The Star Formation Newsletter No.351 31-36
原田直人（九州大学）
No. Title
31

Setting the Stage for Planet Formation: Measurements and Implications ofthe Fundamental Disk Properties

32

Demographics of young stars and their protoplanetary disks: lessons
learned on disk evolution and its connection to planet formation

33

The Appearance of Vortices in Protoplanetary Disks in Near-Infrared
Scattered Light34

The Isotopic Links from Planet Forming Regions to the Solar System

35

The Origin and Evolution of Multiple Star Systems

36

Kinematic Structures in Planet-Forming Disks

ü PPVIIのレビュー論文の一つ
ü 円盤の基本的な性質について、その性質を調べるための関連する観測技術、モデル化手法、それぞれの注意点などを含めてまとめているü 観測技術の進歩に伴い、円盤進化と惑星形成の理論にどのような新しい疑問が生じたか議論

ü PPVIIのレビュー論文の一つ
ü 円盤進化を記述するモデル(viscous model, magnetically driven model)を紹介
ü 原始星と円盤の観測量の統計をまとめた
ü 円盤進化モデルに対する観測的な制約について議論

32 Demographics of young stars and their protoplanetary disks:lessons learned on disk evolution and its connection to planet formation
円盤進化の模式図（viscous model vs. magnetically driven model）
ü MHD windがphotoevaporative windより多くの比角運動量を取り除く
à 円盤質量に対する円盤半径において観測可能な違いが(統計的に)見える可能性
ü 光蒸発はinner cavityをつくる à 散逸前の星への降着率が低くなる

32 Demographics of young stars and their protoplanetary disks:lessons learned on disk evolution and its connection to planet formation
原始星と円盤の観測量

𝑀̇ !"" ∝ 𝑀∗$

𝑀%&'( = 0.1, 0.01, 0.001×𝑀∗

𝑀%&'( ⁄𝑀̇ !"" = 1Myr

32 Demographics of young stars and their protoplanetary disks:lessons learned on disk evolution and its connection to planet formation
円盤進化モデルへの制限
ü 横軸：各領域の年代
ü 縦軸：𝑡!"#$ = 𝑀!"#$ ⁄𝑀̇ %&&ü 破線：Viscousモデル (右上がり)
橙はダスト進化を考慮
ü 点鎖線：MHDモデル (時間依存なし)
ü 観測データからは明確な𝑡!"#$ の上昇傾
向は見えないü 純粋な粘性進化モデルとはmarginallycompatibleü 単純なMHDモデルとは概ね一致
ü ダスト進化を考慮した粘性モデルは~1.5Myr以降だとよく合うがそれより若い領域で合わないü ロスビー波不安定性(RWI) によって生じる渦が円盤の非軸対称な構造を作っている可能性がある
ü RWIの流体力学シミュレーションと輻射輸送シミュレーションを組み合わせて、Hバンド偏光における渦がどう見えるか調べた
ü 渦は半径方向に狭いアークとして見える
ü 渦による非対称性はVLT/SPHERE、Subaru/SCExAO、Gemini/GPIなどの観測で十分検出可能ü 渦は円盤の外側に影を落とすので、識別に役立つかもü 傾斜角が適度に高い場合、渦は片腕スパイラルの様に見える

33 The Appearance of Vortices in Protoplanetary Disks in Near-Infrared Scattered Light
流体シミュレーションü Deadzone edgeでのRWIによる渦形成過程を計算
ü FARGO3D
ü 2Dシミュレーション(0.2R0 < R < 4.5R0, 0 < φ < 2π)
ü 局所等温・自己重力なし
ü 面密度
ü 粘性モデル（Deadzoneを考慮）
ü 粘性の遷移領域 ΔDZ をパラメータとして与える
Δ'( = 𝐻, 𝐻 ⁄2 , 𝐻 ⁄4
ü R0 = 50au
à R < 225auの円盤質量 = 0.03Mo、渦は~65auの位置に形成

33 The Appearance of Vortices in Protoplanetary Disks in Near-Infrared Scattered Light
輻射輸送シミュレーション
ü NIRの散乱光での円盤の観測的可視化、H-band (1.6μm) polarized intensityimageを生成
ü HOCHUNK3D
ü 2Dの面密度mapを3Dに焼き直してから計算

ü ダスト・ガス質量比＝1:100
ü ダストサイズ：s = 0.002 – 0.25μm, n(s) ∝ s-3.5
ü 光源：2.4Ro, 4400K
ü Inclination: i = 0, 30, 60
ü 渦の位置
円盤の長軸側(PAvortex = 90 )、短軸側(PAvortex = 0, 180 )、中間(PAvortex = 45, 135 )à 140pc離れた円盤を0.04”の角度分解能で観測する設定になるように、
Gaussian point-spread functionでimageをたたみ込む

33 The Appearance of Vortices in Protoplanetary Disks in Near-Infrared Scattered Light
ü RWIは粘性遷移領域で励起される
ü 小さな渦が複数形成後、一つの大きな渦に合体し、方位角方向に引き伸ばされていくü 今回は最も目立つ渦に注目したいので、H-SHのモデルを採用（下図）33 The Appearance of Vortices in Protoplanetary Disks in Near-Infrared Scattered Light

