1996)に代入すると磁場強度も得られる。

前主系列星の混合距離パラメータαは未計測である。αは進化トラックの計算にも必要なので、前主系列星の年齢の不定性にもつながる。

✓ 原始惑星系円盤からの質量降着✓ ダイナモ活動
進化につれて質量降着は小さくなる。
どの進化段階でダイナモ活動が優勢になる？

■問題点２： 自転が速くαの測定が難しい
ZAMSは降着がないた
明るいめ、彩層活動の原因はダイナモ活動のみである。
輝線
ただし、ロスビー数NRが小さいZAMSは一定の暗いR’を示した。この状態を自転遅い
速い
Saturationという。
＝自転周期/対流層の周期
前主系列星は自転が速図 ZAMSのロスビー数NRと近赤外CaⅡ輝線
いため、Saturationしや(λ8542)の強度R’の関係 (Marsden+ 2009)。
すいと考えられる。
□■◇◆＋✕

IC 2391
IC 2602
NGC 6475
M 45

本研究では
・前主系列星の近赤外CaⅡ三重輝線を観測し、彩層活動の原因の区別を目指した
・自転が速い前主系列星でもSaturationを起こさない輝線を観測することを目指し、光学的に薄い彩層輝線の候補を調べた

天体スペクトルの解析と結果観測，アーカイブデータ取得■彩層輝線の候補■問題点１： 質量降着でも輝線が発生する■全体の流れ表 主な彩層輝線の例とそれぞれの特徴

ターゲット天体

天体スペクトルの生画像

Hα線 ☓ 質量降着の寄与が大きい
CaⅡH・K線 ☓ 紫外域のため、原始惑星系円盤に散乱される
CaⅡ三重輝線 〇 ZAMSでの観測例があり、質量降着の有無の判定に使える
自転が速い前主系列星ではSaturationを起こす可能性が高い
MgⅡ k線 ☓ 紫外域のため、原始惑星系円盤に散乱される
MgⅠ triplet ☓ 自転が速い前主系列星ではブレンドする
MgⅠ λ8807Å 〇 観測例は太陽で１回のみ (Fleck et al. 1994)
光球から500 km上の彩層で形成されると示唆された
FeⅠ線 ？ 光球の吸収線としてよく用いられるが、彩層輝線もある

図 彩層の温度構造と輝線が形成される深さ(Vernazza+ 1981)＊Mg I輝線は光学的に薄く、自転が速い天体でもSaturationを起こしにくいか？

■観測, アーカイブデータの取得
アーカイブ利用✓Keck望遠鏡/HIRES✓VLT/UVES✓VLT/X-Shooter✓AAT/UCLES
４つの分子雲（Tau-Aur, Ori OB 1c, Upper Sco, Per）と５つの運動星団(TW Hyd, ηCha, Cha-Near, βPic, AB Dor)に属する６０天体（年齢105 -108年, 0.035-2.5 M☉)の前主系列星の近赤外CaⅡ三重輝線(λ8498, 8542, 8662 Å)の等価幅と半値幅を測定した。 前主系列星７天体, 若い星団IC 2391, NGC 6475に属する主系列星13天体のMgⅠ輝線(λ8807 Å)を解析した。

Ti I

吸収補正前

①Overscan領域の処理②ダーク処理③フラット処理④波長較正
⑤スカイの除去⑥スペクトルの抽出⑦連続光成分の規格化⑧吸収成分の補正－ ベーリングの補正－ 自転速度の補正

