[2020-10-16] The Star Formation Newsletter

平野 信吾 (九州大学)

No.332 (#41 – 47)
41. ATOMS: ALMA three-millimeter observations of massive star-forming regions - II. Compact
objects in ACA observations and star formation scaling relations
42. The Dynamic Proto-atmospheres around Low-mass Planets with Eccentric Orbits

43. Implementation of stellar heating feedback in simulations of star cluster formation:effects on the initial mass function
44. Ejection of close-in super-Earths around low-mass stars in the giant impact stage

45. Magnetohydrodynamic Accretion-Ejection: Jets Launched by a Nonisotropic Accretion-disk
Dynamo. I. Validation and Application of Selected Dynamo Tensorial Components
46. Magnetohydrodynamic Accretion-Ejection: Jets Launched by a Nonisotropic Accretion-disk
Dynamo. II. A Dynamo Tensor Defined by the Disk Coriolis Number
47. The magnetic obliquity of accreting T Tauri stars

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#41

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ATOMS survey：銀河系の星形成領域146個ACA観測• 放射光度• 分子輝線光度
主輝線と同位体分子種輝線の両方が、高密度ガス質量のよいトレーサーとなる。
➔ATOMSサーベイより求めた平均星形成効率は、別の測定方法より得られた値と大体一致する。

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2020MNRAS.496.2821L/abstract

#41 Mclump vs Lbol, Lmol3

#41 SFR & SFE

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実際にはSFRはlocal IMFに応じて変わるが、他の観測結果と比較できるよう、先行研究と同じSFRを用いる。

SFE ≡ SFR/Mass

対数平均

#425
軌道離心率の大きい
低質量惑星の原始大気
磁気流体シミュレーション
バウショックによる剥離効果にも関わらず、小さな原始大気を保持できる。

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2020ApJ...899...54M/abstract

#42「偏心軌道が惑星の原始大気の力学と構造に及ぼす影響」

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原始惑星 (protoplanets) は母体となった星雲が消散する前に形成し、星雲のガスから原始大気を獲得すると考えられている。

低質量惑星への星雲ガスの降着過程が計算されているが、これまでの研究では円軌道が仮定されていた。
見つかっている多くの太陽系外惑星は離心率の大きな軌道を持つ (e > 0.1)。そのような偏心惑星 (eccentric planets) は、星雲ガスと背景磁場を強くかき乱す。

軌道離心率が0.08以上になると、全軌道中で惑星とガスの相対運動が超音速になる。

#42

バウショック方向は、円盤ガス速度と惑星軌道速度の間のベクトルで決まる

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#42

計算設定

「偏心軌道 (e > 0.1) をとる惑星における原始大気形成」➔「非粘性圧縮相同ガスを超音速で運動する重力的球体」でモデル化する計算コード : PLUTO⚫ 輻射エネルギー輸送：Flux-Limited Diffusion (FLD)近似 (MAKEMAKE module)⚫ 状態方程式：円盤ガスは理想気体と仮定⚫ 運動する惑星を原点とした２次元軸対称球座標 (r, θ)：r = 1 to 1000 [Rplanet]
境界条件 [Thun et al. 2016]⚫ 内側：惑星表面での反射境界⚫ 外側：ガス流入・流出
初期条件：Minimum Mass Solar Nebula (MMSN) model[Weidenschilling 1977; Hayashi 1981; Thommes&Duncan 2006]⚫ 太陽から1 auの距離に位置する惑星 (Mpl = 1 Mearth, Rpl = 1 Rearth) + 一様円盤ガス (T∞ =300 K, ρ∞ = 10-9 g cm-3) … 数値はcanonical caseのもの⚫ Gas opacity data [Malygin et al. 2014]

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#42

シミュレーションリスト

9“Snapshot” simulations⚫ パラメータ：惑星と円盤ガスの相対速度・惑星質量・円盤ガス密度 (準)定常状態になるまで計算する。

Orbit-dependent simulation⚫ パラメータ： 惑星質量・軌道長半径・軌
道離心率⚫ 他のパラメータは時間依存して変化する。
⚫ 計算コストが高いため、1パラメータのみ計算する。

