The Star Formation Newsletter No.332 17-24
原⽥直⼈（九州⼤学）
No. Title
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ACRONYM IV: Three New, Young, Low-mass Spectroscopic Binaries

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A survey for variable young stars with small telescopes: III – Warm spots on theactive star V1598Cyg

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Aluminum-26 Enrichment in the Surface of Protostellar Disks Due to Protostellar
Cosmic Rays

20

Disk Evolution Study Through Imaging of Nearby Young Stars (DESTINYS): A close
low mass companion to ET Cha

21

CS Cha B: A disc-obscured M-type star mimicking a polarised planetarycompanion

22

ALMA Observations of Young Eruptive Stars: continuum disk sizes and molecularoutflows

23

On the orbital evolution of binaries with circumbinary discs

24

Ubiquitous velocity fluctuations throughout the molecular interstellar medium

Young moving group近くの三つの低質量分光連星を発⾒
⾼解像の可視光の分光観測により、システム速度などを測定

・2MASS J02543316−5108313
40Myr oldのTuc-Hor moving groupの⼀員
・ 2MASS J08355977−3042306
既知のどのYMGとも運動が合わない各々の星でLiの吸収線と強くて広いHα線が⾒えた(年齢＜15Myr)
・ 2MASS J10260210−4105537
TW Hya Association(10Myr)の⼀員とされているが、今回得られたシステム速度は既知のどのYMGとも合わない
⼆つ⽬と同様、各々の星でLiの吸収線と強いHα線が⾒えた

低質量星のMagnetic spotsはライトカーブでトレースできる
V1598Cyg のデータの解析をした（前主系列星、近接連星）→⾼速回転（周期0.8246 days）、強い磁気活動の兆候
spotの温度は光球⾯より数百度⾼いspotの活動は0.5~1yrのタイムスケールで変動
既存のデータと組み合わせると、平均輝度の６年サイクルが⾒えた26Alは放射性核種で、初期の惑星形成における重要な熱源原始惑星系円盤に外部から注⼊（汚染）されたと主に考えられているが、星周円盤のirradiationによって26Alが⽣成されるシナリオを考えたaccretion shockで加速されたcosmic ray protonsによって、inner disk surfaceのirradiationが起こる
考慮した26Alの⽣成経路は右の３つ
26Al/27Al = 0からスタート

・降着率を⼀定とし、円盤の内側表層での26Al/27Alの値を計算
・cosmic rayが降着ガスと完全にカップルしていなければ、irradiationによって26Alがかなり増える・降着率が低い時(< 1e-7 Msun/yr)、~5e-5というcanonicalな値が実現→この降着率はClass I ~ IIの間に経験する為、この時期にcalcium-alminum richinclusions(CAIs)が形成された︖
inner disk surfaceのirradiationは26Alを⽣成する重要なメカニズムかもDESTINYS surveyの最初の結果の報告←ESO/SPHEREのlarge program, 近傍星形成領域の低質量星周りの円盤進化を探る
ET Cha (CTTS)の散乱光での観測 by SPHERE/IRDIS
low-mass (sub)stellar companionを⾒つけた

右図上段︓SPHERE/IRDISの観測結果
右図下段︓（以前の）NACOの観測結果
low-mass (sub)stellar companionを⾒つけた
NACOの結果と⽐べると~17yrでかなり移動している
コロナグラフを使った⽅でも検出 but SN⽐ギリギリ

SPEREとNACOの観測からcompanionの位置を求めた（下の表）
右図のグレーの領域︓動かない背景の星の場
合に期待される振る舞い
点線︓円軌道の場合に考えられる範囲＊PAはface-on、separationはedge-onを仮定→ある程度の傾きand/or eccentricityがある︖

上段︓position angle vs. time
下段︓separation vs. time

CS Cha b (惑星質量のcompanion)の詳細な特徴、降着の様⼦などを調べた
CS Cha bのスペクトルを初めて得た
HαとOIが検出→降着の証拠とoutflowの特徴が⾒えた
質量は0.07~0.71Msunの間

ALMAで4つの若いeruptive star-disk systemsを観測(FUor, EXor)
subミリ秒⾓でのFU/EXorsの観測例を15%増やした
OrionのClass 0/I円盤やLupusのClass II円盤と⽐べ、FUorの円盤はmassive
EXorは差がない
FUorはClass I, EXorはClass II︖

1.3mm 連続波
GM ChaとUZ Tau Eのdiskはresolved
V900 Monはmarginally resolved
V582 Aurはunresolved得られたdiskのパラメータ(左の表の⼀部)
V582 Aur

V900 MonUZ Tau E

GM ChatypeFUor

FUor

E*or

FU+E*or,-./0 1234

567

77

78

9:;<.:2t.o:

56=

68>=

?-./0 1?@4AAB

B=CBB

A

・UZ Tau E
ケプラー円盤が⾒える

12CO moment 0 maps

・V900 Mon, GM Cha
conical cavity wallが⾒える
・V582 Aur
広がったemission、スペクトルで⾒ると少なくとも３つのピークがある←近くのフィラメントの影響︖
GM ChaとV900 Monのoutflow by 12CO

