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A Multi-wavelength Study on the X-ray
Emissions from Young Stellar Objects
in Orion Molecular Cloud 2 and 3
京都大学大学院理学研究科
辻本匡弘
2003年2月20日博士論文公聴会
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
Talk Plan
本論文との対応
1. “from Young Stellar Objects”
― YSOとは何か？
I.
II.
III.
IV.
V.
Introduction
Observation
Analysis
Discussion
Summary
2. “a multi-wavelength study”
[Sect. 1-3]
― 多波長による観測
[Sect.3.4-5]
“on the X-ray emissions”
[Sect. 6-8]
― YSOからのＸ線放射
分かったこと、分からないこと
[Sect. 9]
4. “in Orion Molecular Cloud 2・3”
[Sect. 10]
― オリオン分子雲 2・3
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
1．YSOとは何か
“from Young Stellar Objects”
ジェット
降着円盤
中心星
class 0
class I
原始星(protostar)
class II
T Tauri型星
YSO (Young Stellar Objects)
＝「前主系列星」
class III
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
2．多波長観測による観測
”a multi-wavelength study”
mm～submm連続波
（黒体輻射;10K）
分子雲
jet
磁気活動
中心星
降着円盤
outflow
cm連続波 (自由・自由放射)
Ｘ線（熱的プラズマ）
cm 連続波 (gyro-synchrotron)
可視光,NIR（黒体輻射;103K）
NIR～FIR（黒体輻射;10～103K）
mm輝線（分子回転遷移）
NIR輝線（分子振動遷移）
Ｘ線カウントレート
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
3． YSOからのＸ線放射 “on the X-ray emissions”

これまでの研究で分かったこと




小質量 (0.2～2.0Mo) YSO を中心に観測
30000秒
小質量 class III から class I までＸ線放射を確認
X線スペクトルが、T=5～50 MK の熱的プラズマ時刻
速い立ち上がり、遅い減衰の光度曲線
⇒ 太陽フレアの類推で説明「磁気再結合による瞬
間的な加熱でプラズマを生成」

分からないこと

他の質量(M>2.0Mo or M<0.2Mo)のYSOは？
class I より若いYSOは?
フレアだけで説明できるのか？（静穏Ｘ線放射、温度）

フレア以外のＸ線放射機構はないのか？
太陽


I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
4．オリオン分子雲 (OMC) 2・3
“in Orion Molecular Cloud 2 and 3”
近距離 : 450pc

手頃なサイズ : 10’×20’

年齢 : 約 1 Myr

大質量星～褐色矮星

class 0～class III
OMC-3

our study field
OMC-2
（原始星の密度は最大）
10分角
２分角
(=1.3 pc
＝4.3光年)
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
Talk Plan
I.
II.
III.
IV.
V.
Introduction
Observation
Analysis
Discussion
Summary
1. Ｘ線による観測
(1) 装置
(2) 観測
(3)
結果
1-3]
[Sect.
近赤外線による観測
[Sect.2.4-5]
(1) 装置
[Sect. (2)
6-8]
観測
(3) 結果
[Sect. 9]
3. Ｘ線－近赤外線対応
[Sect.――
10]まとめ――
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
１．Ｘ線観測:
(1) 装置（望遠鏡）

Chandra X-ray Observatory (CXO)

NASA’s “great observatories” の１つ





CGRO
CXO
HST
SIRTF
ガンマ線
Ｘ線
近赤外、可視、紫外線
中間、遠赤外線
1991年～2000年
1999年～
1990年～2010年（予定）
2003年～(予定)
星形成領域の観測に最適



硬Ｘ線（E>2 keV）撮像・分光能力 ⇒ 濃い星間物質を見通す
高い空間分解能（1秒角） ⇒ YSOsを分離して測定する
広い視野（17分角四方） ⇒ 星形成領域を１視野に収める
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
１．Ｘ線観測:
(1) 装置（検出器）

ACIS (Advanced CCD Imaging Spectrometer) -I

1024×1024 pixels のX線CCDが４つ

0.5－8.0 keV に感度
(軟Ｘ線 0.5-2 keV、硬Ｘ線 2-8 keV)

分解能




空間: ΔΘ = 約1秒角
エネルギー: ΔE = 約100eV
時間: Δt = 約3秒
low background
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
１．Ｘ線観測:

