SFN 326 #01 - #08 西合 一矢 (国立天文台)

2020/3/27

1.

“2MASS J15491331-3539118: a new low-mass wide companion of the GQ Lup system”
J. M. Alcala, F. Z. Majidi, S. Desidera, A. Frasca, C. F. Manara, E. Rigliaco3 R. Gratton, M. Bonnefoy, E. Covino, G.
Chauvin, R. Claudi, V. D'Orazi, M. Langlois, C. Lazzoni, D. Mesa, J.E. Schlieder, and A. Vigan

2.

“A Galactic-scale gas wave in the Solar Neighborhood”João Alves, Catherine Zucker, Alyssa A. Goodman, Joshua S. Speagle, Stefan Meingast, Thomas Robitaille,
Douglas P. Finkbeiner, Edward F. Schlafly, and Gregory M. Green

3.

“AThe Gaia-ESO Survey: a new approach to chemically characterising young open clusters I. Stellar
parameters, and iron-peak, -, and proton-capture elements ”
M. Baratella, V. D’Orazi, G. Carraro, S. Desidera, S. Randich, L. Magrini, V. Adibekyan, et al.

4.

“Questioning the spatial origin of complex organic molecules in young protostars with the CALYPSO survey”
A. Belloche, A. J. Maury, S. Maret, S. Anderl, A. Bacmann, Ph. Andre., S. Bontemps, S., Cabrit, C. Codella, M.
Gaudel, F. Gueth, C. Lef.vre, B. Lefloch, L. Podio and L. Test

5.

“13C17O suggests gravitational instability in the HL Tau disc”
Alice S. Booth and John D. Ilee

6.

“Fragmentation favoured in discs around higher mass stars”
James Cadman, Ken Rice, Cassandra Hall, Thomas J. Haworth and Beth Biller

7.

“ALMA reveals a large structured disk and nested rotating outflows in DG Tau B”
A. de Valon, C. Dougados, S. Cabrit, F. Louvet, L. A. Zapata, and D. Mardones

8.

“Pebble drift and planetesimal formation in protoplanetary discs with embedded planets”
Linn E.J. Eriksson, Anders Johansen, Beibei Liu
1

Galactic-scale gas wave 1/4

2020年 3月27日 西合 SFN 326 #02

A Galactic-scale gas wave in the Solar NeighborhoodJoão Alves, Catherine Zucker, Alyssa A. Goodman, Joshua S. Speagle, Stefan Meingast, Thomas Robitaille,
Douglas P. Finkbeiner, Edward F. Schlafly, and Gregory M. Green

Accepted by *+t,-e .ttp/011+-23456-71pd819::;5:<=><
太陽系を取り巻く星形成領域の分布の研究は150年以上続けられており、リング状の星形成領域の連なりである
Gould‘s Belt (Hershel 1847; Gould 1874)が有名である。本研究では、太陽近傍のlocal cloudの3次元分布構造をGaia データを用いることで解析した結果、2.7kpcもの長さを持つ細長い高密度ガス(M~3x106M8)の塊を発見した。

Fig1. Plank dataを用いて作ったGalactic anti-center方向の柱密度の広域マップ。
青い丸(filled)は距離を測定した星形成分子雲方向のポイント、青い中抜け丸は距離を測定した分子雲低密度領域のポイント。

Galactic-scale gas wave 2/4

2020年 3月27日 西合 SFN 326 #02

Fig2. cloudの分布。Y軸は銀河回転の接線方向、Z軸は銀河面垂直方向。右図の灰色imageはダスト面密度分布
この研究で用いている距離は、Zucker et al. (2019)と Zucker et al. (2020)によるGaia DR2を使って減光から求めた分子雲の距離測定カタログから引用。

Fig2の赤丸で示したように、Anti-center方向の近傍星形成分子雲は細長い構造体となっている。
構造体に沿った速度構造は減衰sin波(“Radcliffe wave”と呼ぶことにする)でフィットできる(灰色曲線）。
- 最大振幅は160 pc、長さ2.7kpc、軸比 1:20、 分子雲総質量 = 3x106M8- Orion分子雲は最大振幅のタイミングに近く、３次元速度U-V-W = (-10.2,-1.2,-0.1) km/sはこの描像とconsistent。
* Fitの式 è
太陽のすぐ右側から放射状に伸びる1 kpc長の”split”と呼ばれる構造体も見える。