12CO,13CO,C18O moment 0 maps (UZ Tau)

FUor disksは同じサイズのClass II disksより重い
EXor disksは同じくらいOphiuchusでもClass 0/I と IIでdiskサイズにはっきりした違いはない→FUor disksは同じサイズのどの原始星周りのdiskより明るい
EXor disksはnon-eruptive disksと⼤きく変わらない＊FU Ori NとL1551 IRS 5 Nは連星系

FUorではアウトフロー（キャビティ）が⾒える
EXorでは⾒られない→FUorの⽅がEXorより若い段階の天体である証拠︖＊V582 Aurで⾒えないのは他の天体より遠いためにノイズに埋もれた︖
or accretion outburstsが起こっていないから︖

UZ Tau E
今回のサンプルの中で唯⼀の確実なEXor天体（FUorと異なり）はっきりしたケプラー円盤が⾒える→EXorsとFUorsの進化段階が異なることをsupport【まとめ】
eruptive starの詳細を知るには広いスケールでの輝線観測が必要
large scale︓FUorのアウトフローを⾒る（EXorで⾒られないかも確認）
small scale︓C18Oで内側disksの⾒る連星軌道が広がってしまう数値計算が何例か報告されている
realisticな周連星円盤(CBD)の条件(low pressure, low viscosity)を考えれば、連星軌道は狭まるStandard picture連星と円盤の軌道共鳴により、連星から円盤へ⾓運動量などを輸送
この過程で円盤はtruncateされ、連星への降着が阻害される (“decretion” disk)連星軌道は時間とともに近づく
近年の研究
CBDについての2Dの流体計算、連星軌道は固定→連星の⽐⾓運動量は時間とともに増加→連星軌道は時間とともに広がる（と結論づけた）
Tiede et al. (2020)
CBDについての2Dの流体計算→連星軌道がどうなるかはパラメータに依存→thin diskは近づきthick diskは広がる、H/R ~ 0.04がcriticalな値
ただし、運動粘性(α(H/R)^2)を固定して計算
この研究
3Dの流体計算でTiede+(2020)の結果を確かめた（連星は固定していない）

3D流体シミュレーション by PHANTOM (SPH code)" #$" #'Σ = Σ! ", 𝑐% = 𝑐%,! "!"!"

⾃⼰重⼒なし連星は２つの等質量sinkを置いた
diskからの重⼒トルクは受ける
Rin = 3a, Rout = 10ap=3/2, q=3/4, Mdisk = 0.1Mb, α=0.3
accretion 半径 = 0.2a
H/R=0.03(“thin” disk), R/H=0.2(“thick” disk)
Np = 10^5~7
Np=10^5,6は10000𝑡( まで計算したが解像度が悪くなるので1000𝑡( までの結果を使う
Np=10^7はthin diskで800𝑡( , thick diskで400𝑡( まで計算𝑎! )𝑡( = 2𝜋𝐺𝑀(10^7のthin & thick diskの構造
・thin disk
10tb︓内縁が2a付近まで移動>100tb︓diskは準平衡状態、内側は潮汐の影響⼤膨張波の様⼦が⾯密度からわかる
diskの外縁はゆっくりと広がる・thick disk
10tb︓spiral arms形成、既に安定状態に到達
diskはすぐに広がる>10tb︓⾯密度の減少以外の変化は⾒られない

上段︓連星軌道 vs. 時間
下段︓eccentricity vs. 時間
Np = 10^5（⿊線）は解像度が⾜りていない・thin disk（左）時間とともに近接
eccentricityは0.01に届かないくらいで継続・thick disk（右）時間とともに広がるthin diskよりさらに円軌道に近い

降着率 vs. 時間（右は左の拡⼤図）

・thin disk
5tbのtimescaleで2桁程度増減 ←内円盤のprecession timescale・thick disk
⾯密度の減少とともに降着率も減少、not episodic
thin diskよりピークの値が数桁⼤きい→thick diskは”accretion” diskに相当（重⼒トルク＜accretionトルク）

【まとめ】
CBDと相互作⽤する連星の軌道進化は、resonantトルクと粘性トルクの⼤きさにsensitive・thick disk (high pressure, high viscosity)
降着ガスの⽐⾓運動量が連星よりも⼤きく、連星軌道よりも広い半径で円盤軌道は不安定になる
・thin disk (← more realistic case)
軌道共鳴により降着流が妨げられる→時間とともに連星軌道は近づく
連星軌道が広がるのは、円盤がthickな限られたパラメータ空間だけ【Future work】
Tiede+ (2020)では H/R のcriticalな値が0.04とされているが、α=0.1だとそれも変わりそう銀河系とNGC 4321の分⼦ガスの動きを調べた←前例のないspatial dynamic range (10^-1 ~ 10^3 pc)!!
全ての空間スケールにおいてubiquitousな速度の変動が⾒つかった
規則的なdensity enhancementsと関連する波⻑0.3-400pcのガス流を発⾒
乱流が⽣むようなscale freeの速度・密度の変動も⾒えた