(2) 観測
観測緒元


日時: 2000年1月1日～2日
時間: 88,400 秒
OMC-2/3
10分角
10分角
軟Ｘ線硬Ｘ線
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
１．Ｘ線観測:

(3) 結果
Ｘ線源の抽出
⇒ 385個を検出（約半数が新発見の天体）

Ｘ線源リスト作成 … 全ての線源に対し、
① 位置 (R.A., decl.)
② Ｘ線カウント（0.5－8.0 keV でのＸ線光子の数）
③ Hardness Ratio := (H－S)/(H＋S)
S: 軟Ｘ線でのＸ線カウント
H: 硬Ｘ線でのＸ線カウント

Appendix A
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summaryp
2．近赤外線観測:
(1) 装置（望遠鏡）
（検出器）

ハワイ大学88インチ (2.2m) 望遠鏡 (UH88)

Mauna Kea 山頂天文台群の１つ
J H K
QUIRC (Quick Infrared Camera)

1024×1024 pixels 近赤外線カメラ

視野: ３分角四方

フィルタ:
log (λFλ)

J (1.2μm)、H (1.6μm)、K (2.2μm)
λ（μm）
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
2．近赤外線観測:

(2) 観測
観測緒元




日時: 2001年2月4日～6日
2001年3月11日～13日
バンド:J, H, K
視野: 169視野
時間: 240秒 (H, K バンド)
480秒 (J バンド)
１０分角
JHK
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
2．近赤外線観測:

(3) 結果
近赤外線源の抽出
⇒ 1448個を検出（約半数が新発見の天体）

近赤外線源リストの作成 … 全ての線源に対し、



位置 (R.A., decl.)
J, H, K バンドでの等級
Appendix B
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
3．Ｘ線―近赤外線対応

対応天体探査

385個のＸ線源に対し、2MASS対応天体を探査
⇒ 203/385個に2MASS対応
2MASS対応のない182個のＸ線源に対し、QUIRC 対応天体を
探査 = 2 Micron All Sky Survey
2MASS

⇒ 75/385個にQUIRC 対応
• J, H, K バンドの全天サーベイカタログ
• J < 15.8 mag、H < 15.3 mag、K < 14.8 mag
2MASS
(203)
QUIRC対応
観測では
QUIRC
対応 (75)
近赤外線
非対応 (107)
J < 17.5 mag、H < 16.5 mag、K < 16.0 mag
NIR対応X線源: 278/385個
NIR非対応X線源: 107/385個
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
ＩＩ. Observation のまとめ


OMC-2/3 領域を

Chandra /ACIS-I を用いて、Ｘ線 (0.5-8.0 keV) で観測

UH88/QUIRC を用いて、近赤外線 (J, H, K バンド) で観測
385個のＸ線源を検出
⇒ 位置、X線カウント、hardness ratio を導出

1448個の近赤外線源を検出
⇒ 位置、J、H、K バンドの等級を導出

X線源－近赤外線源の対応
⇒ 278/385個のＸ線源が近赤外線対応
107/385個のＸ線源が近赤外線非対応
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
Talk Plan
I.
II.
III.
IV.
V.
Introduction
Observation
Analysis
Discussion
Summary
1. NIR対応、非対応
Ｘ線源の違い
2. NIR対応Ｘ線源
(1) NIR解析
(2) X線時間解析
1-3]
(3)
X線分光解析
(4)
Ｘ線時間・分光解析
4-5]
[Sect.
[Sect.
――まとめ（前半）――
[Sect. 6-8]
3. NIR非対応Ｘ線源
[Sect. (1)
9] UH88による観測・結果
(2) Subaruによる観測・結果
[Sect. (3)
10]VLAによる観測・結果
――まとめ（後半）――
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
銀河系内 back- and
foreground 個数（期待値）
1．NIR対応、非対応Ｘ線源の違い
全NIR源
のKLF

