2016年10月28日 西合 SFN 285 #36

THE EVOLUTION OF FAR-INFRARED CO EMISSION FROM PROTOSTARS
P. MANOJ, J. D. GREEN, S. T. MEGEATH, N. J. EVANS II , A. M. STUTZ, J. J. TOBIN, D. M. WATSON, W. J. FISCHER, E.
FURLAN, T. HENNING
Accepted by ApJ

http://arxiv.org/pdf/1608.04965

Herschelデータを用いて、降着率の進化に関わる指標であるFIR CO 放射強度を５０の原始星に対して解析し、それらの光度などの原始星の物理量との相関や、進化依存性を調べた。
背景：• 星形成において質量降着率の時間進化や一時的増減が起こることが観測やモデルから指摘。
• 質量降着率は2micronより短波長の観測で測定されているが、原始星ではそれが難しい。
• 原始星への質量降着率はoutflowやJetから推定される。
ただし、CO低励起遷移で測定されるoutflowは時間平均された情報である。
データ・観測：• ５０もの原始星からのCO (14<J_up<45)高励起遷移線をFIRデータを解析。
- HOPS key program: Orion cloud- DIGIT key program: near-by star-forming clouds- PBRs (PACS Bright Red sources by Tobin et al. 2016).
•

SEDを調べるために、2MASS, Spitzer, APEXなどのデータも用いる。
=> Lbol, Tbol and Lbol=Lsmm

2016/10/28

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FAR-INFRARED CO EMISSION FROM PROTOSTARS

2016年10月28日 西合 SFN 285 #36

LFIR COはFIRのCO遷移強度(J_up=1445)を足しあげた値。LFIR COと光度Lbol 強く相関している。
※Fig2(b)はL J=14-13のみの相関。
PACSのサンプリング範囲が原因のバラつきの影響が無くなり、より相関が強くなる。

ボロメトリック温度 Tbol やLbol /Lsmmは原始星の進化指標(eg. Andre+1993; Evans+ 2009)。LFIR COとは、あまり明確な相関は見られない。

Outflow/Jetによる衝撃波をトレースしているLFIR COのLbol との強い相関および原始星進化と無（or弱）相関は、一時的な質量降着率増加が起こりそれが（光度増加）と放出率の増加を伴っていることを示唆している。
2016/10/282

2016年10月28日 西合 SFN 285 #37

A wind-driving disc model for the mm-wavelengthpolarization structure of HL Tau
Titos Matsakos, Petros Tzeferacos and Arieh K¨onigl
Accepted by NMRAS
http://arxiv.org/pdf/1608.06960

HL Tauの磁場観測は、動径方向を含む磁場構造モデルでよりよく説明できる。
背景：• 原始星ガス円盤において、磁場は赤道面ではMRIによる角運動量輸送・質量降着、表面ではアウトフロー放出などを引き起こす。
• すでにサブミリ波偏波観測により若い星である(Class-I/II) HL Tau(1.25mm; Stephens et al. 2014右上図)や３つの原始星※に対しての磁場測定論文が出版されている。
※IRAS 16293-2242B (878 μm; Rao et al. 2014), L1527 (1.3mm; Segura-Cox et al. 2015) and
IRAS 4A (8.1mm and 1.03 cm; Cox et al. 2015).

•Stephens et al. 2014のCARMAによる偏波観測（右図）では、円盤の長軸方向に磁場が向いていた。→鉛直方向、回転方向磁場では説明しにくい。

Stepens et al. (2014)モデルとポストプロセス：• PLUTO codeを用いてMHD数値計算を行った(軸対称r-z plane)。抵抗率(α-type)、α粘生などを仮定（その他パラメータは論文参照）。
• モデルを回転、鉛直、動径方向成分に分離しHL Tau磁場観測を説明しうる構造を明らかにする。
(inclination i =46.7deg, 16x16pixelの偏波マップを作成するが中心付近とR>185AUは除外）
2016/10/28

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mm-wavelength polarization structure of HL Tau

2016年10月28日 西合 SFN 285 #37

Fig2 (左) r-z面の密度分布とポロイダル磁場(赤線）、点線は視線方向(中)投影位置 l に対しての磁場と密度分布、、。

Fig. 6 偏波vectorの分布（観測面） （beamは0.6”を仮定）。 赤線はStephens et al. 2014の観測。
動径方向と回転方向の比はBr/Bφ =3 が観測に合う。
HL Tauのmm波の偏波は、動径方向磁場の成分を大きく考えると説明できる。
円盤上空の小さなダスト（ a<0.1mm）が大きな偏波率であると推定すると自然であり、磁気遠心力風のモデルとも合っている。
2016/10/284

2016年10月28日 西合 SFN 285 #38

MASS MEASUREMENTS IN PROTOPLANETARY DISKS FROM HYDROGEN
DEUTERIDE
M. K. McClure, E. A. Bergin, L. I. Cleeves, E. F. van Dishoeck, G. A. Blake, N. J. Evans II, J. D.
Green, Th. Henning, K. I., Oberg, K. M. Pontoppidan, C. Salyk
Accepted by ApJ

