へびつかい座 ρ 分子雲コアにおける赤外線分光観測

2005 年 12 月 22 日中間発表

石原 明香

目次

目的Introduction

観測一次処理解析手法

結果まとめと今後

背景星との区別

性質と物理量（ Teff , 質量 , 年齢）導出

準備

目的

新たな低質量天体候補（ SIRIUS/IRSF の JHKs 測光観測より）

初期質量関数の低質量側はどうなっているのか

孤立天体はどのくらいの質量まで存在可能なのか

太陽系外惑星の初期の姿は見えるのか

長い年月で知りたいこと

今回の発表

最も低光度な天体で、結果を比較

Introduction

福江純氏作成

Introduction

Planetary Mass Candidates ＜ 0.013MBrown Dwarf Candidates ≦ 0.075M

Young Stellar Objects

興味のある天体

初期質量関数Introduction

TTS YPMOYBD

Lucas et al. (2005)

<0.1M は不確定

図に見える隔たりは形成の違いを表しているのか

へびつかい座分子雲の特徴

星形成が活発な近傍分子雲　（距離～ 125pc ）

若い（年齢 = 105-106 yr ）狭い領域に Young Stellar Objects が多数存

在　（～ 100 sources ）減光が大きい（ Av (max) ～ 100 等 ）

背景星は受かりにくい

Introduction

観測

減光マップ： Allen et al. (2002)• コア A & B & E

– 特に減光の大きい領域にある天体

• K~12-16 等の 13 天体– 過去には K ＜ 13 等ま

でしか K-band 分光観測はない

A

E

B

一視野： 8’ x 8’

観測天体選び

R.A.

Dec

.

A

E

B

JHKs 3-color by IRSF/SIRIUS (July,2004)

GY10

観測• 観測場所：すばる望遠鏡＠マウナケア• 観測装置： CISCO K & JH grism 1.0″slit

– 画素スケール： 0.105 秒角– 分解能： R~300

• 観測期間： 2005 年 6 月 9-11 日 3 晩• 積分時間： 160 秒 -33 分 @K, 160 秒 -40 分 @

JH

• Seeing ： ~ 0.5″近赤外線撮像分光器 CISCO

Cooled Infrared Spectrograph and Camera for OHS

一次処理

一次処理1. Flat 割り2. Sky 引き3. 画像の重ね合わせ4. Oh 夜光から求まる多項式で波長較正5. K 型星 (K-band) or G 型星 (JH バンド ) で

水素吸収を除き、大気標準星 A0 型星で割る

6. Blackbody 掛け

GY10 K-band Spectra過去に分光データのあるうちで一番暗い天体

F1

Rel

ativ

e F

lux

1.9波長 (μm)

2.5

F2

J=15.59, H=13.54, Ks=12.24 等

H2OF3

GY 10過去データ

Wilking et al. (1999)Williams et al. (1995)

M6.5 M8.5

波長 (μm)

波長 (μm)

2.0

2.1 2.35

2.5

Rel

ativ

e F

lux

Flu

x

GY10 JH-band Spectra

H2O

波長 (μm)1.81.1

Rel

ativ

e F

lux

解析手法

質量と年齢の求め方HR 図で進化モデルから温度

Luminosity

スペクトル型から求める

SIRIUS の測光値とスペクトル型から求める

※スペクトル型は Water Index から求める

Water Index (Q) for M dwarfs

• 水の吸収の深さを示す• 赤化に依存しない

– 1.6-3.5um の赤化則　　： Aλ=λ-1.47 を仮定

• Relative flux density の平均値– F1(2.07-2.13 um)– F2(2.267-2.285 um)– F3(2.40-2.50 um)

• Q = (F1/F2)(F3/F2)1.22

• M0-M8 linear ( 標準星より導く )• MV subclass = (-18.35±1.72)×Q +(17.00±0.45)

– CO の強い天体には使えない

Wilking et al. (1999)

M0 M8Sp. Type

Wat

er I

ndex

1

0.4

Water Index いろいろH2O K-band JH-band

1.34μm

Wilking Q

2.4-2.5 μm

-----

Gorlova ----- <1.3360>

<1.3220>

McLean <1.964>

<2.075>

1.7-1.9μm

<1.343>

<1.313>

結果

Water Index による違い

H2O K-band JH-band

1.34μm

Wilking M7.5(±1.0) -----

Gorlova ----- M7(±1)

McLean M9.7(±1.3) M5.8(±0.5)

スペクトル型の範囲： M5 ～ L1　　　　　　　　　 平均： M8

GY 10 過去データとの比較

GY10 Q Sp Log(Teff) (J-H) (H-K)

K(mag)

AV Log(Lbol /L)

Wilking1999

0.47 M8.5 (±1.5)

3.371 (±0.035)

2.16 1.34 12.25 14 -1.44

(±0.16) 今回 0.51 M8

(±3)3.386

(+0.081)

2.05 1.30 12.24 13 -1.278

(+0.068)

※ 赤字：測定値（等級は、 SIRIUS/IRSF より）、黒字：計算値

Hertzsprung-Russell diagram

※誤差を考慮‒ Mass ： <0.16 M

‒ Age ： <3 x 106 yr

Wilking et al. (1999)

logTeff

Log(

L */L

)

3.7 3.4

1

-2

D’Antona & Mazzitelli (1998)

105 yr

106 yr0.08M

0.04M

Mass

(M)

Age

(106 yr)

W99 0.03 <0.1

今回 <0.04 <0.1

40MJupiter 褐色矮星

進化モデルによる違い

model D’Antona & Mazzitelli (1998)

Burrows et al. (1997)

M8 < 0.04 M

< 0.1×106 yr

< 0.04 M

< 0.1×106 yr

M5 < 0.16 M

< 3×106 yr

< 0.125 M

< 3×106 yr

質量： < 0.04 M

年齢： < 0.1×106 yr

まとめと今後

低光度天体 (MK ～ 12-16 等 ) の分光観測を行った。この領域で知られている最も低質量な天体に　ついて水の index で比較し、質量と年齢を求め

た。

観測した低光度な天体の解析さらに低光度な天体（ MK ～ 17,18 等）の観測