2020年 3月27日 西合 SFN 326 #02

Galactic-scale gas wave 3/4

参考 (他の構造との比較）

https://faun.rc.fas.harvard.edu/czucker/Paper_Figures/radwave.html

Local arm
Sagittarius arm
Gould Belt

Gould’s Belt cloudsの4/5 (Orion, Perseus, Taurus, Cepheus) はRadcliffe Waveに所属。一方、残りの1/5 (Ophiuchus) は別の直線構造(“split”)に付随。
è つまり、Gould’s Beltはリング構造ではなく実は２つの直線構造の射影を見ているもの。
* Gould’s Beltが銀河面から20deg傾いているのはRadcliffe Waveの一部を見ているから。
この構造起源は、この巨大さからして大質量星のfeed backでは説明困難であり、銀河スケールのダイナミクスの結果と思われる。しかし、うねり構造の説明は簡単ではなさそう。

Galactic-scale gas wave 4/4

2020年 3月27日 西合 SFN 326 #02

Extended Fig1. 下図：水色マークの速度はガウシアンフィットで求めた12COの速度中心(at 上図の水色マークの方向）。オレンジマークの速度はそのダスト距離の場所で銀河モデル(Reid et al. 2014)により期待される速度。

èRadcliff Waveは、(ランダムではない)コヒーレントな速度構造を持つ力学的に一体の構造体。

起源について考察- 星のフィードバックでの形成というのは、構造があまりに大きすぎるのでなさそう。
- 外部との潮汐相互作用の結果もあるかもしれないが、摂動の源がみあたらない。
- 銀河の大規模なガス集積プロセスの結果（spiral armなど）での形成はありそう。

CALYPSO COMs survey 1/8

2020年 3月27日 西合 SFN 326 #04

Questioning the spatial origin of complex organic molecules inyoung protostars with the CALYPSO survey
A. Belloche, A. J. Maury, S. Maret, S. Anderl, A. Bacmann, Ph. Andre., S. Bontemps, S., Cabrit,
C. Codella, M. Gaudel, F. Gueth, C. Lef.vre, B. Lefloch, L. Podio and L. Test
Accepted by A?A .ttp011+-23456-71pd819::95::@A9
星形成におけるCOMs (Complex organic molecules)の起源をCALYPSO survey の26 原始星観測データを用いて統計に調査した。
結果は、約50%(12天体）でメタノール検出、３種以上のCOMsを持つものは約30%(8天体）、中心星光度が4太陽光度以上の天体は１種以上のCOMsを検出したが2太陽光度以下の天体では見検出、multipleの化学組成は非常に大きなばらつきがあった、というものであった。
原始星におけるCOMs emisson
いくつかの小質量の原始星にhot-corino-likeなCOMs emissionが付随してることが報告されている。これらのCOMsの放射は、大質量のhot coreからの類推からコンパクトでwarm(〜100K)なhot corinoと呼ばれる領域からの放射として理解されている(例えばCeccarelli et al. 2002)。しかし、実際の起源については諸説ある(jetによるshock起源、cavity wallへのUV irradiation起源、accretion shock起源、disk上層大気からの放出、など)。
CALYPSO survey (The Continuum And Lines in Young Protostar Objects)
PdBI Large Programの１つであり、多数の近傍原始星に対する231GHz帯(1.29mm)、219GHz帯(1.37mm),94GHz帯(3.18mm)を用いた高分解能(~0.5arcsec)での輝線+連続波サーベイ。
原始星サンプル
本研究では近傍の２６のsolar-type原始星(22 Class 0 objects、4 Class I objects)を解析 。サンプルは、いくつかの原始星連星を含む。具体的リストは、次ページのFig. 1参照。

CALYPSO COMs survey 2/8

1.3mm

スペクトル (1.3mmと1.4mm)

2020年 3月27日 西合 SFN 326 #04
既知のHot corino天体

dn = 1.95MHz1.3mm、1.4mm帯ではたくさんのCOMs検出。
天体によるバラツキも非常に大きい。
これを定量的に解析。

1.4mm

2020年 3月27日 西合 SFN 326 #04

CALYPSO COMs survey 3/8

スペクトル (3mm)

3 mm

3mmでの輝線検出は少ない。

CALYPSO COMs survey 4/8

2020年 3月27日 西合 SFN 326 #04

1.4mm、1.3mmのスペクトル解析 I Hot-corino-like放射の指標と分布連続波のピーク方向の輝線6σ以上の全channel数(メジャー輝線を除く(*)) Ncpeak
連続波peak方向の6σ以上の輝線数(メジャー輝線を除く(*)) Nlpeak(*)メジャー輝線: CO 2–1, 13CO 2–1, C18O 2–1, SiO 5–4, SO 56–45, OCS 18–17, and OCS 19–18

line rich 天体
下記の６天体で Ncpeak > 20

Hot-corino-like放射をもつ天体
Hot-corino-like放射天体(Ncpeak > 9)の総数は10天体

上記のline rich ６天体 + L1448-2A, L1448-NB2, SerpM-SMM4b, L1157 (see Table 3)

