SFN 327#31–36
5/8/2020，崔仁士背景と概要• 銀河のダイナミクスがローカルな星形成に与える影響を知りたい• これまで理論研究• 銀河からコアの幅広いスケールを扱うには分解能が足りない，もしくは一部分のみを切り取って計算• 乱流を（観測にもとづいて）手でいれてる• The Cloud Factory: 銀河のダイナミクスを取り入れた銀河スケールの計算でありながら，サブpcの分解能でフィラメント構造の形成を調べる• 将来的にthe Cloud Factoryをもっと発展させる予定（磁場の効果，より高い空間分解能）
The Cloud Factory概要
••
•
•
•
•

AREPO codeをもとに開発
銀河スケール（4 kpc < r <12 kpc）のダイナミクスを計算
銀河のポテンシャル（バルジ，ディスク，ハロー），自己重力，Supernova feedback
Hと簡単なCOのケミストリー，ガスの加熱と冷却（Clark+19）
sink particle（星形成コア）
ジーンズ長を4セルで分解計算ステップ

1. 最初の150 Myr• ラージスケールのポテンシャルに従う自己重力なしの計算• ランダムなsupernova• 1000 Msunの質量分解能2. ミドルステージ（70 Myr）
• 2つのスパイラルを含む領域を10 Msunの質量分解能で計算
3. ファイナルステージ（~4 Myr）
• 密度の高い（>100 cm-3）100 pc四方領域にtracer particleを導入しさらに詳しく計算• tracer particleが存在するセルを細分化（0.25 Msun）することで，ラージスケールの運動を無視せずにサブpcを分解• sink particleあり• 2つの計算（ミドルステージで異なるオプション）
1) potential dominated• ランダムなsupernova• 自己重力なし，sinkなし
2) feedback dominated• >8 Msunのsink+ランダムsupernova• 自己重力あり，sinkあり
最終的な4つの計算ケース• アルゴリズムを用いてA–D内でフィラメントを同定，その特性を調べる

結果

edge-on view

A, B:
• 銀河面，スパイラルに並行なフィラメント
• 長く重たい• フィラメントに沿ってフラグメント→クラス
ターを形成
C, D:
• フィラメントの向きはランダム• 短く軽い• スーパーノヴァフィー
ドバックの影響，より乱流的な環境であるため• 全ケースでコヒーレントな速度勾配• C, Dが予想されるより現実的なケース• A, Bは一般的でないが，例えばNessie filament (100 pc ormore)のような，A, Bのような星形成が重要となる場合も存在するのではポテンシャル
ドミナント

フィードバック
ドミナント

背景と概要• PDS70はその円盤内に2つ惑星が見つかっている惑星形成を調べる上でユニークな天体• PDS70の中心星自身への質量降着の有無は諸説あり不明瞭• WTTSのうち20–30%は質量降着があるという最近の研究（Thanathibodee et al. 2018,2019b）• 改めて質量降着について調べた
観測・観測データ• FIRE/Magellan Baade Telescope, NIR (0.9–2.4 µm)のスペクトル• HARPS/ESO 3.6m telescope (from Archive)，2ヶ月に渡ってとられた32の可視のスペクトル• TESS, 2min cadence for 24 days (from Archive)，ライトカーブ
自転周期・共回転半径• ライトカーブからPsearch codeを用いてperiodogramを作成• ガウシアンフィットから周期3.03 0.06 day• Tタウリ型星の自転周期の典型値ともコンシステント• 中心星質量，半径，周期から共回転半径periodogram自転速度・中心星自転軸の傾斜角i

He Iスペクトル• スタックした可視のスペクトルからFourier法で自転速度à16.0 0.5 km s-1• 自転周期と自転速度から自転軸の傾斜角i• ALMA観測による円盤のi=51.7 0.1º，52.1 0.1ºより，円盤と中心星の自転軸は並行
質量降着率

モデルパラメータ

質量降着率
降着流の最大温度
円盤内縁半径
円盤面での降着流の幅
傾斜角• 赤方偏移したHe I λ10830吸収線à質量降着• Magnetospheric accretion modelで可視のHαのプロファイルをモデル，質量降着率を求める• モデルの仮定• 質量降着は星の双極磁場に沿って起こる• 星の回転軸，双極磁場の軸，円盤の回転軸は並行à降着流は軸対象• 降着流の外縁 (Ri+Wr)< 共回転半径 (Rco)• 64,800のモデルを作成，Hαにフィット

