A Multi-wavelength Study on the X-rayEmissions 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

本論文との対応Talk Plan

I. Introduction [Sect. 1-3]II. Observation [Sect. 4-5]III. Analysis [Sect. 6-8]IV. Discussion [Sect. 9]V. Summary [Sect. 10]

1. “from Young Stellar Objects” ― YSO とは何か？

2. “a multi-wavelength study” ― 多波長による観測

3. “on the X-ray emissions” ― YSO からのＸ線放射

分かったこと、分からないこと

4. “in Orion Molecular Cloud 2 ・ 3” ― 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”

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary

降着円盤

ジェット

中心星

class 0 class I class II class III

原始星 (protostar) T Tauri 型星

YSO (Young Stellar Objects) ＝ 「前主系列星」

2 ．多波長観測による観測 ” a multi-wavelength study”

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary

cm 連続波 ( 自由・自由放射 )jet

mm 輝線（分子回転遷移）NIR 輝線（分子振動遷移）outflow

分子雲 mm ～ submm 連続波（黒体輻射 ;10K ）

可視光 ,NIR （黒体輻射 ;103K ）中心星

磁気活動 Ｘ線（熱的プラズマ）cm 連続波 (gyro-synchrotron)

NIR ～ FIR （黒体輻射 ;10 ～ 103K ）降着円盤

3 ． YSO からのＸ線放射 “on the X-ray emissions”

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary

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 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 速い立ち上がり、遅い減衰の光度曲線

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）

時刻Ｘ線

カウ

ント

レー

ト

⇒ 　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」

フレア以外のＸ線放射機構はないのか？

30000 秒

太陽

4 ．オリオン分子雲 (OMC) 2 ・ 3 “in Orion Molecular Cloud 2 and 3”

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary

10 分角(=1.3 pc＝ 4.3 光

年 )

２分角OM

C-2

OM

C-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 （原始星の密度は最大）

our study field

Talk Plan

I. Introduction [Sect. 1-3]II. Observation [Sect. 4-5]III. Analysis [Sect. 6-8]IV. Discussion [Sect. 9]V. Summary [Sect. 10]

1. Ｘ線による観測 (1) 装置 (2) 観測 (3) 結果

2. 近赤外線による観測 (1) 装置 (2) 観測 (3) 結果

3. Ｘ線－近赤外線対応―― まとめ――

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary

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

Chandra X-ray Observatory (CXO)

NASA’s “great observatories” の１つ CGRO ガンマ線 1991 年～ 2000 年 CXO Ｘ線 1999 年～ HST 近赤外、可視、紫外線 1990 年～ 2010 年（予定） SIRTF 中間、遠赤外線 2003 年～ ( 予定 )

１．Ｘ線観測 : (1) 装置（望遠鏡）

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

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary

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

10 分角

OMC-2/3

10 分角軟Ｘ線 硬Ｘ線

１．Ｘ線観測 : (2) 観測

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary

観測緒元 日時 : 2000 年 1 月 1 日～ 2 日 時間 : 88,400 秒

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. Summary

2 ．近赤外線観測 : (1) 装置（望遠鏡）

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

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summaryp

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 : J (1.2μm) 、 H (1.6μm) 、 K (2.2μm)

（検出器）

λ （ μm ）

log (

λF λ

)

J H K

１０分角J H K

2 ．近赤外線観測 : (2) 観測

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary

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 )

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

2 ．近赤外線観測 : (3) 結果

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

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary

2MASS 対応のない 182個のＸ線源に対し、 QUIRC 対応天体を探査⇒ 75/385個に QUIRC 対応

2MASS対応 (203)

QUIRC対応 (75)

近赤外線非対応 (107)

NIR 対応 X 線源 : 278/385個NIR非対応 X 線源 : 107/385個

2MASS = 2 Micron All Sky Survey• 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

QUIRC 観測では J < 17.5 mag 、 H < 16.5 mag 、 K < 16.0 mag

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. Introduction [Sect. 1-3]II. Observation [Sect. 4-5]III. Analysis [Sect. 6-8]IV. Discussion [Sect. 9]V. Summary [Sect. 10]

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 (3) X 線分光解析 (4) Ｘ線時間・分光解析―― まとめ（前半）――

3. NIR非対応Ｘ線源 (1) UH88 による観測・結果 (2) Subaru による観測・結果 (3) VLA による観測・結果―― まとめ（後半）――

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary

1 ． NIR 対応、非対応Ｘ線源の違い

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%

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary銀河系内 back- and foreground 個数（期待値）

