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Young Stellar Objects with ASCA
山内 茂雄（岩手大人社）
Contents
ProtostarsからのＸ線検出
Herbig Ae/Be starsのＸ線放射
Giant Molecular Cloud からの硬Ｘ線
その他のトピックス
星の進化
• Class 0 (Protostar)
– Main accretion phase
– Age <104 yr
• Class I (Protostar)
– Late accretion phase
– Age ~105 yr
• Class II (CTTS)
– Optically thick disk
– Age ~106 yr
• Class III (WTTS)
– Optically thin disk
– Age <107 yr
• Main Sequence
Star/Young starからのＸ線放射
• あすか以前の観測
•
MS
T Tauri phase
•
•
Low-mass
○(Magnetic)
○(Magnetic)
(flare/kT~1keV) (flare/kT~1keV)
•
Inter-mediate
X
•
•
High-mass
○(Stellar wind)
(kT~1keV)
○( ? )
?
Protostar
?
?
?
Class I ProtostarからのＸ線検出
• R Cr A/Rho Oph/L1630 (Orion)
– Koyama et al. 1996/Kamata et al. 1997/Ozawa et al. 1999
R Cr A R1からのＸ線フレア
• Sun/TTSと類似の時間変動
• 2本のライン？ Jet?
– (Koyama et al. 1996)
YLW 15からのＸ線フレア
• フレアサイズ (10-15R◎)が
大きい
• Star - diskをつなぐ磁力線
の再結合？
• 数値シミュレーションでも示
唆されている (Hayashi et al.
1996)
– (Tsuboi et al. 1999)
EM-kT diagram
• 太陽フレアの延長線上に位置する
>Enhanced magnetic activityによるもの
•
-
Shibata &
Yokoyama
•
(1999)
Class I原始星からのＸ線フレアの検出
• Sun/TTSからのものと類似
– First rise / Exponential decay
– フレアプラズマのパラメータ
• 温度(5-10 keV)、密度(1011cm-3):
太陽とほぼ同じ
• フレアサイズ：星のサイズと同等、または
星のサイズより大きい
• Enhanced magnetic activityによるもの
• 1 M◎（Rho Oph/R Cr A）から
で、振る舞いは同じ
3Ｍ◎程度（L1630）
ま
Class 0 ProtostarsからのＸ線
• Class I protostarよりさらに若いClass 0は？
• Oph/L1448/L1157/Serpens/Perseus: not detect
• OMCで痕跡あり-> Chandraでdetect (Tsuboi et al. 2000)
ProtostarsからのＸ線
• すべてのClass IからＸ線を検出できたわけではない
• Class 0/ I天体の検出率 (Tsuboi 1999他)
– Rho Oph Class0
0/2
Class I
8/17
– R Cr A
5/6
– Taurus
0/1
0/5
– Lupus
– Serpens
0/3
1/1
– Perseus
0/3
1/2
– Chamaeleon
0/5
– Orion
3/21
0/3
Herbig Ae/Be starsのＸ線放射
• Herbig Ae/Be stars：中質量前主系列星
– スペクトルタイプ：B0-F5
• ROSAT：比較的強いＸ線放射を検出
– LX=1030-1032 erg/s , LX/Lbol~10-6-10-5
(Zinnecker, Preibisch 1994)
• 星風が弱く、星の外層に対流層を持たないと考えられる 天
体のＸ線放射のメカニズムは不明
– 主系列 B-A stars
LX/Lbol<10-9-10-8
– T Tauri型星（magnetic origin）LX/Lbol~10-4-10-3
あすかによるHerbig Ae/Be starsの観測
• 高温プラズマガスからの放射を検出
– HD104237 (A4e)：kT=0.4/1.6 keV
– IRAS12496-7650 (A-F) ：kT=2.7keV
– TY CrA (B7)/HD176386 (B-A) ：kT=1-2 keV
– MWC297 (O9 or B1.5) ：kT=2.7 keV
– ( Proto Herbig Ae/Be star EC95: kT=4.6 keV )
– (Skinner, Yamauchi 1996/Yamauchi et al. 1998/ Hamaguchi et al.
1999, 2000)
• Vwind=100-500 km/secの星風による衝撃波加熱では
kT=1-3keVのガスは作れない
MWC 297からのＸ線フレア
• Sun/TTSのフレアと類似：Magnetic activity？
–
温度変化:
3keV(1st)
=> 7keV(2nd)
=> 3keV(3rd)
–
5x1032erg/s
– Hamaguchi et al. 2000
LX(2nd)〜
あすかによる観測からの問題提起
• 高温プラズマガスの検出：4 (+EC95) 例
• Ｘ線フレアの検出：1例
• 課題
– これらはHerbig Ae/Be starsに共通の特徴か？
• 質量、進化段階の違いは？ サンプルはまだ少ない
– Ｘ線フレア／Ｘ線放射のメカニズムは？
• Star - diskをつなぐ磁力線の再結合？
– YLW15のような時間変動が見られるか？
Giant Molecular Cloudからの硬Ｘ線放射
• Massive young starを含むGMCの硬Ｘ線源
– NGC6334 (5 cores) ：kT>2-3 keV
– M17：kT=3.8 keV
– Orion Trapezium: kT~3 keV
– W 3 ：kT=5.6 keV
– Mon R2：kT=5.6 keV 、Ｘ線フレア
– NGC2264 ：kT=4 keV
– 光度：1コア／1天体あたり、LX=1032 -1034 erg/s
– > Massive young star：高温かつ明るい？
– (Matsuzaki 1999/Yamauchi et al. 1996/Hofner, Churchwell
1997/Hamaguchi et al. 2000/Nakano et al. 2000)
Massive Young Star in the GMC
• NHが大きい（＝若い？）ものほど、LX/Lbol, kTが大きい
kT(Field OB stars) < kT(embedded massive stars)
–
•
•
(Matsuzaki 1999)
星風のショック加熱か？ magnetic activity か？
課題：massive starからのＸ線を分離検出すること
Topics: T Tauri 型星からのＸ線フレア
• IC 348中のT Tauri型星 (Ozawa 2000)
– kTが先に上昇し、そのあとEMが上昇
• 太陽フレアのような磁力線の
なぎかえで説明できる
つ
Topics: Brown Dwarf からのＸ線
• Cha I cloud: ROSATで検出＝＞あすかでfollow up
•
by Tsuboi 詳しい解析を実行中
YSOsのスペクトル（温度）
• Protostellar source/coreは硬Ｘ線源
(Matsuzaki et al. 1999)
あすかによるYSOのまとめ
• 星周物質に埋もれた、若い段階の星の性質を
明らかにしつつある
•
•
MS
T Tau phase
Protostar
Low-mass ○(Magnetic)
○(Magnetic)
○(Magnetic)
(flare/kT~1keV) (flare/kT~2keV) (flare/kT>4keV)
•
•
Inter-mediate
•
•
High-mass ○(Stellar wind) Massive starを含むコア: ○？(?)
(kT~1keV)
(high kT?)
X ?
○(Magnetic?)
○(Magnetic?)
(flare/kT~3keV) (flare/kT~2keV)