スタックされた32スペクトルに対するフィット

※chromosphereはモデリングしていないが，residual（青線-赤線）はGaussianでよくfitできるので，それがchromosphere成分ということでokと言っている回転位相ごとのフィッティング• 32のスペクトルを回転の位相ごとに分けると強度，スペクトルの形に変化が見られた• 位相データごとにスタック，モデルフィット

回転位相ごとにフィットした結果• RMSE<0.1を満たすモデルのパラメータの重みづけ平均を，各パラメータのフィットの結果の値としている• 質量降着率は0.6–2.2x10-10 Msun yr• 位相ごとのiの幅à回転軸と磁場の軸のmisalignmentによる非軸対称な質量降着を示唆？

議論と結論過去の観測と比較• スケーリングしたWTTSのHBC 427のスペクトルを星自身の放射のモデルとする• 求まった質量降着率から計算されるtotal flux（降着ショック+星自身の放射）は過去の観測とコンシステント• 過去の観測で質量降着率が低く見積もられた（~10-12 Msun yr）のは，その観測波長では星自身からの放射がドミナントなことが原因
質量降着のプロセス• outer diskから星へgapを跨いだ質量降着率はouter diskでの質量降着率の1–100 %outer diskでの質量降着率• α > 10-3ならあり得る (がまだプロセスは断定できない)
He I の青方偏移吸収• disk windでは？
mass loss rate 見積もり

• MHD windで期待されるとコンシステント• inner diskにガスは存在するだろう
過去の観測—: スケールされたHBC 427---:質量降着によるフラックス—: total model flux (—+---)

背景と概要• 原始惑星系円盤を作る角運動量の起源は何か？回転？乱流？
• 近年の観測からコアスケールに回転が本当にあるのかは怪しい• この論文ではコアの非軸対称な崩壊を計算，回転や乱流がなくても円盤が形成されることを示した（スパイラル銀河の論文 Peebles 1969と似たアイデアらしい）• また数値シミュレーションから，観測とおよそコンシステントな結果が得られた
理論計算• 球形ガスの崩壊考える• 円盤中心に対して

σ: 角運動量
O: 座標原点（球の中心）
C: 円盤中心
G: 質量中心
Mi: 各座標点
mi: 各座標点の質量• 座標原点に対して（）• 重心と円盤中心が異なる場合，円盤中心に対する角運動量は保存しない• オーダー計算は観測と一致
角運動量保存数値計算• 密度一定の2.5 Msunのガス球に揺らぎを与え，非軸対称な崩壊を計算• 流体シミュレーションコード: RAMSES• Adaptive Mesh Refinement (AMR)，ジーンズ長を40セルで分解，270 auから0.26 auの分解能• ガス球は完全に静止（回転も乱流もなし）• 温度分布• 密度揺らぎ（Kolmogorov turbulenceのパワースペクトルと合うように）：揺らぎレベル

結果と解析• 円盤は形成される• 各スケールRごとに2R四方のprojected velocity map
を作り，速度勾配を観測と比較• 初期に剛体回転を与えた場合とも比較

初期条件（揺らぎレベル50%）
0.33 pc

初期回転なし(ε=50%)

初期回転あり円盤の成長（フラグメントするまで）（ε=50%, β=1%, 回転エネルギー/重力エネルギー）
初期回転なし初期回転あり• 初期回転なしの場合，回転ありより円盤の成長は遅く，
サイズ大
議論，結論

観測値

• 円盤とエンベロープの回転の向きにバリエーション，逆回転も見える• Ω∝R-1.8（j∝R0.2）• 回転軸の角度は半径に対しておよそ一定• j∝R0.5• 回転なし，観測よりjがでかい• 円盤サイズは観測の数十 auより大きい→角運動量の抜き取りが必要• 観測から測られる j~(3–5)x10-4 km
pc-1 at R < 1,600 auや，いくつかの系でみられる~2,000 auスケールでの速度勾配の逆転と今回の計算結
果はコンシステント• 観測の数千auでのjのプロファイル(j=const, j∝R0.3)などともコンシス
テント• 新しい円盤形成シナリオになり得るだろう