全 NIR源の KLF

NIR 対応X 線源の KLF

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

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

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary

NIR 対応Ｘ線源

ＮＩＲ非対応Ｘ線源

③ Log N – log S 関係Flux が S ergs/s/cm2 以上の AGNs の個数 N(>S)

N(>S)=1200×(S/2x10-15) -1.0 /arcdeg2

⇒ 視野内の AGN個数（期待値）＝約 80個 (<107個 )

但し、一部は cloud members である① Log N – log S 関係② 1.3 mm に幾分集中

② Hardness Ratio のヒストグラム

Chandra 視野

1.3mm強度図NIR非対応

Ｘ線源

J/J-H 色・等級図⇒全ての NIR 対応Ｘ線源の ① 質量、② 光度 (bolometric luminosity) を見積もる

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary

Av=10 mag

VLM LM

HM

4.0Mo

0.002Mo

0.2Mo

2.0Mo

IM

HM: M>10Mo

IM: 10Mo>M>2Mo

LM: 2Mo>M>0.2Mo

VLM: M<0.2Mo

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

2 ． NIR 対応Ｘ線源 : (1) NIR 解析

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary

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 268NIR超過 NIR 線源数

0 12 45 74 131

（うち X 線源数） 0 11 31 11 53

2 ． NIR 対応Ｘ線源 : (2) X 線時間解析

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary

10 分角

「 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

2 ． NIR 対応Ｘ線源 : (2) X 線時間解析

時間解析の標本① count > 200② S/N > 10

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary

⇒ 120個を解析⇒ 66 個に時間変動

2 ． NIR 対応Ｘ線源 : (3) X 線分光解析

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary

10 分角

データ

モデル（検出器の応答を重畳）

（データ）ー（モデル）

「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

分光解析の標本① count > 50② S/N > 10

2 ． NIR 対応Ｘ線源 : (3) X 線分光解析

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary

⇒ 142個を解析

分光解析の手順① １温度プラズマ↓（検定の有意水準<5%）① ２温度プラズマ

nofit

(14)

１温度プラズマ

(87)

２温度プラズマ

(41)

kT=1.1 keV (13 MK) kT=3.2 keV (37 MK)kT1=1.1 keV (13 MK)kT2=2.8 keV (32 MK)

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

2 ． NIR 対応Ｘ線源 : (4) X 線時間・分光解析

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

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary

object NH

(cm-2)

kT1

(keV)

EM1

(cm-3)

kT2

(keV)

EM2

(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

I51 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

I110 1 1.5 6.8 2.6 e54 N/A N/A

2 1.0 7.9 1.1 e54 N/A N/A

I200 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

I248 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

I324 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

静穏時

増光時

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 : (1) UH88 による観測・結果

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary

Chandra 視野

1.3mm強度図NIR非対応

Ｘ線源

A

CB

H2 振動輝線による outflow の探査

UH88/QUIRC で観測

観測緒元日時 : 2001 年 3 月 14日

バンド :H2 (2.12μm)

視野 : 3 視野

時間 : 300 秒

Ｃ

1 分角

1.3 mm強度図

NIR非対応Ｘ線源

Ａ

1 分角

3 ． NIR非対応Ｘ線源 : (1) UH88 による観測・結果

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary

3 ． NIR非対応Ｘ線源 : (1) UH88 による観測・結果

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary

1.3 mm ridge 上にある NIR非対応Ｘ線源 outflow に付随するもの … ４個 outflow に付随しないもの … ６個

outflow に付随するＸ線源の共通点1. H2 に加え、 CO, H13CO+ の outflow に付随

2. 3.6 cm 放射 ( jet を trace ) に付随3. 1.3 mm cores に付随4. 極近傍（数秒角）に近赤外線

⇒ jet/outflow に関連したＸ線放射⇒ outflow (Subaru) と jet (VLA) の高空間分解観測

1.3 mm強度図

NIR非対応Ｘ線源

Ａ

1 分角

MMS1

MMS2

MMS3

MMS4

MMS5

MMS6

I128a@MMS2

NH=1.3×1023 cm-2

kT=3.1 keVEM=2.1×1053 cm-3

I132@MM

S3

Subaru Telescope

3 ． NIR非対応Ｘ線源 : (2) Subaru による観測・結果

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary

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 )

