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へびつかい座 ρ 分子雲コアにおける赤外線分光観測

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. 準備. 新たな 低 質量天体 候補（ SIRIUS/IRSF の JHKs 測光 観測より ）. 目的. 背景星 との区別 性質と物理量（ T eff , 質量 , 年齢 ）導出. 長い年月で知りたいこと. 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.

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へびつかい座 ρ 分子雲コアにおける赤外線分光観測

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  1. 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

  2. 目次 目的 Introduction 観測 一次処理 解析手法 結果 まとめと今後

  3. 準備 • 新たな低質量天体候補（ SIRIUS/IRSFのJHKs測光観測より） 目的 • 背景星との区別 • 性質と物理量（Teff , 質量, 年齢）導出 長い年月で知りたいこと • 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 今回の発表 • 最も低光度な天体で、結果を比較

  4. Introduction

  5. Introduction 興味のある天体 福江純氏作成 Young Stellar Objects Planetary Mass Candidates＜ 0.013M Brown Dwarf Candidates ≦ 0.075M

  6. Introduction 初期質量関数 TTS YBD YPMO • <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 Lucas et al. (2005)

  7. Introduction 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

  8. 観測

  9. 観測天体選び 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 一視野：8’ x 8’ A B Dec. E R.A.

  10. JHKs 3-color byIRSF/SIRIUS (July,2004) A B GY10 E

  11. 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 CISCOCooled Infrared Spectrograph and Camera for OHS

  12. 一次処理

  13. 一次処理 • Flat 割り • Sky 引き • 画像の重ね合わせ • Oh 夜光から求まる多項式で波長較正 • 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 • Blackbody 掛け

  14. 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 F2 F3 H2O Relative Flux 1.9 2.5 波長 (μm) J=15.59, H=13.54, Ks=12.24 等

  15. GY 10過去データ Williams et al. (1995) Wilking et al. (1999) M8.5 M6.5 Flux Relative Flux 2.0 2.5 波長 (μm) 2.1 2.35 波長 (μm)

  16. GY10 JH-band Spectra H2O Relative Flux 1.1 1.8 波長 (μm)

  17. 解析手法

  18. 質量と年齢の求め方 HR 図で進化モデルから スペクトル型から求める 温度 Luminosity 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

  19. Water Index (Q) for M dwarfs 1 Wilking et al. (1999) • 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 Water Index 0.4 M0 M8 Sp. Type

  20. Water Index いろいろ

  21. 結果

  22. Water Index による違い スペクトル型の範囲：M5～L1 　　　　　　　　　 平均：M8

  23. GY 10 過去データとの比較 ※ 赤字：測定値（等級は、SIRIUS/IRSF より）、黒字：計算値

  24. Hertzsprung-Russell diagram Wilking et al. (1999) D’Antona & Mazzitelli (1998) 105 yr 1 0.08M 106 yr 0.04M Log(L*/L) 40MJupiter 褐色矮星 -2 ※誤差を考慮 • Mass：<0.16 M • Age ：<3 x 106 yr 3.7 3.4 logTeff

  25. 進化モデルによる違い 質量： < 0.04 M 年齢： < 0.1×106 yr

  26. 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

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