黒コントア : 連続波コントア
水色コントア: Hot-corino-like放射のGaussian fit。
- 顕著な位置offsetは見られなかった。
- 放射サイズは100au~300au (see Table 4)- ３ sourcesについては、outflow lobe方向にelongation(see Fig. 4)

CALYPSO COMs survey 5/8

2020年 3月27日 西合 SFN 326 #04

1.4mm、1.3mmのスペクトル解析 II 化学組成12天体でメタノール検出 (Fig.5, 6)。このうち9天体では2種以上、8天体では3種以上のCOMsを検出

メタノール

その他のターゲット
Jorgensen et al. (2019);
Oya et al. (2017)

CALYPSO COMs survey 6/8

Section 3.7

化学組成つづき䝇䜻䝑䝥䠛

2020年 3月27日 西合 SFN 326 #04

メタノールに対する相対アバンダンスから、COMs検出原始星は３つのGroupに分類できる

Group 1 COMs の相対アバンダンスが少ない（特にCHO-bearing molecules）。
Group 2 group 1に比べてO-bearing moleculeの相対アバンダンスが多い
Group 3 group 1に比べてシアン(CN)系分子のアバンダンスが多い
さらにSection 4.1では全てのCOMSs分子種同士の相関を調査(fig 7)。
相関 高: CH3CN/CH3OH, NH2CHO/CH3OH, and CH3OCH3/C2H5OH
相関 低: CH3CN/CH3OCH3 , CH3CHO/CH3OCHO, CH3OCH3/CH3OCHO, CH3OCH3/CH3OH, CH3OCHO/C2H5OH** ただし、これらの化学組成の解釈は論文中には書かれてなかった。**

CALYPSO COMs survey 7/8

2020年 3月27日 西合 SFN 326 #04

COMs放射と原始星光度などとの相関
原始星光度Lint < 2L8ではCOMS検出天体なし*、原始星光度Lint > 4L8では必ず１つ以上のCOMs検出。
Menv/Lint > 1.5 M8/L8の天体でもCOMs検出なし。

* ALMAでは Lint < 2L8の原始星(ex L1527)でもCOMsが検出されているので、このlimitは感度依存。

2020年 3月27日 西合 SFN 326 #04

CALYPSO COMs survey 8/8

COMs放射と円盤や温度などとの相関
COMsの放射領域半径、連続波disk半径、100K—150K温度帯にシステマティックな関係は見られない。
統一的なシナリオでは説明できない。
COMs分布半径

連続波disk構造半径

Lintから計算した100K—150K温度帯半径

Hot Corino Scenarioで説明可Accretion Shock Scenarioで説明可(IRAS16293A Oya+2016; G328.22510.5321 Csengeri+2018)

Outflow/Jet Scenarioで説明可空間分布の議論からFig. 13 COM放射半径と連続波disk構造半径の比較

Outflow of DG Tau B 1/3

2020年 3月27日 西合 SFN 326 #07

ALMA reveals a large structured disk and nested rotating outflows in DG Tau B
A. de Valon, C. Dougados, S. Cabrit, F. Louvet, L. A. Zapata, and D. Mardones
Accepted by Astronomy and Astrophysics (A&A) https://arxiv.org/pdf/2001.09776.pdf

ALMA Band 6を用いてClass I/II protostar DG Tau B のoutflowの力学構造を明らかにした。Out
放出速度が大きいnarrowな構造があり、それを低速outflowが取り巻くというシェア運動が観測された。低速outflowの比角運動量は R=2-5auのケプラー速度に対応している。Outflowのmass fluxは1.7x10-7 M8 yr-1であり中性ジェットの35倍あるが、運動量はほぼ同じ値であった。
動機と背景若い星からのOutflowの起源やinfalling matterとの相互作用はopen questionの１つである。最近のALMA観測により、
outflowにおけるdisk windの重要性が指摘されている(Class 0:HH212, IRAS 4C； Class I: TMC1A; Class II HH30)
DG Tau B
B217 に付随するClass I/II protostar (d 〜140pc) 。
Mstar 〜 1 M8の非常に大きな円盤を持つことが知られてる天体( gas disk R = 174au, dust disk R = 700au)。
観測
ALMA Band6 で12CO(2-1), 13CO(2-1), C18O(2-1)を観測。
Cycle 3とCycle 5による３配列の観測（11 kl - 6500 kl)。
Beam size：
連続波は0.07” x 0.11” 、輝線は12CO、13CO、C18Oで 0.13”x0.18”、0.97”x0.78”、0.23”x0.34”

