2015年5月15日 西合 SFN 268 #26

JET MOTION, INTERNAL WORKING SURFACES, AND NESTED SHELLS IN THE PROTOSTELLARSYSTEM HH 212
Chin-Fei Lee, Naomi Hirano, Qizhou Zhang, Hsien Shang, Paul T.P. Ho, and Yosuke Mizuno
Accepted by ApJ http://arxiv.org/pdf/1503.07362

Intro.
•

Protostellar Jetは星形成の質量降着プロセスに密接に関係し重要超音速でコリメートしており、曲がった構造やノットやbow shockが見られる。

•HH212– Orion分子雲のL1630にあるClass0原始星IRAS05413-0104（距離 d ~400pc、L~9LÍ）が放出源– ほとんど天球面方向（<5deg)のコリメートしたジェット– もっともよく調べられている原始星ジェットの１つで、H2振動励起も観測されている。
– Lee+2008で、SiOにより回転運動が観測されている（~0.35”分解能）※0.5”での確認が必要

Observation•••

ALMA Cycle0 (2012年12月観測)
SiO (J = 8−7) and CO (J = 3−2)を9-pointing mosaic (中心星から±40” の領域をmapping)
7.7 mJy/beam (i.e., 0.32 K), Beam 0".53×0".47

2015/5/14⇒
Fig1. COのchannle map（赤）+ リファレンスのH2振動励起image (緑)。
COのコーンの広がりは外側の巨大Bow Shockにつながっている。
Cavity Wall?

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Protostellar Jet HH212

SFN 268 #26つづきFig3 中心領域拡大。たくさんのInternal Shellがあり、CO emisionがそれを取り巻いている（see Lee+2007）。
Fig3 d) v=5.86km/sで、jet軸に沿って南側にヘリカル構造がある。

Fig5. 6年前のSMA観測とALMAのSiOの位置比較。
固有運動は0.06” per year ⇔ 115±50km/s (tangentialvelocity)。これは1.1x10-6MÍ/yrに相当（降着の20%)
2015/5/14

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Protostellar Jet HH212

SFN 268 #26つづき• 歳差運動？ヘリカル磁場？
• Wiggleは5.6”の波長 ⇔ 歳差なら 93年周期• 振幅の成長をを10”以遠でなしとすると観測と合う(b)ただし、どう解釈していいのかは謎

Fig8 jetのwiggle。
H2振動励起 (Gray) + High Velocity CO (Green) + SiO (Red)
赤い線はモデルa) 中心からの距離に比例して振幅が増加b) 10”以遠では同じ振幅

2015/5/14

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2015年5月15日 西合 SFN 268 #27
X-ray emission from stellar jets by collision against high-density molecular clouds: anapplication to HH 248
J. Lo’pez-Santiago, R. Bonito, M. Orellana, M. Miceli, S. Orlando, S. Ustamujic, J.F. Albacete-Colombo, E.
de Castro, A.I. Go’mez de Castro
Accepted by ApJ http://arxiv.org/pdf/1503.03717

Intro.
•••

Stellar jetによる衝撃波は電波～紫外線で波長で観測されている。
HH jetにX-rayが付随することがPravdo+(2001)により報告(HH 2)。
以後も数多くの報告：HH154 from L1551IRS5, HH80/81, HH540,,,)。
HH jetに付随するX-rayは２つのタイプ（Bonito+2010b)– 星から2000AU以内の高温emission (T>2x106K)– 数1000AU以遠の低温emission(広がっているluminosityは大）。
X-ray放射領域

Model・・Caluculation•••••FLASH codeを用いた数値シミュレーション
軸対称 2D Cylindrical coordinate (r, z)
r = 1400AU x z = 14000AUの計算領域（実効的に~7AU分解能で128x1280grid)
光学的に薄いプラズマからの放射冷却、、、、
モデル設定とパラメータ (see Fig1):– ISMとjetの密度比、– wallとjetの密度比、– jeｔの速度 (jet温度は10,000Kで固定）
2015/5/14

Fig1 計算モデル

Fig6 HH248（橙の実線）領域のHST/WFC3 H Bandイメージ。
WFC3 J05412764-0223243が励起星？

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SFN 268 #27つづき

X-ray emission from HH248○の大きさはjetの速度を表す

Fig.8 X線の強度分布（jet がwall突入後の時間進化）
シミュレーションで得られたLx-ray ~ 1031 erg/s(Intrinsic)は、HH248のLx-ray ~ 3x1030 erg/s を説明できる。
同様に、シミュレーションで得られたEM～1053 cm-3はHH248のEM~2x1053 cm-3と一致。
↓HH jetから観測されているX-rayは、HH jetとdense gasとの衝突で放射されているというシナリオは物理的にあり得る。
2015/5/14⇒ 700km/sを超えるとx-ray放射密度比への依存性は小さい

52015年5月15日 西合 SFN 268 #28

Initial Fragmentation in the Infrared Dark Cloud G28.53-0.25
Xing Lu, Qizhou Zhang, Ke Wang and Qiusheng Gu
Accepted by ApJ http://arxiv.org/pdf/1503.08797
Intro.
••

