31) Detection of a Magnetized Disk around a Very Young Protostar

31) Detection of a Magnetized Disk around a Very Young Protostar
Ramprasad Rao1, Josep M. Girart2, Shih-Ping Lai3,4, Daniel P. Marrone5
http://arxiv.org/pdf/1311.6225
1311.6225.pdf
the
dust polarization from circumstellar disks with mm and submm arrays (CARMA and SMA).
==>no positive detections but with stringent upper limits of ≃ 0.5% (Hughes et al. 2009,
2013).
due to inefficient grain alignment?
高周波成分のみ
IRAS 16293−2422 B protostar.
polarized
Intensity
==> circumstellar disk with mainly toroidal field
32) DN Tauri - coronal activity and accretion in a young low-mass CTTS
J. Robrade1, M. Guedel2, H.M. Guenther3 and J.H.M.M. Schmitt1
http://arxiv.org/pdf/1311.4461
1311.4461.pdf
◎モチベーション
DN Tau Classical TTS M0(M~0.4-0.65M)活動性が質量が下がると異なるか？
◎観測：XMM Newton 2005 年と 2010 年
0.2-5KeV
UV
コロナの関係
soft excess
LX
○スペクトルフィット
intermediate(∼ 6 – 8MK)と high (& 20MK) が主。変動する低温成分 2 MK が 5%(2005)、15%
(2010) あり 2MK 成分は accretion shock か。
○UV 分光
==> soft excess。
OVIII(3MK)/OVII(2MK)--> 温度は通常 Lx による（コロナ）
同じ Lx に対して、OVIII(3MK)＋OVII(2MK)が高い（soft excess）
◎結論
its low mass and large radius associated with its youth shift the accretion shocks to lower
temperatures, reducing their imprint in the X-ray regime.
--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------33) The Dynamics of Ultracompact HII Regions
Nathaniel Roth1, Steven W. Stahler2 and Eric Keto3
http://arxiv.org/pdf/1311.5912
1311.5912.pdf
◎シャンペンフローの定常、1 次元モデル
--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------34) Reconstructing the density and temperature structure of prestellar cores from Herschel
data: A case study for B68 and L1689B
A. Roy1, Ph. Andr´e1, P. Palmeirim1, M. Attard1, V. K¨onyves1,2, N. Schneider1,3, N.
Peretto1,4, A. Men’shchikov1, D. Ward-Thompson5, J. Kirk5, M. Griÿn4, K. Marsh4, A.
Abergel2, D. Arzoumanian2, M. Benedettini6, T. Hill1,7, F. Motte1, Q. Nguyen Luong8, S.
Pezzuto6, A. Rivera-Ingraham9,10, H. Roussel11, K. L. J. Rygl6, L. Spinoglio6, D.
Stamatellos5, G. White12,13
http://arxiv.org/pdf/1311.5086
1311.5086.pdf
CMF の決定のためには正確なコア質量が必要。
視線で積分された平均温度<Td>は正しいか？星間輻射場入れた暗黒星雲の輻射輸送によると、
Td は中心で明確に下がる（Evans et al., 2001; Stamatellos et al.,2007）。
B68 と L1689B、ハーシェルのデータ the Abel integral transform で温度分布を求める。
赤 Bonnor-Ebert 球
視線方向に 1 温度
解
角度平均
EW
NS
アーベル変換：球対称、対象が光学的に薄いことを仮定すると、輻射強度の微分があれば（1）式
の逆変換ができる。
p
ρ(r)Bν(Td(r))κνがｒに対して求まる。-->
κνは既知とすると、Bν(Td(r))κνを 1 温度のグレーボディに合わせることで、Td が求まる。
--> その絶対値からρが求まる。
中心温度 Tc=9.3K, 9.8K <-- 11.3K, 11.6K（SED フィット）
L1689B は球状ではなかろう。prolate/oblate の場合の検討も行ったが、余り効かない。
B68 M=1.6±0.07 M⊙ (近赤 2.1MAlves+2001)
L1689B M=11±2 M⊙(ISO 11MBacmann+2000)
--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------35) Discovery of the Young L Dwarf WISE J1741102.78-464225.5
Adam C. Schneider, Michael C. Cushing, J. Davy Kirkpatrick, Gregory N. Mace, Christopher
R. Gelino, Jacqueline K. Faherty, Sergio Fajardo-Acosta and Scott S. Sheppard
http://arxiv.org/pdf/1311.5941
1311.5941.pdf
Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE)衛星の 3.4, 4.6, 12, and 22 μm サーベイ
L,T 型星は一般に古い（>1Gyr）
若いものは KH 収縮中で半径大==> 重力小さい特徴：VO バンド強い、アルカリ金属
線弱い、狭い、H-バンドの三角形のスペクトル形状、近赤のカラーが赤くなる。
Wise サーベイで見つかった WISE J174102.78−464225.5
◎観測
IRTF
近赤外スペクトルλ/Δλ=150
Magellan Baade Telescope エシェル分光器λ/Δλ=6000
◎結果
L7±2
Teff = 1600 K 、log g = 3.5 が最も合うが、進化計算と合わせると
左 Baraffe 右 Chabrier
赤：Teff = 1400 K and log g = 4.0 , 青：Teff = 1500 K and log g = 4.0
空色：Teff = 1600 K and log g = 3.5 (cyan).==>年齢が若すぎ
==>10-100 Myr、5-21 MJup,
◎Kinematics
moving-group/association に属すか？
固有運動 α−20.4±9.2mas/y、δ−343.0±13.7mas/y、視線速度-5.7 ± 5.1 km s−1
convergent point analysis tool を使った解析
TW Hydrae Association (TWA), the Tucana-Horologium association (Tuc-Hor), the
Carina-Near moving group, and the Columba moving group に属する確率 10%以下.