http://arxiv.org/pdf/1608.07817

112µmのHD (J=1-0) を用いることで６つの原始惑星系ガス円盤質量を不定性を小さく測定した。
背景：• 原始惑星系ガス円盤の質量はダスト観測か分子輝線観測で測定されているが不定性が大きい。
- ダスト進化によるオパシティー変化、温度仮定 etc.
- 低温・高密度のためにダスト吸着、化学進化でCOアバンダンスの仮定が難しい etc.
• HD分子は、原始惑星系ガス円盤内でアバンダンス変化が少ない（Bergin et al. 2013 TW Hya.）=> 放射強度は、温度と円盤質量から決まる。
観測・解析：• Herschel/PACS: Spectroscopy mode (R=1500-3000) for 8320 seconds per target (PI: Bergin)• 112µmだとダストで光学的に厚くなる危険があるので、ダスト放射強度が弱い天体を選択(F<5Jyat 100µm)。
• 円盤の温度構造を知るためにSEDを輻射計算モデルcodeでfitする（温度以外にダストサイズ分布、ダスト沈殿率、etc.がパラメータ)。
D'Alessio Irradiated Accretion Disk (DIAD) 1+1D disk structure code (D'Alessio et al. 2004, 2006)• DHのアバンダンスは、xHD = 3 x 10-5 を採用(Linsky 1998)。
2016/10/28

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MASS MEASUREMENTS IN PROTOPLANETARY DISKS BY HD

2016年10月28日 西合 SFN 285 #38

Fig. 2 HD J=1-0輝線。
DM TauとGM TauからHD放射を検出。

Fig. 6 原始惑星系ガス円盤質量。
DM Tau M=1.0-4.7x10-2 Msun
GM Aur M=2.5-20.4x10-2 Msun。
Fig. 3。 SED best-fit Model (see Table4)。
色はダスト沈殿率εの違い ε=0.5(緑: 円盤表面で半分に減少), 0.1(オレンジ), 0.05(赤),2016/10/28
0.01(黒).

CO観測値との比較より、CO chemicaldepletionは、それぞれfactor 5とfactor~100と見積もれる。
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2016年10月28日 西合 SFN 285 #39Onset of oligarchic growth and implication for accretion histories of dwarf
planets
Ryuji Morishima
Accepted by Icarus

http://arxiv.org/pdf/1608.00043

微惑星円盤の集積により形成される原始惑星の質量は、微惑星の質量が大きいとその質量の3/7乗に比例し、小さいと依存性がなくなることを見つけた。
背景：• 惑星形成の標準モデルの鍵となる微惑星の大きさは100mから100km以上までモデルにより幅がある。
• 微惑星は、初期段階では暴走的(runaway growth)な成長を行い、その後、成長が減速し寡占的成長段階となる。
• その切り替わりについては、幾つかの研究があるがバラバラの初期状態で議論をしている。そのためそれを網羅的に定量的に調べる必要がある。
計算・モデル：• N-body simulationを行う。
• 重力ソルバーとして、遠い微惑星は多項式展開して解くことで微惑星が多数の場合でも高速に解くことができるコードを用いる(Morishima et al. 2010)。
• 初期条件は、質量m0の等質量微惑星円盤。
2016/10/287

oligarchic growth and implication

2016年10月28日 西合 SFN 285 #39

Fig.３ 形成される原始惑星質量の初期微惑星の質量m0依存性。

Fig.1 計算の例（こんな計算）
２つの初期微惑星質量の例
m0 = 1017, 2.7x1023 g,
Fig.2 指標の進化の例：m0 = 1013,1017, and 1021 g, Ntr = 10000(solid) and 1000 (dashed).
2016/10/28

初期微惑星の質量m0が小さい時、速度分散/Hill速度~1になり、形成される原始惑星質量はm0に依存しない。
初期微惑星の質量m0が大きい時、形成される原始惑星質量はm03/7に比例
82016年10月28日 西合 SFN 285 #40

Studying Relation Between Star Formation and Molecular
Clumps on Subparsec Scales in 30 Doradus
O. Nayak1, M. Meixner, R. Indebetouw, G. De Marchi, A. Koekemoer, N. Panagia
Accepted by ApJ
http://arxiv.org/pdf/1608.05451

ALMAを用いた30 Dor.の分子雲のCO観測データをもとに、Dendrogramを用いてコアの同定を行
い、ビリアル解析を行った。
背景：• マゼラン大星雲は近傍(50kpc)の活発な星形成銀河。
• 金属量0.5Z ⊙ 環境下の星形成を知るためにも良い天体。
• 30 Dor.は近傍銀河群の中で最も活発な星形成領域（1.5~104−107 ）M⊙ pc−3

観測データ・解析：• HST, Spitzer SAGE, Herschel Heritage surveyのYSO data
• ALMA data (Cycle0 PI:Indebetouw)の分子ガスデータ（See Indebetouw et al. 2013).
※12CO (2-1), 13CO (2-1), C18O (2-1)• Dendrogram (Rosolowsky et al. 2008)を用いて分子雲
Fig. 2 astrodendro 12CO(2-1)構構造とclumpを抽出。
造系統樹（右上はあるchannelの例（図が汚いのは元から）。
2016/10/28
9Molecular Clumps on Subparsec Scales in 30 Doradus

Fig. 7 ＹＳＯ質量分布

2016年10月28日 西合 SFN 285 #40

Fig. 10. dendrogramで同定した30Dorのサイズ線幅関係。研究の結果のfitting line（黒線と黒点）。MWの線幅よりも２倍以上大きい。
Fig. 17
Star mass vsclump mass
重いclumpは重いYSOを持つ。
紫はSEDで質量同定。
赤はより進化したＹＳＯでHa超過しているもの。

Fig. 15.ビリアルパラメータ

2016/10/28•••

30Dor.のclumpはMWに対し乱流が大きい傾向。
72%の13CO(2-1) clumpが自己重力的。
重いclumpは複数のYSO候補をもつ傾向。
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