SFN #313 1-8

2019/2/15 Fri. 崔仁士12345678

1
背景・概要• disk photosphereからのH2O emissionはT Tauriではよく見られるがHerbig AeBeではほとんど見られない• NIRでnon detection，MIR，FIRでmarginal detections• 強いUVでH2Oが破壊されOHになっている？
• NIRの測光観測で初めてHerbig AeBe星周囲からH2O輝線をdetect• モデリングからH2Oのアバンダンスを導出。他の天体とアバンダンスを比較
観測• target: HD 101412-B9.5Ve star @ 411 pc
M =2.5 Msun, R = 2.3 Rsun, L~43 Lsun
disk inclination 80º 7ºGroup II (self shadowed disk)

結果• ~ 2.929 µmと2.9074-2.9110 µmでH2Oをdetect• OH P4.5 doublet, P5.5 doubletをdetect• OH, CO lineからLOH/LCOこれまでのHAeBeのものより1桁大きい• CRIRES/VLT• L-band観測のアーカイブデータ@2.94 µm• R ~ 90,000• SN ~ 200• referenceにCOのアーカイブデータも解析
H2O spectrum

モデリング• LTE, Keplerian rotation，微小幅のringを仮定したslab modelCO• parameters: (N, T, Re, vsini, Rout/Rin)best fit model
data

band headcolorは温度の違い

projected Keplerian
projected
CO v=3-1, v=2→0 emitting radius velocity at Rin• band headの形，相対強度 → N(CO),
T=1300 K• 絶対強度 → projected emitting area (Re)• Kepler速度のfit → vsini, Rout/Rin• vsiniとprojected emitting area (とM*?)→ i=86º, Rin= 0.88 au, Rout= 1.27 au

P 4.5OHOH• COで求めたiとTを仮定• 同様に Rin=0.81 au, Rout = 1.46 au• COよりわずかに広がっている
H2O• COで求めたiとTを仮定
H2O• 半径，速度をOHと同じと仮定して，fluxからΣを導出,- cm-2• N(H2O) = 5.8'%.($%.& ×10
N(H2O)/N(OH) = 0.21'%.,,$%.%($0N(H2O)/N(CO) = 8.3'1.%$0., ×10model

P 5.5

他天体との比較

Massive star周りほどH2O小→ 強いUVがH2Oを破壊
議論

HD 101412のinner diskでdust opacityは小さい？
• CO band headのdetection• Herbig AeBe周りでは珍しい ~ 7%
• 低いK-band continuum opacityが必要 ~ T Tauri周りの6倍のreduction• H2Oのdetection• dustのphotosphere(τ=1)がH2O層より下にくる程度にdust opacityが小さい• HD 101412はλ Böo star (重元素がdeplete)→ gasが選択的にaccretion→ high gas-to-dust ratio ~ 600• どこかでdust trap?

• 惑星起源ならH2Oが受かっていることから惑星はsnowlineより内側

2
背景と目的
• binary-diskの相互作用はbinary，disk両方の進化に重要• diskの粘性による角運動量の輸送 vs tidalトルクによる角運動量の輸送• binary軌道面とdisk面がmisalignしているとトルクの効果は減るという報告→ misalign systemではdisk半径大となることが期待される• 4重星のGG Tau• 半径~235 au，幅 60 auのdustリング• co-planar disk

On The Secular Evolution of GG Tau A Circumbinary Disc1.0

M=0.001
M=0.01
M=0.1

0.5

1.0

0.5

0.2

0.2

0.1

0.1
100

200

300

400
500
R[AU]

i°initial = 30

Σ/Σ0Σ/Σ0i°initial = 15600

700

800

100200

300

400
500
R[AU]

600

700

800

3

Hossam Aly, Giuseppe Lodato, & Paolo Cazzoletti
120120i°initial = 15i°initial = 30
M=0.001
M=0.01M=0.110080806060i°i°10040402020000500

1000
Time/P_orb

1500

2000

0500

1000
Time/P_orb

1500

2000

12010080i°660402000500

1000
Time/P_orb

1500

2000

3背景・概要• COMs (complex organic molecules)の形成と起源が知りたい• この研究では温度の指標とされているCH3CCHとCH3CNに着目• 観測とchemical modelとの比較からIRAS 16293-2422におけるこれらの分子の生成と進化を調査
観測• target: IRAS16293-2422
data
model
- binary: seperation ~ 5’’- Class 0 protostar- @ ρ Ophiuchus ~141 pc• EMIR/IRAM 30m• 空間分解能: 24’’-28’’• 周波数: 8 GHz width at 88.41 GHz, 104.06 GHz

LTE 0D radiative transfer modeling• parameters:• Σ, Tex, Δv, vLSR
• Gaussian shape opacity profile• 過去に求められている温度分布と密度分布をreferenceとして使用• Texと温度分布の比較からsource size，source sizeからH2 column densityを導出