NIR対応Ｘ線源は cloud members である（back- and
foreground 天体の混入が無視できる）
①
銀河系外の background 天体（AGNs）ではない
NIR対応
X線源のKLF
K ～ K+dK mag の明るさを持つ銀河(=AGNs)の個数
dN は、
dN/dK=4000×10
0.67(K-17)
/arcdeg2
NIR対応Ｘ線源は 6 mag<K<14 mag ⇒ AGNs は全体の 0.8%
②
銀河系内の back- and foreground 天体でもない
KLF から K<14 mag では、back- and foreground 天体の混入は
無視できる
NIR対応Ｘ線源は殆どが K<14 mag
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
1．NIR対応、非対応Ｘ線源の違い

NIR非対応Ｘ線源はAGNsである
①
明るいNIR非対応Ｘ線源のＸ線スペクトルが、べき－1.7のべき関数
②
Hardness Ratio のヒストグラム
③
Log N – log S 関係
Flux が S ergs/s/cm2 以上のAGNsの個数N(>S)
NIR対応Ｘ線源
N(>S)=1200×(S/2x10-15)-1.0 /arcdeg2

①
②
ＮＩＲ非対応
Ｘ線源
⇒ 視野内のAGN個数（期待値）＝約80個 (<107個)
1.3mm
強度図
NIR非対応
但し、一部は cloud members
である
Ｘ線源
Log N – log S 関係
1.3 mm に幾分集中
Chandra視野
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
2．NIR対応Ｘ線源:

(1) NIR解析
HM
J/J-H 色・等級図
⇒全てのNIR対応Ｘ線源の 4.0Mo
① 質量、② 光度
(bolometric luminosity) を
2.0Mo
見積もる
HM: M>10Mo
IM: 10Mo>M>2Mo
LM: 2Mo>M>0.2Mo
VLM: M<0.2Mo
Av=10 mag
0.2Mo
0.002Mo
VLM
LM
IM
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
2．NIR対応Ｘ線源:

(1) NIR解析
全てのNIR線源も同様に４質量域に分類
⇒ 各質量域のＸ線検出率
HM
IM
LM
VLM
all
質量 (Mo)
>10
2-10
0.2-2
<0.2
NIR線源数
1
26
210
462
699
（うちX線源数）
1
21
139
268
268
NIR超過NIR線源数
0
12
45
74
131
（うちX線源数）
0
11
31
11
53
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
2．NIR対応Ｘ線源:
(2) X線時間解析
「count rate 一定」でフィット
χ2検定で棄却されたもの
⇒ 時間変動あり
10分角
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
2．NIR対応Ｘ線源:

時間解析の標本
① count > 200
② S/N > 10
⇒ 120個を解析
⇒ 66個に時間変動
(2) X線時間解析
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
2．NIR対応Ｘ線源:
(3) X線分光解析
「熱的プラズマモデル」でフィット
⇒ ① 星間吸収量(NH)、② 温度(kT)、
③ Ｘ線光度(Lx) 、④ 放射量(EM)を導出
データ
モデル（検出器の
応答を重畳）
10分角
（データ）ー（モデル）
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
2．NIR対応Ｘ線源:

(3) X線分光解析
分光解析の標本
① count > 50
② S/N > 10
⇒ 142個を解析
 keV分光解析の手順
kT=1.1
(13 MK)
kT=3.2 keV (37 MK)
① １温度プラズマ
↓（検定の有意水準<5%）
１温度
２温度
① ２温度プラズマ
プラズマ
プラズマ
(87)
(41)
kT1=1.1 keV (13 MK)
kT2=2.8 keV (32 MK)
no
fit
(14)
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
2．NIR対応Ｘ線源:

(4) X線時間・分光解析
時間・分光解析
… 増光時、静穏時別に分光解析

時間・分光解析の標本
① フレア的時間変動
② 増光時、静穏時ともに500counts以上
⇒ 6個を解析
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
2．NIR対応Ｘ線源:
静穏時
増光時
NH
kT1
EM1
kT2
EM2
(cm-2)
(keV)
(cm-3)
(keV)
(cm-3)
1
0.0
9.7
3.7 e52
0.9
2.2 e53
2
0.0
4.8
1.8 e53
1.0
2.8 e53
1
0.2
3.3
4.7 e54
1.0
1.2 e54
2
0.2
3.2
5.0 e54
0.9
1.1 e54
1
1.5
6.8
2.6 e54
N/A
N/A
2
1.0
7.9
1.1 e54
N/A
N/A
1
0.0
2.7
1.4 e53
0.9
4.2 e53
2
0.0
2.3
4.3 e53
0.8
2.7 e53
1
0.2
2.5
2.0 e53
0.9
1.9 e53
2
0.2
3.1
3.8 e53
0.9
1.8 e53
1
0.1
3.2
8.7 e53
1.0
3.3 e53
2
0.1
2.6
6.7 e53
1.0
3.8 e53
object
I25
I51
I110
I200
I248
I324
(4) X線時間・分光解析
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
III. Analysis のまとめ (前半)

