SFN 332 #25 - #32 西合 一矢 (国立天文台)

2020/10/9発表

25.

The Outburst of the Young Star Gaia19bey
Klaus W. Hodapp, Larry Denneau, Michael Tucker, et al.

26.

Migrating Low-Mass Planets in Inviscid Dusty Protoplanetary Discs
He-Feng Hsieh, Min-Kai Lin

27.

Large-scale CO spiral arms and complex kinematics associated with the T Tauri star RU Lup
Jane Huang, Sean M. Andrews, Karin I. Oberg, et al.

28.

Multiwavelength investigation of extended green object G19.88-0.53: Revealing a protocluster
Namitha Issac, Anandmayee Tej, Tie Liu, et al.

29.

Distortion of Magnetic Fields in the Dense Core SL42 (CrA-E) in the Corona Australis Molecular
Cloud Complex
Ryo Kandori, Motohide Tamura, Masao Saito, et al.

30.

Molecular Cloud Cores with High Deuterium Fraction: Nobeyama Single-Pointing Survey
Gwanjeong Kim, Ken'ichi Tatematsu, Tie Liu, et al.

31.

3D structure of the HII region Sh2-235 from tunable-filter optical observations
M. S. Kirsanova, P. A. Boley A. V. Moiseev, D. S. Wiebe, R. I. Uklein

32.

The PDR structure and kinematics around the compact HII regions S235 A and S235 C with [C II],
[13C II], [O I] and HCO+ line profiles
M. S. Kirsanova, V. Ossenkopf-Okada, L. D. Anderson, et al.
1

2020年 10月9日 西合 SFN 332 #25

Outburst Gaia19bey 1/4

The Outburst of the Young Star Gaia19bey
Klaus W. Hodapp, Larry Denneau, Michael Tucker, Benjamin J. Shappee, Mark E. Huber, Anna V. Payne, Aaron Do, Chien
Cheng Lin, Michael S. Connelley, Watson P. Varricatt, John Tonry, Kenneth Chambers, and Eugene Magnier
Accepted by The Astronomical Journal http://arxiv.org/pdf/2008.03396

Gaia, ATLAS, Pan-STARRS, WISE, ALARI、Keckデータを用いて、若いTタウリ型のGaia19bey星がFU OrionisとEX Lupiタイプの中間の特徴を持つバースト天体であることを見つけその詳細を調べた。およそ４年間のバースト期間にのみ[Fe II]やCa IIというメタル輝線が見られた。このことからこのバーストは降着円盤起源ではなく星の磁気圏（optically thin）における降着活動の変動起源であることがわかった。
星形成初期段階のバースト天体
質量降着後期段階の天体(Class I/II)では降着システムの不安定性や減光により変光が見られる。大きな変光を示す代表的な２タイプは、- FU Orionis (FUori-Type)： 長期にわたり増光状態： 光学的に厚い降着円盤の不安定イベント- EX Lupi (EXors) ：数年〜10年の繰り返しの変光を示す： 光学的に薄いfunnel flowでのイベント
近年、大規模サンプリング調査により数10の大きな変光を示す天体が報告。
より深くガスに埋もれたサンプルの中には、より明るく、FUoriとEXorsの中間的特徴を持つ”Newest EXors”と呼ばれる天体も報告されている。

Gaia19bey
Cygnus –X星形成領域にあるflat spectrumぽい埋もれたT タウリ型星 (è)。
距離(最短で） 〜1.4kpc
これまでの変光観測はなし

Fig 3. Gaia19beyのSED(Outbrustの前)

Outburst Gaia19bey 2/4

MJD
Fig 3. Gaia19beyのlight curve. 上図 はGaia G(0.33 µm -1.9 µm)付近、下図はWISE W1 (~3 µm)••

Fig 8. EXorタイプ天体のcolor-color図。
青点はClass III天体、青矢印が通常の星間赤化ベクトル。
V1647 Ori、ESO-Ha999, V2492 Cygはこれまで知られている特に深く埋もれたEXors。
è 通常のEXorsより赤化が大きい（深く埋もれている）。

バースト期間~ 3年と4年。EXorsより長くFUoriより短い。
増光時の光度は L ~ 182 L8 とEXorsに比べ非常に大きい。

これらより、Gaia19beyは”Newest EXors” (Lorenzetiti et al. 2012)と呼ばれるFUorsとEXorsの中間的特徴を持つ増光天体と思われる。
2020/10/143

Outburst Gia19bey 3/4

Fig 9.金属輝線の等価幅の連続波強度依存連続波強度の減少とともに等価幅が大きく減少。
増光は星磁気圏降着が原因であることを示唆。

水素の再結合線Brの複数輝線(Brg, Br 11-4)より、減光AKや質量降着率と減光補正した降着光度Laccを導出 è* FUori(~10-4 M8/yr)よりはるかに小さい降着率
2020/10/144

Outburst Gia19bey 4/4[Fe II] 連続波差し引き後

H2 1-0 S(1)