スペクトルとモデル

CH3CN

CH3CCHModeling 結果• vLSR, Δvの大きさから両分子とも両方のbinary sources
or common envelopeに起因• CH3CCHはcold envelopeに起因 (低Tex, vLSRや線幅から)• CH3CNはより内側に起因？
Chemical Modelとの比較
シミュレーション• 3-phase Nautilus gas-grain code (Ruaud et al. 2016)• abundanceの変化を化学反応rateに反映させながらgasとiceの組成を計算• grain surface interaction含む• non thermal desorption含む• cosmic-ray, photodesorption, chemical desorption• infalling material cellの中で解く（密度，温度，visual extinctionが時間変化）• 密度を観測に合わせるため10倍しているのでself consistentではなくなっていること
abundances for darkに注意
cloud simulation• initial conditionにdark cloud chemical simulationの結果を採用• Tgas = Tdust = 10 K, nH2 = 2x104 cm-3
• cosmic-ray ionization rate: 1.3x10-17 s-1• visual extinction: 15 mag• cloud age: 106 yr• chemical modelは3.43 x 105 yr 計算

（200 auという半径は採用するbindingenergyに依存）
観測との比較

Abundances (/H)

Abundances (/H)

• < 200 au: evapolationによりgas phaseが増加• > 200 au CH3CCHはCH3CNよりgas rich→ gas-phase reactionも効率的

10-9103-710-10 01010-8101

CH3CCHs-CH3CCH102103

104

Radius (AU)Figure
5. Solid (dotted line) and gas-phase (solid line) CH3 CCH
10-9abundances predicted by the chemical model at the end of thesimulations as a function of radius to the centre of the protostar.
The diamond represents the observed abundance at the expected
location.
10-10 012341010101010

Radius (AU)10The
envdeedCHeffic
C2 Hformfollo
less
thro
asso
CHCHof hC2 H
is oform
ing
lessThethroin tasso
eralCH-7

Figure-8 5. Solid (dotted line) and gas-phase (solid line) CH3 CCH
10abundances predicted by the chemical model at the end of thesimulations
as a function of radius to the centre of the protostar.
10-9
The diamond represents
CH CN the observed abundance at the expected3location.
-10Abundances (/H)

• > 200 au: solidが豊富→ 両分子ともgrain surfaceで効率的に生成gassolid◆ 測定点

10(1) Wakelam& Herbst (2008), (2) Jenkins (2009), (3) Hincelin
CCHet al. (2011), CH(4) 3Low-metalabundances from Graedel et al.
(1982), (5) Depleteds-CH value
CCHfrom Neufeld et al. (2005)

s-CH CN103-710-11-8Abundances (/H)

Chemical Modelの結果-810-12 01010-910

1102Radius (AU)103104• CH3CNは観測とchemical modelでよく一致
CH3CN-10s-CHCN line) and gas-phase
Figure
6. Solid(dotted(solid line) CH3 CN10• CH3CCHはアバンダンスが2桁程度異なる一方で観測点とchemicalmodel
3abundances predicted by the chemical model at the end of theのpeakは同じような半径にくる ~ 2000 au simulations
as a function of radius to the centre of the protostar.
10-11
The diamond represents the observed abundance at the expected• single dishはinner regionにinsensitiveなのでfittingで求められた値はlocation.
10-12 010101102103104
underestimateしている可能性
Radius (AU)• chemical modelではO+C3反応にバリア→気相のC3が増える→grain
上のCH3CCHが効率的に増加
Figure 6. Solid (dotted line) and gas-phase (solid line) CH3 CN
abundances predicted by the chemical model at the end of the• 実際はO+C3の反応は効率的？
simulations as a function of radius to the centre of the protostar.

of his o4ingTheFigu
int
eacheral
betw
on t
rect
thadan4
everFigucate
eachSinc
betw
traonof tt
rectforthat
maydanobs
everumncate
Sinc
traof tfor

4

星形成領域の速度構造を解析する新しい手法を提唱。色々なデータセットに対して手法を検証し，観測の不定性などに対してrobustであることを示した。

5

5つのIRAS天体（IRAS 05168+3634 and etc.）周りを覆う分子雲の構造とstellar contentを調査。multi-color criteriaから240のYSOs候補を同定。それぞれのIRAS天体周りのsubregionごとにK luminosity functionを作成し，年齢を 0.1 – 3 Myrと推定。いくつかのYSOsに対してはSED fitも。

6

主星の自転と逆向きに公転する惑星がいくつか報告されている。HAT-P-14bは公転の角運動量の軸は主星のそれと~ 171º異なり，ほぼ完全に逆回転。惑星軌道のmisalignは，惑星間や惑星と伴星の相互作用により起こりうるが，逆行を説明するのは難しい。対して，他の星のflybyによって惑星軌道のmisalignはより効率的に起こりうる。この論文では，数値シミュレーションにより，逆行するfly-byだけでなく順行するfly-byによっても，惑星の逆行回転を引き起こすことを示した。

7

Orion OB1 association内の180 deg2の大規模multi-epoch測光サーベイ CIDA Variability
Survey of Orion OB1 (CVSO)の結果。off-cloudのlow mass pre-main sequenceの分布を調査。HαとIR excess，opticalの変光から新たなT Tauri starのclass分け，accretion phaseの終わりかけでClassical と Weak-linedの間に当たるC/W classを定義。

8Hourglass Nebulaにあるmassive multipleのmain星，Herschel 36 A (H36A)の詳細なスペクトルの調査。H36Aのスペクトルに3つのstellar components。それぞれの成分にスペクトルを分けて各成分の特徴を調査。H36AはO型星とB型星のclose binaryと離れたO型星
hierarchical tripletであると考えられる。それぞれの星の軌道周期や軌道傾斜角，dynamicalmassなどを導出。inner orbitとouter orbitはnot coplanar。