Outflow of DG Tau B 2/3
連続波image

2020年 3月27日 西合 SFN 326 #07

連続波imageから、
i = 63 deg
R = 62au と 135auにBump構造(つまり、２つのring）
Disk基本構造はpower-law分布(青ドット)。Pressure bumpによるダストリング形成のもっとも初期段階を目撃しているのかも。

長軸方向の輝度分布13COの長軸方向のPV図[参考] モデルfitするとbest fitは以下のようになる

Mstar = 1.1 M8のKeplerian Disk (with i = 63 deg)
Vsys = 6.35 km/s
この構造はinfallと思われるがblue側だけにある。

Outflow of DG Tau B 3/3
高速 channel
低速 channel

2020年 3月27日 西合 SFN 326 #07~18deg ~12deg

B

Outflowは中心付近で高速、外側で低速。
è ”Shear-like velocity structure”*これはPV図で見るとよくわかる(see Fig 3b)。

Pagett et al. (1999) のHST
1.1micron imageを上記のALMA imageと同じサイズ、同じ方向に縮小・回転。

•Outflowは回転(PV図の非対称 白丸参照)
è比角運動量 j = 65 au km s-1

B

低速outflow(ex. 2.15km s-1)のsemi-opening ~18degは、赤外散乱cavityのそれとよく一致。

BOutflowのmass flux 1.7 x10-7 M8 yr-1は中性ジェットの約35倍だが、それらの運動量はほぼ同じ値。

Outflow of DG Tau B
参考
12CO(2-1) channel maps

2020年 3月27日 西合 SFN 326 #07

SFN 326 #01

Gaia DR2 データからGQ Lup の3つ目の重力束縛天体 ( 2MASS J15491331-3539118: separation = 2430au)を同定した。
VLT/S-shooterのスペクトル解析により、それはedge-on diskを持つことがわかった。これは、GQ Lup A diskの~ 60degというinclinationと異なりmisalignmentしている。
* GQ Lup は Mstar~ 1 M8のclassical T-Tauri を主星とする連星系であり、Lupus I filamentary cloud (d ~ 152pc)に付随している。 伴星は100au離れた~20MJupのBDである。
19SFN 326 #03

若いOpen Clusterを用いた元素組成の測定にはいくつかの問題がある(*)。本論文では、Ti と Fe の観測から有効温度を導出するという新しい測定方法を試した。
結果は実効温度や表面重力がGai-ESO iDR5の結果とよく一致していた。これは既存のFeを用いた方法では若い星についてマイクロ乱流パラメータ ξ を過大評価していることを示唆している。
(*) 例えば[Ba/Fe]比が年齢に正相関して増えていくなどあるが、その測定には若い星の活発な磁気大気活動の影響も指摘されている（マイクロ乱流パラメータ ξ がもっと大きいかも？)。

20

SFN 326 #05

ALMAを用いて、13C17O(3-2)輝線をHL Tau diskから初検出した。
また、半径90-110auをガス円盤モデルでfittinした(２次元輻射輸送計算使用)。
結果、ガス円盤の質量は0.2M8であることが導かれた。これは過去のC180観測を用いた結果よりも５倍~１０倍重い。
このような重いHL Tau diskは、Q値解析から、50-110au付近で重力不安定であると推定される。
21

SFN 326 #06

若い原始星ガス円盤の重力不安定性を1Dおよび3D SPH simulationを用いて調べた。その際、簡単な冷却と中心星輻射加熱 (Stamatellos+ 2007)を導入した。
- 重い星(~2 M8)ではガス円盤が容易に重力不安定で分裂し大きな軌道のガス惑星を形成する。
- ガス円盤と星の質量比 q は、軽い星(~0.2 M8)では q ~ 1 であるが、重い星(~2 M8) q = 0.4~0.7となる。

22

SFN 326 #08

原始惑星系円盤にあるギャップの端では、ダストがPressure Bumpによりトラップされる。この論文では、ダスト蓄積領域において、ストリーミング不安定により微惑星が形成されるとの仮説を１次元の数値計算によって検証。
様々な惑星系で形成させたギャップでの進化を様々なサイズのpebbleで計算。
惑星質量がpebble isolation massよりも大きいと効率よくpebbleがトラップされ全てのパラメータ領域において微惑星が形成された。その際、Pebbleのサイズが100ミクロンよりも大きいと全てのpebbleが微惑星になり、pebbleサイズがそれより小さい場合はpebbleの一部がギャップを通過して落下した。

23