NIR対応Ｘ線源 = cloud members
NIR非対応天体 = AGNs + some cloud members

NIR対応Ｘ線源のNIR解析



色・等級 (J/J-H) 図 ⇒ 各天体の ①質量、②光度
質量域 (HM,IM,LM,VLM) 毎のＸ線検出率
NIR対応Ｘ線源のX線解析



時間解析 ⇒ 66/120個が時間変動
分光解析 ⇒ 87/124個が１温度、41/124個が２温度プラズマ
⇒ ① 吸収量、②温度、③ X線光度、④ 放射量
時間・分光解析 ⇒ 増光時、静穏時の ①、②、③、④
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
3．NIR非対応Ｘ線源:

H2 振動輝線による
outflow の探査
UH88/QUIRC

(1) UH88による観測・結果
で観測
A
観測緒元
日時:
C
2001年3月14日
バンド:H2
B
(2.12μm)
視野:
3視野
時間:
300秒
NIR非対応
Ｘ線源
1.3mm
強度図
Chandra視野
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
3．NIR非対応Ｘ線源:
Ａ
(1) UH88による観測・結果
Ｃ
NIR非対応
Ｘ線源
1.3 mm
強度図
1分角
1分角
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
3．NIR非対応Ｘ線源:
Ａ

(1) UH88による観測・結果
1.3 mm ridge 上にあるNIR非対応Ｘ線源
I128a@MMS2


outflow
に付随するもの … ４個
MMS1
NH=1.3×1023 cm-2
outflow に付随しないもの … ６個
kT=3.1 keV
EM=2.1×1053 cm-3
NIR非対応
MMS4

outflow に付随するＸ線源の共通点
Ｘ線源
MMS5
1.
H2に加え、CO,
H13CO+ の outflow に付随
MMS2
2.
3.6 cm 放射 ( jetをtrace ) に付随
1.3 mm
MMS3
3.
1.3
mm
cores に付随
強度図
4.
極近傍（数秒角）に近赤外線
1分角
MMS6
I132@
⇒ jet/outflow
に関連したＸ線放射
MMS3
⇒ outflow (Subaru) と jet (VLA) の高空間分解観測
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
3．NIR非対応Ｘ線源:
(2) Subaruによる観測・結果

Subaru Telescope

IRCS (Infrared Camera and Sepctrograph)

1024×1024 pixels 近赤外線カメラ

視野: 1分角四方

観測緒元



日時: 2000年11月30日、12月4日
バンド:J, H, K, H2
時間: 600秒 (J, K, H2 バンド)
300秒 (H バンド)
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
3．NIR非対応Ｘ線源:
(2) Subaruによる観測・結果
Ａ
NIR非対応
Ｘ線源
I128a
1.3 mm
I132
強度図
① IRS3, IRS5 は class I binary
② X線源(I128a)はIRS3からoffset
③ I128a 付近から H2 outflow
④ I132 は K > 19.6 mag
IRS5
IRS4
5秒角
I128a
IRS3
K H2 H
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
3．NIR非対応Ｘ線源:
(4) VLAによる観測・結果

VLA (Very Large Array)

アンテナ27台からなる電波干渉計

観測緒元



日時: 2002年2月11日
周波数: 3.6cm
時間: 3.5時間
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
3．NIR非対応Ｘ線源:
(4) VLAによる観測・結果
IRS 5
1秒角
VLA 1a
IRS5
H2 outflow
IRS4
IRS 3
H2 outflow
IRS3
I128a
VLA 1b
I128a
3.6cm図
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
III. Analysis のまとめ (後半)