1.3 mm強度図

NIR非対応Ｘ線源

Ａ

I132

I128a

K H2 H

5 秒角

3 ． NIR非対応Ｘ線源 : (2) Subaru による観測・結果

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary

IRS5

IRS3

IRS4

I128a

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

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

IRS5

IRS3

IRS4

H2 outflow

1 秒角

3.6cm図

3 ． NIR非対応Ｘ線源 : (4) VLA による観測・結果

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary

I128a

VLA 1a

VLA 1b

H2 outflow

I128a

IRS 5

IRS 3

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. Introduction [Sect. 1-3]II. Observation [Sect. 4-5]III. Analysis [Sect. 6-8]IV. Discussion [Sect. 9]V. Summary [Sect. 10]

「 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

2. IM-VLM のＸ線放射機構 (1) ２温度プラズマの確立 (2) ２温度プラズマの起源―― まとめ（前半）――

「 NIR非対応Ｘ線」3. NIR非対応Ｘ線源の放射

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　

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary

p-pchain

小質量（含太陽）0.08 ～ 2.0 Mo

CNOcycle

中質量2.0 ～ 10.0 Mo

CNOcycle

大質量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

輻射層

対流層

1. 質量毎のＸ線放射 : (1) HM のＸ線放射

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary

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 kT = 0.64 keV (< 1 keV)② 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

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 )

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary

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円盤を持つ NIR 線源

0 12 45 74 131

（うち X 線源数） 0 11 31 11 53

81%

92% (all but one)

X 線検出率 (80 － 90%) > 連星率 (15%)

⇒ IM YSOs は intrinsic なＸ線放射源

VLM, LM, IM YSOs は同じＸ線放射機構を持つ(cf. HM は異なるＸ線放射機構 )

質量 (Mo)

1. 質量毎のＸ線放射 : (3) VLM-IM の同一性

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary

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

VLM LM IM HM

温度 (keV)

全Ｘ線源

2. IM-VLM の放射機構 : (1) 2 温度プラズマの確立

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary

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 プラズマ温度の頻度分布1 keV 2-3 keV

Tflare ∝ f (B, L)

２温度を持つＸ線源

低温成分高温成分

2. IM-VLM の放射機構 : (1) 2 温度プラズマの確立

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary

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

object NH

(cm-2)

kT1

(keV)

EM1

(cm-3)

kT2

(keV)

EM2

(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

I51 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

I200 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

I248 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

I324 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

静穏時

増光時

高温成分 低温成分

2. IM-VLM の放射機構 : (1) 2 温度プラズマの確立

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary

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

低温成分はコロナ、高温成分はフレア起源である

① 太陽、他の主系列星との比較

② 低温成分は静穏、高温成分が増光を担う

2. IM-VLM の放射機構 : (2) 2 温度プラズマの起源

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary

年齢 (Gyr)

太陽

κ1 C

et

HN

Peg

EK

Dra

SU

Au

r

2-3 keV

1 keV

コロナ

フレア

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

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary

電離水素領域

cm 波X 線

星間物質の塊紫外線

jet/outflow 付随がある NIR非対応Ｘ線源は、 jet-induced plasma である

原始星

EM 、プラズマ温度

密度ショックの速度

cm 波強度

3. NIR非対応Ｘ線源の放射 : (2) outflow 付随なし

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary

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

③ いくつかは mm 波の cloud core (class 0 候補 ) に一致

背景天体の可能性もあるが … .

Becklin & Neugebauer (1967)

８つの近赤外線源• ７つは可視光対応あり• １つは可視光対応なし

“the BN object”

Talk Plan

I. Introduction [Sect. 1-3]II. Observation [Sect. 4-5]III. Analysis [Sect. 6-8]IV. Discussion [Sect. 9]V. Summary [Sect. 10]

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary

総まとめ

I. Introduction II. Observation III. Analysis IV. Discussion V. Summary

385Ｘ線源

Chandra/ACIS 観測(0.5-8.0 keV)

1448NIR 線源

UH88/QUIRC 観測(J, H, K)

IM (10-2Mo)

HM (>10Mo)

LM(2-0.2Mo)

VLM (<0.2Mo)

VLAcm jet

NIR 対応 Ｘ線源(278)

NIR非対応Ｘ線源(107)

1.3 mmridge に分布

(10)

jet/outflow付随 (4)

jet/outflow非付随 (6)

AGN

jet-induced

deeplyembedded

YSOs

星風

低温成分 (kT ～ 1keV)

高温成分(kT=2-3keV)

コロナ

フレアSubaru/IRCS

H2 outflow

― NIR 解析 ―質量、光度

― X 線解析 ―時間変動、プラズマ諸量

（吸収量、温度、Ｘ線光度、EM ）

ENDThank you for your attention.