β Pictoris と AB Doradus associations は 94.2 %91.9%,
-------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------36) The curious morphology and orientation of Orion proplyd HST-10
R. Y. Shuping1, Marc Kassis2, John Bally3 and Mark R. Morris4
http://arxiv.org/abs/1311.1112
1311.1112v1.pdf
420AU
1000AU
150AU
Proplyd：電離源である若い星によってあぶられた高密度円盤からの物質。
この天体は通常のように、長軸が励起星θ1C を向いていない。
半径 75AU のシルエットディスク
◎近赤外イメージング NIRC2-Keck II
の円盤、円盤の回転軸方向に伸びた構造。
Brγと HeI 上部（励起星θ1C 方向）が明るく、ディスクは陰。電離面をトレース。
H2 (2.12μm) と PAH (2.2μm)円盤表面をトレース。
PAH (2.2μm)
--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------37) Evolutionary tracks of massive stars during formation
Michael D. Smith1
http://arxiv.org/pdf/1311.3352
1311.3352.pdf
同じ趣旨の論文：The Red MSX Source survey: critical tests of accretion models for the
formation of massive stars Mon. Not. R. Astron. Soc. 416, 972–990 (2011)
ξ=Mclump/M*~30 大質量星
M jet   M acc
◎accretion rate
const
exponential
power-law
accelerated
◎星半径
Hot accretion, Cold accretion(細川、大向)
KH contraction
Adiabatic Evolution
Main sequence
Davies 達(2011)は瞬間的な降着率を用いたが、降着率が一定か増える場合には良い。減る時は、
◎Feedback
◎Radiation Feedback
--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------38) Multi-epoch VLBA H2O maser observations toward the massive YSOs AFGL 2591 VLA 2
and VLA 3
J.M. Torrelles1, M.A. Trinidad2, S. Curiel3, R. Estalella4, N.A. Patel5, J.F.G´omez6, G.
Anglada6, C. Carrasco-Gonz´alez7,8, J. Canto´3, A. Raga9, L.F. Rodr´ıguez8
http://arxiv.org/pdf/1311.1901
1311.1901.pdf
VLBA による H2O メーザー観測。AFGL2591VLA2/3 領域、2001-2002、2008-2009 の 2 回
VLA3 から 40mas(130AU)の距離に分布。
分子雲の速度に対して 30km/s 青方変位しており、
80 個のメーザー源パタンとして西方向へ 20km/s で移動。
ずっと観測されたのは 20 個。固有運動は右図。
青方変位アウトフローに付随し、キャビティ内部で衝撃波励起されつつ、飛び出しているものか。
システム速度
視線速度(-6,-8)kms-1
変位
--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------39) Pillars and globules at the edges of H II regions, Confronting Herschel observations and
numerical simulations
P. Tremblin1,2, V. Minier1, N. Schneider3,4, E. Audit1,5, T. Hill1, P. Didelon1, N. Peretto6, D.
Arzoumanian7, F. Motte1, A. Zavagno8, S. Bontemps3,4, L.D. Anderson9, Ph. Andr´e1, J.P.
Bernard10, T. Csengeri11,J. Di Francesco12, D. Elia13, M. Hennemann1, V. K¨onyves1,7, A.P.
Marston14, Q. Nguyen Luong15, A. Rivera-Ingraham16,17, H. Roussel18, T. Sousbie18, L.
Spinoglio19, G.J. White20,21, and J. Williams22
http://arxiv.org/pdf/1311.3664
1311.3664.pdf
◎モチベーション：柱とグロビュールが作られる機構。
collect and collapse (Elmegreen & Lada 1977)
Bertoldi(1989) 、cometary globules は重力安定クランプの輻射爆縮による。
Mackey & Lim (2010) 、日陰を作る効果で柱ができる。
乱流＋電離輻射で、柱やグロビュールができるというシミュレーション多数。
P. Tremblin , A&A 538, A31 (2012) 星間雲表面の曲率半径が重要
554.6kyr
◎観測
Herschel 観測で Eagle nebula (M16) and the Rosette molecular cloud、速度場等を確かめた。
◎結果
nascent pillar はシェルの速度に対して赤青変位した２ピークで観測される。
evolved pillar は一つの成分で観測される。
◎シミュレーションと比較
乱流なし
乱流なし
乱流あり
乱流あり
初期
後期
モデルの正しいことが観測的に見えた。
--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------40) Spatially extended OH+ emission from the Orion Bar and Ridge.
Floris van der Tak1, Zsofia Nagy1, Volker Ossenkopf2, Zoltan Makai2, John Black3, Alex
Faure4, Maryvonne Gerin5, Ted Bergin6
http://arxiv.org/pdf/1311.1977
1311.1977.pdf
◎モチベーション
HnO+は H2O の前駆体で、H2O 考える上で、観測重要。
H2O と H3O+は見つかっているが、OH+ and H2O+は Herschel で初めて回転遷移の吸収線で見
つかった。
輝線は Mrk231 のような AGN にのみ。A 係数大、衝突励起（高密度）が必要(Van der Werf et al.
2010).
◎観測
Herschel HIFI でオリオンバー（Photo Dissociation Region）を観測
ピーク1
◎議論
ピーク2
OH+の柱密度は~10^14 cm^-2 で、吸収線で観測される量と一致。
しかし、OH+/H2O+比＞40、OH+/H3O+>15 は違っている。＜＝＝UV 場、電子密度が高いせい
か？