1.3 mm ridge 上にあるNIR非対応Ｘ線源

UH88/QUIRC による H2 観測から
① outflow に付随するもの … ４個
② outflow に付随しないもの … ６個

I128a(@MMS2、①の代表)、I132(@MMS3、②の代
表)を Subaru、VLA で高空間分解観測

I128aは




NH=1.3×1023 cm-2、kT=3.1 keV、EM=2.1×1053 cm-3
I128a付近から H2 outflow 及び cm jet
Class I protostar から offset、jet/outflow の方向に
I132は K>19.6 mag
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
Talk Plan
I.
II.
III.
IV.
V.
Introduction
Observation
Analysis
Discussion
Summary
「NIR対応Ｘ線源」
1. 質量毎のＸ線放射の違い
(1) HM のＸ線放射
(2) IM のＸ線放射
(3) VLM-IM のＸ線放射の同一性
[Sect. 1-3]
2. IM-VLM のＸ線放射機構
２温度プラズマの確立
[Sect. (1)
4-5]
(2) ２温度プラズマの起源
[Sect.――
6-8]
まとめ（前半）――
[Sect.「NIR非対応Ｘ線」
9]
NIR非対応Ｘ線源の放射
[Sect.3.10]
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
1. 質量毎のＸ線放射:
(0) 主系列星のＸ線放射
輻射層
p-p
chain
CNO
cycle
CNO
cycle
対流層
小質量（含太陽）
中質量
大質量
0.08～2.0 Mo
2.0～10.0 Mo
10.0 Mo 以上
磁気活動起源
あり
なし
なし
星風起源
なし
なし
あり
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
1. 質量毎のＸ線放射:

(1) HMのＸ線放射
HM source からのＸ線放射は星風起源である

X線分光解析から
①
②
kT = 0.64 keV (< 1 keV)
Lx/Lbol = 10-7.3 (10-7.1-10-7.6)

X線時間解析から
③
フレア的時間変動はない
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
1. 質量毎のＸ線放射:

(2) IMのＸ線放射
連星率との比較から、IM YSOs はＸ線放射源である
(cf. IM主系列星のＸ線放射はLM伴星のもの)
HM
IM
LM
VLM
質量 (Mo)
>10
2-10
0.2-2
<0.2
NIR線源数
1
26
462
699
（うちX線源数）
1
21
210
81%
139
268
268
円盤を持つNIR線源
0
12
（うちX線源数）
0
11
45
74
92% (all but one)
31
11
X線検出率 (80－90%) > 連星率 (15%)
⇒ IM YSOs は intrinsic なＸ線放射源
all
131
53
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
1. 質量毎のＸ線放射:

(3) VLM-IMの同一性
VLM, LM, IM YSOs は同じＸ線放射機構を持つ
VLM
LM
IM HM
(cf. HM は異なるＸ線放射機構)
① Ｘ線プラズマ温度の平均値が同じ
IM (3.85±1.6 keV)、LM (2.30±2.0 keV)、VLM (2.0±2.3 keV)
cf. HM (0.64 keV)
② Lx/Lbol = 10-5～10-2
cf. HM (Lx/Lbol =10-7)
③ Lxが質量の
増加関数
質量 (Mo)
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
2. IM-VLMの放射機構: (1) 2温度プラズマの確立

VLM, LM, IM のＸ線放射は、２放射成分（低温成分: kT
～1 keV、高温成分: kT=2～3 keV）の組合せである
1 keV
2-3 keV
① プラズマ温度の頻度分布
全Ｘ線源
温度 (keV)
低温成分
高温成分
Tflare ∝ f (B, L)
２温度を持つ
Ｘ線源
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
2. IM-VLMの放射機構: (1) 2温度プラズマの確立
静穏時
高温成分
 object
VLM,
低温成分
LM,NIM
のＸ線放射は、２温度成分（低温:
kT1
EM1
kT2
EM2 kT～1
H
keV、高温:
(cm-2kT=2～3
) (keV) keV）の組合せである
(cm-3)
(keV)
(cm-3)
I25
1
0.0
9.7
3.7 e52
0.9
2.2 e53
2
0.0
4.8
1.8 e53
1.0
2.8 e53
増光時 ②I51異なる時間変動性
1
0.2
3.3 (1)4.7 e54
1.0
1.2 e54
2
0.2
3.2
5.0 e54
時間・分光解析
I200 1
0.0
2.7
1.4 e53
⇒ 高温成分の
EM が増大
0.9
1.1 e54
0.9
4.2 e53
I248
① プラズマ温度の頻度分布
I324
2
0.0
2.3
4.3 e53
0.8
2.7 e53
1
0.2
2.5
2.0 e53
0.9
1.9 e53
2
0.2
3.1
3.8 e53
0.9
1.8 e53
1
0.1
3.2
8.7 e53
1.0
3.3 e53
2
0.1
2.6
6.7 e53
1.0
3.8 e53
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
2. IM-VLMの放射機構: (1) 2温度プラズマの確立