Infrared Dark Clouds (IRDCs)は大質量形成をしている母体。
– < 0.1 pcスケールに分裂していき、それが大質量星を形成している。
– 高密度コアは乱流的であり、乱流がサポートや分裂に大きくかかわっているように見える。
G28.53-0.25– 力学距離 d ~ 5.4kpc– L ~ 3400LÍ, Mtotal ~104MÍ– 10の連続波peak（~数100MÍ）が同定されている(IRAM30m 1.2m連続波）。MM1 ~ MM10
– MM1が最大質量(~1000MÍ)、MM5は中ぐらいの質量だがMM1より線幅大、MM7/MM8は線幅小Observation••

SMA Compact Config.(2010年PIデータ+Archive)。
– 230GHz帯 12CO, 13CO, C18O, CH3OH, H2COVLA D-ConfigurationでNH3(1,1), NH3(2,2)を観測

2015/5/146

Initial Fragmentation in the Infrared Dark Cloud G28.53-0.2•••

SFN 268 #28つづきFig2. G28.53のNH3 rotation temperature <~17KFig4. MM1は、約2kkm/s離れた2つの速度要素から成る。
それらの温度は数度ほど異なる。
(いくつかのcoreに付随するoutflowを発見 ※論文のfig7,8を参照）
2015/5/14

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SFN 268 #28つづきInitial Fragmentation in the Infrared Dark Cloud G28.53-0.2

2015/5/14•

0.1pcのガスの塊は、自己重力不安定状態（α < 1 ）•線幅は熱的ではなく、乱流的82015年5月15日 西合 SFN 268 #29
Planetary Collisions outside the Solar System:
Time Domain Characterization of Extreme Debris Disks
Huan Y. A. Meng, Kate Y. L. Su, George H. Rieke, Wiphu Rujopakarn, Gordon Myers, Michael Cook, EmeryErdelyi, ChrisMaloney, JamesMcMath, Gerald Persha, Saran Poshyachinda, Daniel E. Reichart
Accepted by ApJ http://arxiv.org/pdf/1503.05610

Intro.
•

Extreme Debris Disk
–fd = Ldisk/ L* > ~10-2 ※通常は~10-4– 原始惑星の巨大衝突の直後と思われる– いくつかのExtreme Debris Diskは１年かそれ以下の時間スーケールでの強度変動がある– 中心星が t = 10~200Myr (BD+20 307の1Gyrは例外）

Fig1

Observation•Targets– fd = Ldisk/ L* > ~several x 10-3
– スペクトル型 = F or mid-K dwarf– Silica or Silicate (~9-10micron)のfeature（最近の衝突の指標）– 3.6micronと4.5micronのフラックス強度超過が大きい(T disk> ~400K)=> P1121, HD15407A, HD23514, HD145263, BD+20 307•Observation&Data•
主データ： Spitzer IRAC3.6um, 4.6um観測 + 2MASSSデータ•Spitzer 毎年 2回の30-50daysのvisibility window （その間、5日毎の観測）
2015/5/14

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Time Domain Characterization of Extreme Debris DisksSFN 268 #29つづきFig3 P1121 時間変動の解析
SigSpec algorithm(Reege 2007)の結果図※ようするにフーリエ解析的なもの
Fig2 P1121のflux時間変化=> ~18dayにpeak (だが統計不足）
Auto-Correlatoin Function

P1121
指数関数的decay
τ ~ 620days at 3.6um
τ ~ 800days at 4.5um=> 15day-20dayのmodulation

Fig4 P1121 円盤カラーの時間変化
P1121の[3.6]-[4.5]~7.7 だが星成分を引いたもの⇒ 円盤温度が時間とともに低下。
指数関数的decay(とすると）
τ ~ 1720days at 3.6um
τ ~ 2780days at 4.5um

Fig6 HD15407A

2015/5/14

Fig8 HD23514

Fig10 HD145263

Fig12 BD+20 307

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2015年5月15日 西合 SFN 268 #30
Outer Rotation Curve of the Galaxy with VERA II: Annual Parallax and ProperMotion of theStar-Forming Region IRAS21379+5106
Hiroyuki Nakanishi, Nobuyuki Sakai, Tomoharu Kurayama, Mitsuhiro Matsuo, Hiroshi Imai, Ross A. Burns,Takeaki Ozawa, Mareki Honma, Katsunori Shibata, and Noriyuki Kawaguchi
ccepted by PASJ http://arxiv.org/pdf/1503.07273

Intro.
•“Outer Rotation Curve” (ORC) Project– VERAのメインプロジェクトの１つ– 太陽より外側の銀河回転を調べる。

•IRAS 21379+5106 (Fig1のgreen circle)– ultra-compact HII region– Perseus armに付随– 5.9kpcのkinematic distance (Wang+2009)

Observation••

VERA VLBIで2009年11月～2011年11月に9回観測
22.232GHz – 22.248GHzのH2Oメーザー

2015/5/1411

Annual Parallax and ProperMotion of the Star-Forming Region IRAS21379+5106

SFN 268 #30つづきFig.3 観測されたメーザースポットのoffset+ annual parallax/liner proper motionのbest fit
Fig. 6

観測値とIAU推奨値(R0=8.5kpc, V0=220km/s)より• R = 9.63kpc• VRin= 7.5km/s• Vθ =202km/sとなる。
Fig7 内部構造と内部運動••

Annual parallax =0.262±0.031mas 。 これは D~3.82kpcに相当
固有運動(平均)は、(µα cosδ, µδ) = (-2.74, -2.87) mas/yr
2015/5/1412