原始星からのX線発見と課題 (r-Ophの)T-Tauri星からＸ線放射とフレアーの発見 （アインシュタイン衛星 (Montmerle 1982） 差動回転(大きい)、表面対流（大規模）によるダイナモ磁 増幅 -> 表面磁気ループの再結合によるエネルギー開放 原始星（Class I）: R-CorA , r-Ophから初めてＸ線を発見 （ASCA衛星：Koyama et al. 1993） Ｘ線フレアーを起こす。その規模、激しさはT-Tauri以上。 全層対流――＞磁場のねじれをつくるアンカーポイント がない。 スタンダードダイナモ機構の修正が必要
Class 0 は 一部のみ？ OMC 2 and 3 可視光 電波 X線 赤ちゃん星発見！ (推定年齢10万歳)
赤ちゃん星は産声も大きい？ ー星生成領域：r-Oph Cloud ー 「宇宙のクリスマスツリー」 0.5光年
(71 flares from 195 PMS in rho-Oph) Flare Analysis (71 flares from 195 PMS in rho-Oph) 1) T = Heating rate - conductive cooling in the loop ∝ L2/7B6/7 2) trise = reconnnecton time scale ∝ L/B 3) Magnetic pressure = Gas pressure at the flare peak 4) tdecay = radiative cooling time ∝ T3/4=(L/B)1/2 T vs trise relation as: trise ∝ B-4 T7/2 , L4/3T7/6 EM vs T relation as: EM ∝ B-5 T17/2, L5/3T8/3 Imanishi et al. 2003.PASJ55,653.
ループサイズはClassによる差はない。 1010—1011 cm (0.2—2 R◎) ｋT 大 EM 大 ループサイズよりは Magnetic field
YLW16A: 巨大フレア EW: 146(44—248) eV 95(23—167) 92(25—160) Orion: 7/146 126,130,111,135, 268,111,122 eV いずれもEW~100 eV: 通常のGeometryでは立体角が足りない
EL29: kT ~4 keV: EW= 9.7, 194, 69, 118,152 eV 6.4 keV line in quiescent EW is Variable Origin may not be X-ray but electrons
星では立体角がたりない（左）ーー＞降着円盤（右） Class I or II に 6.4 keV line が観測できることと一致
Mystery of Massive Stars: Very Hard ~10 keV X-ray and Strong 6 Mystery of Massive Stars: Very Hard ~10 keV X-ray and Strong 6.4 keV line NGC2071: 1.2—2.4 keV Sgr B2: 630 (180—1100) eV 大変 Challenging. 現状は統計不足