VLM, LM, IM のＸ線放射は、２温度成分（低温: kT～1
keV、高温: kT=2～3 keV）の組合せである
① プラズマ温度の頻度分布
② 異なる時間変動性 (1)
時間・分光解析
⇒ 高温成分の EM が増大
③ 異なる時間変動性 (2)
時間解析
フレア的時間変動Ｘ線源の殆ど全て
⇒ kT=2～3 keV (or higher)
⇒ 低温成分は静穏であり、高温成分が増光を担う
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
2. IM-VLMの放射機構: (2) 2温度プラズマの起源
② 低温成分は静穏、
高温成分が増光
を担う
太陽
HN Peg
κ1 Cet
① 太陽、他の主系列星との比較
EK Dra
低温成分はコロナ、高温成分はフレア起源である
SU Aur

2-3 keV
フレア
1 keV
年齢(Gyr)
コロナ
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
IV. Discussion のまとめ (前半)

NIR対応Ｘ線源について議論

質量域毎のＸ線放射




HM source からのＸ線放射は星風起源である
IM YSOs は intrinsic なＸ線放射源である
VLM, LM, IM YSOs は同じＸ線放射機構を持つ
VLM, LM, IM のＸ線放射機構



低温 (kT～1 keV)、高温 (kT=2～3 keV)の組合せ
低温（静穏） ⇒ コロナ、高温（時間変動） ⇒ フレア
年齢とともに、両温度成分とも温度が下がっていく
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
3. NIR非対応Ｘ線源の放射:

(1) outflow付随あり
jet/outflow 付随があるNIR非対応Ｘ線源は、
jet-induced plasma である
ショックの
速度
密度
電離水素領域
星間
物質
の塊
紫外線
原始星
cm波
cm 波強度
X線
EM、プラズマ温度
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
Becklin & Neugebauer (1967)
3. NIR非対応Ｘ線源の放射:

(2) outflow 付随なし
jet/outflow 付随がないNIR非対応Ｘ線源は、 more
obscured (=younger) than class I’s (class 0?)
① Kバンドの等級 >16.0mag (I132は >19.6mag)
⇒ LM class I より激しい減光
② 平均NH は class I の平均NHより数倍大きい
８つの近赤外線源
③ いくつかは mm波の cloud core• ７つは可視光対応あり
(class 0 候補) に一致
• １つは可視光対応なし
背景天体の可能性もあるが ….
“the BN object”
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
Talk Plan
I.
II.
III.
IV.
V.
Introduction
Observation
Analysis
Discussion
Summary
[Sect.
[Sect.
[Sect.
[Sect.
[Sect.
1-3]
4-5]
6-8]
9]
10]
I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary
HM
― NIR解析
―
(>10M
o)
総まとめ
Chandra/ACIS観測
(0.5-8.0 keV)
質量、光度
NIR対応
Ｘ線源
(278)
385
Ｘ線源
1448
NIR線源
星風
NIR非対応
Ｘ線源
(107)
UH88/QUIRC観測
(J, H, K)
IM
(10-2Mo)
低温成分
LM
(2-0.2Mo)
(kT～1keV)
VLM
(<0.2Mo)
(kT=2-3keV)
高温成分
― X線解析 ―
時間変動、プラズマ諸量（吸
jet/outflow
収量、温度、Ｘ線光度、EM）
付随 (4)
1.3 mm
ridge に分布
(10)
jet/outflow
非付随 (6)
コロナ
フレア
Subaru/IRCS
H2 outflow
jetinduced
VLA
cm
jet
deeply
embedded
YSOs
AGN
END
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