実線：ターゲット天体

吸収補正前
ベーリングをかけた標準星

吸収補正後

CaⅡ
（λ8498）

点線：標準星吸収補正後

CaⅡ（λ8542）

Cross-Correlationの範囲

一次元スペクトル■吸収成分の補正

Ni I

図 前主系列星AA TauのCaⅡ輝線の吸収成分の補正の例

図 吸収成分の補正の基準・Ti I線とNi I線(ターゲット天体のスペクトル) – (ガウス関数を畳み込んで自転速度を合わせた標準星のスペクトル)
標準星： ターゲット天体と類似したスペクトル型のinactive star (スペクトル型： F2 - M2 22天体)[Ca II輝線の解析では…] スペクトル型と自転速度を一致させ、Fe Iなどの吸収線を基準とした。光球由来の吸収線(Ti I, Fe I, Cr I)を用いてベーリング値を測定した。標準星(活動度の低い恒星)の連続光成分にVを加えた後、連続光成分を再び１に規格化し、標準星にもベーリングをかけた。自転速度はCatalogof Stellar Rotational Velocitiesなどを参照した。
[Mg I輝線の解析では…] Ti I, Ni Iの吸収線が消えるかどうかを基準とした。Mg I輝線は弱いので、彩層輝線も出るFe Iを基準にすべきでない。自転速度はCross-Correlation法で測定した。
[課題1] ターゲット天体が標準星より自転が遅い場合、うまく吸収成分を補正できない[課題2] Ti I, Ni Iの吸収線は強くないので、自転が速い天体ではよく見えないこと

考察２ MgⅠ輝線の自転活動関係考察１ CaⅡ輝線の自転活動関係
縦軸 ：全放射光度に対する輝線の強度R’

横軸 ：ロスビー数①単位面積当たりの光球からの連続光の放射量F を求めた。
半径R* ： 円盤の赤外超過を含まないL＊とTeff (Gaia DR2)をシュテファン・ボルツマンの法則に代入して求めた。

距離ｄ ： Gaia DR2より引用した
i 等級 ： UCAC 4よりi 等級を引用し、吸収係数AVを補正した

v sin i ： Catalog of Stellar Rotational Velocitiesなどから引用した。
τc： 対流層の回転時間。Jung&Kim (2007)のモデルから求めた。
主系列付近の天体のτcはJ&K07では範囲外なのでNoyes +(1984)の近似式で(B-V)0から算出した。

CaⅡ（λ8662）

MgⅠ（λ8807）

実線：ターゲット天体

吸収補正前(Rieke+ 1985)②輝線の等価幅にF をかけCaⅡ輝線のFlux, F ’IRT を求めた。
③F ’IRT のTeffへの依存性を取り除いたR’を求めた。

Unsaturated?!
点線：標準星

表 前主系列星の彩層活動の原因
明るい
質量降着
Saturation …
ロスビー数NRに対して輝線の強度R’が一定である

輝線

暗い

速い

遅い
＝自転周期/対流層の周期

輝線強度R’

主な原因

３天体

ZAMSの100倍以上

質量降着

約50天体

ZAMS並みダイナモ活動のみ

FeⅠ

FeⅠ

吸収補正後

ZAMS (×, Marsden+ 2009)のSaturationの原因として「彩層の全体がプラージュのような活動領域に覆われ、活動領域の面積がこれ以上増えないこと」が挙げられる。

図 前主系列星の近赤外CaⅡ輝線の自転活動関係とZAMSの比較。

➡ 狭輝線を示す前主系列星( )はZAMS並みに弱い彩層活動を示し、彩層は光学的に厚いCaⅡ輝線の活動領域に覆われている＊ダイナモ活動による彩層輝線を示す前主系列星約50天体を得た。

図 前主系列星RECX 11のMgⅠ輝線の例

図 MgⅠ輝線の自転活動関係とCaⅡ輝線の比較

ダイナモ活動による彩層輝線が優勢である天体（前主系列星53天体+若い星団の主系列星）のMg I輝線を調べた。20天体中12天体がMg I狭輝線を示した。
CaⅡ三重輝線に比べてMg I輝線は弱い。Ti I、Ni Iを吸収成分の補正の基準とすると、Fe Iも輝線を示した。
＊MgⅠ輝線の場合、10-1.2 <NR ≤ 10-0.8の天体もSaturationを示さない？
➡MｇⅠ輝線はCaⅡ輝線よりも光学的に薄いと考えられる！