#42

Canonical case

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#42

Canonical case

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#42

原始大気(境界)の定義

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原始大気の質量を計算するための定義(A) 密度一定領域 (10-8.5 g cm-3)(B) ガスが入れ替わる“egg-shape” region(C) 惑星による重力束縛領域
Canonical caseでの質量はそれぞれ(A) 1.40e21 [g](B) 1.43e21 [g](C) 4.31e20 [g]この定義によらない方法として、(D)惑星表面における大気圧を採用する。大気圧が大きいほど、多量の大気を持つ、と解釈する。

#42

Snapshot simulations (parameter study)① 惑星と円盤ガスの相対速度⚫ v∞ = 3.2 – 7.5 [km/s]
 軌道離心率 e = 0.1 – 0.5⚫ バウショックの強さを直接左右する。
⚫ 相対速度が大きくなると、バウショックの開口角は小さくなる。
⚫ 惑星が保持する原始大気も小さくなる。

13(D)
(A)
(B)
(C)

#42

Snapshot simulations (parameter study)② 惑星質量⚫ Mplanet = 0.1 – 3.0 [Mearth]⚫ 重力的に保持できる大気質量を決定する。
⚫ Mplanet = 0.1 [Mearth] (火星like)の場合のみ、通常の原始大気を保てなかった。バウ
ショックが形成されず、流入ガスが直接惑星に衝突している。
⚫ Mplanet < 0.5 [Mearth]で入れ替わらない大気を保てなくなる。

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#42

Snapshot simulations (parameter study)③ 円盤ガス密度⚫ ρ∞ = 10-10 – 10-7 [g cm-3]⚫ 惑星が中心星に対して異なる距離にいる場合に対応する。
⚫ 他のパラメータに比べて明快ではない。
⚫ 密度を下げると、ガス圧・ラム圧が低下し、バウショックが弱まることでより多くの大気が惑星に降着する。
⚫ 密度を上げると、リサイクル領域(eggshape region)がなくなる。
⚫ 高密度では、流入ガス量の増加によって大気質量も増加する。

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#42

Orbit-dependent simulation (time-evolution)

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#42

まとめ

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⚫ 流体シミュレーションは定常状態に達する。
⚫ バウショックに流入したガスは、”egg-shape”領域を形成する。この領域内で、原始大気は周辺領域とガスを交換する。惑星近傍には小さな重力束縛大気が、交換されず保たれる。
⚫ 円軌道惑星に比べて、偏心惑星の原始大気は3–4桁小さな質量しか持たない。惑星のmigration・散乱は原始大気を大きく減らす (mass lossの原因となる)。
⚫ パラメータ依存性⚫ 相対速度 増 ➔ 原始大気 減⚫ 惑星質量 増 ➔ 原始大気 増⚫ 背景密度 増 ➔ 原始大気 減→増⚫ 原始大気の物理量は、惑星の軌道運動に応じて振動する。
⚫ 平均的な描像は、snapshot simulation (定常状態) で再現できる。

#43

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星団形成3D-MHDシ
ミュレーションに、星からの過熱フィードバックをsub-gridモデルとして実装。3通りのモデルを試す。
降着円盤による輻射
フィードバックへの遮蔽効果を考慮したモデ
ルが、観測されているIMFを最もよく再現する。

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2020MNRAS.496.5201M/abstract

#4419ジャイアントインパク
トによる原始惑星の軌
道・質量分布への影響を調べる。
原始惑星のN体シミュ
レーション
原始惑星は2-3回の近接散乱の後に惑星系からよく放出される。中心星質量が小さいほど、より低質量の惑星が大きな軌道離心率と傾きを持つ軌道に形成される。

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2020arXiv200714039M/abstract

#4520ジェット駆動に必要な降着円盤磁化と磁場構造はどのように作られるのか
非スカラー降着円盤平均場ダイナモを初めて取り入れたジェット駆
動の非理想磁気流体シ
ミュレーション

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2020ApJ...900...59M/abstract

#4621(Paper Iの続き)
平均場ダイナモ理論の解析解に従う円盤ダイナモを調べた新モデルによって以前のシミュレーション結果を再現できる。

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2020ApJ...900...60M/abstract

#4722
古典的Tタウリ星への降着流の形状は、回転軸と磁力線方向の角度(=磁気傾斜)に依存する。
古典的Tタウリ星10サンプルの磁気傾斜分布を観測より求めた。
平均 θ = 11.4°±5.4°
これは他の測定値(>20°)に比べて小さい。

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2020MNRAS.497.2142M/abstract