上図：H-SHモデルの860回転時の面密度/PI
ü 動径方向に狭いアーク状の構造(幅~11au, ~2*PSF size)
右図：渦のある半径での方位各方向の強度分布
ü 平均値から~70%明るくなる
à VLT/SPHERE, Subaru/SCExAO, Gemini/GPIで検出可能33 The Appearance of Vortices in Protoplanetary Disks in Near-Infrared Scattered Light
右図 - カラーü 渦の位置とinclinationを変えた場合のH-band image
右図 - モノクロ
ü 方位角方向に平均した軸対称円盤でのimage(下図)で規格化
ß 渦による非軸対称性を見やすくするため

33 The Appearance of Vortices in Protoplanetary Disks in Near-Infrared Scattered Light
ü inclinationによる方位角方向の変動と混ざるので、渦が短軸にある場合に渦を認識しづらい
ü 渦の明るさは位置に依存
ß 一番手前にある時が明るいß ダストの前方散乱
ü 渦が長軸にある方が内側に明るい円盤と区別しやすい
ü 渦の”contrast”は位置にあまり依存しないß PA=180 以外は50%以上のコントラストがつく

33 The Appearance of Vortices in Protoplanetary Disks in Near-Infrared Scattered Light
大きな特徴１：
渦が円盤の外側に影を落とす
ü 渦は周囲よりもτ=1面が高くなっているのでよく照らされるü 外側の円盤はそもそもdeadzone領域のリング状の物質の影になって暗いà 渦があるとその方向により強い影ができるü Face-onで見る場合が一番影を見やすいß inclination由来の方位角方向の変動がないから
ü この影が渦の存在を示す証拠になるかも33 The Appearance of Vortices in Protoplanetary Disks in Near-Infrared Scattered Light
大きな特徴２：i ≠ 0で、渦が短軸以外の位置にあると一本腕のスパイラルの様に見えるü 原理的には渦によるアークはピッチアングル０の円弧
ü しかし、傾いた円盤を散乱光で見ると、軸対称な構造の中心に星がこない（かも）… Ginski et al. (2016)
à ピッチアングルが０かどうか調べるのは難しいü 一般に、散乱光の実際の観測結果を単純にdeprojectしても真のface-onviewは得られない
à 渦によるcircular arcと”one-armed spiral”を区別するのは困難(特にinclinationが大きい時)

33 The Appearance of Vortices in Protoplanetary Disks in Near-Infrared Scattered Light

上図：SPHERE NIR scattered light imageとmodel imageの比較
ü HD 34282の円盤は先の二つの特徴を両方満たす
ü 一本腕のスパイラルが確認されていたが、今回の渦でできる構造とも似ている
ü 東側のスパイラルより外側が西側の同じ位置よりも暗くなっている
ü ALMAのmm波観測では方位角方向に非対称なリングが受かっているü PPVIIのレビュー論文の一つ
ü 系外惑星の形成領域、星なし/原始星コア、原始惑星系円盤、および太陽系内の天体における同位体分子の観測の最近の進展についてまとめた
ü 同位体化学モデルによってそれらの関連性を議論

ü PPVIIのレビュー論文の一つ
ü 星の多重性について、観測的・理論的な研究の結果をまとめた
ü 多重星の起源に関するモデルを解説し、数値シミュレーションの現状をレビューし、観測との整合性について評価
ü 多重星の円盤や惑星形成への影響についても議論

ü PPVIIのレビュー論文の一つ
ü 惑星が形成されつつある円盤の運動学的構造についてまとめた
ü 空間分解された運動学的研究によって、惑星形成と円盤の進化における物理的プロセス (turbulence, winds, radial and meridional flows, stellar multiplicity,instabilities) を理解し定量化することができる
ü アルマ望遠鏡の高解像度観測を中心とした最近の進歩は、埋もれた惑星の検出と質量決定、惑星への降着ガス流のマッピング、潮汐相互作用と歪んだ円盤形状の確認、乱流速度への厳しい制約などが挙げられる
ü これらの力学的プロセスに関する現在の理解をレビュー
ü 運動学的マッピングがどのようにして惑星形成の兆候を観測するのかまとめた36 Kinematic Structures in Planet-Forming Disks
惑星が形成する円盤で予想される運動学的な兆候の模式図
ü 惑星がspiral wakeをつくり、ギャップを開ける（meridional flowとも関連）
ü 小スケールでは惑星周りに周惑星円盤が形成
ü 伴星がinclined and/or eccentricな軌道だと、内側の円盤が傾き、内側に空洞を開け、free-fallに近いradial flowが生まれる…

36 Kinematic Structures in Planet-Forming Disks

上の図はTeague et al. (2019)から持ってきました

sub-Kepler

meridional flow

disk wind36 Kinematic Structures in Planet-Forming Disks
ü 重力不安定な円盤

36 Kinematic Structures in Planet-Forming Disksü 4.1: Streamers, stellar fly-bys and tidal interactions
ü 円盤は孤立した系ではなく、周囲のガスと相互作用している

36 Kinematic Structures in Planet-Forming Disks
ü 連星による影響

ü 惑星によるvelocity kink