0.9”

1.8”

Fig 7.Keck I OSIRISによる高分解能イメージ at 2019年バースト時••

Edge-on diskを持つ天体である。
衝撃波トレーサー H2 1-0 S(1) はoutflow cavityからの放射である。

2020/10/145

2020年 10月9日 西合 SFN 332 #26

パラメータ
Metallicity Z

小ダスト粒子とガスがよく混ざっている。 effective soundspeed ∝ (1 + Z )1/2

Stパラメータダスト-ガスのドラッグ

質量比
q = MP/M* = 6 x 10-6 で固定。
（M* = 1 M8ならMP = 2 M🌏）
２次元の数値シミュレーションにより惑星とダストリッチ円盤の相互作用を調べた。
結果、ダストリッチ( Z > 0.3)かつ大きなストークスパラメータ( St > 0.03) のとき、共回転ダストによるダイナミカルトルクにより惑星の軌道半径変化がStochasticかつカオス的になる。このようなmigrationが起こることで、複数の惑星がなくても複数のギャップ構造が形成される。
つづく
2020/10/146

2020年 10月9日 西合 SFN 332 #26
Fig 1. 惑星軌道の時間進化(StとZパラメータ依存性）

Fig 3.

Vertex-planet scattering event
1. co-orbital ringへダスト蓄積が起こる。
2. これが不安定となり多くの渦が形成。
3. horseshoe軌道を流れる無数の渦が惑星に大きなトルクを与える（Lindblad トルクに比べ桁違いに大きなトルク）。
2020/10/14

7

2020年 10月9日 西合 SFN 332 #27

Large-scale spiral arm of RU Lup 1/4

Large-scale CO spiral arms and complex kinematics
associated with the T Tauri star RU Lup
Jane Huang, Sean M. Andrews, Karin I. Oberg, et al
Accepted by Accepted by ApJ http://arxiv.org/pdf/2007.02974
Tタウリ型星RU Lupの周囲に青方偏移した半径1000auを超える渦状腕構造とクランプ構造があることをALMAの観測により発見した。中心の星周囲には半径120auのケプラー円盤と半径260auの”envelope-like”構造がある。この渦状腕とクランプ構造は中心円盤に向けての降着物質が重力不安定を起こして形成したか、他の星との摂動で形成された可能性がある。

ALMA観測- ALMA Band 6 12CO(2-1), 13CO(2-1), C18O(2-1), DSO+(3-2), SiO(5-4) + 232GHz連続波- 複数配列のコンバイン(ACA + 12m C43-2 + 12m C43-5) => beam size 〜 0.32x0.32arcsec

RU Lup- Lupus II cloudにあるClass II のT Tauri星 (距離〜158pc)- 原始惑星系ガス円盤にリング構造(DSHARP)、UVなどで変光している。

10au
Andrews et al. 2018 (DSHARP) 240GHz ダスト連続波Large-scale spiral arm of RU Lup 2/41.

半径 120auのケプラー円盤(C18O 速度図より)[参] Md ~ 0.03M8 (Ansdell et a. 2016)2.

半径260auの“envelope-like”構造(12COの速度図より) * 13COの速度図でも見える3.

半径1000auサイズの青方偏移した渦状腕構造(12CO積分強度図と速度図より）

4.

赤方偏移している”clump”(12CO積分強度図, 速度図より）

Fig 4左.５つの渦状腕

Fig 6左. Clumps

Fig 1. RU LupからのCO輝線の積分強度図と速度分布図
2020/10/149

Large-scale spiral arm of RU Lup 3/4“envelope-like”構造と渦状腕の力学構造
白ドット 半径260au
黒コントア C180(2-1)“envelope-like”構造 （白ドット円の内側）• 速度4.25km/s 〜 7km/sにあるdisk・ring構造•

C18OのKeplerian diskと同じ方向に回転•

CO輝線強度から Menvelpe-like 〜 2 x 10-5 M8
è free-fall timeで割ると降着率はseveral x 10-8 M8/yr

白ドット円の外側の構造(渦状腕)• 積分強度図の渦状腕は、“envelope-like”構造を取り囲
むclumpyリング構造として見える。

2020/10/14•

おおよそ青方偏移channelに見え、外側のほうが青方偏移が大きい•

積分強度図で見えていた渦状腕の外側(西南)の”clump”
たちはchannel mapでは明確には見えない(およそ3σ以下）。

10Large-scale spiral arm of RU Lup 4/4“clump”• 速度2 km/s 〜 10km/sの範囲。システム速度4.5km/sに対しておおよそ赤方偏移。

Clump

•

RU Lupを1.2 M8の星とすると clumpの多くが中心星では重力束縛されていないことになる（escape velocity ~1.6km/s at R = 840au)。

•サイズ〜150au、Dv 〜0.5km/s、M 〜0.1-150地球質量。
è自己重力的ではない（virial aは 100)。
*ただし、TB=10数Kに達しているので、12COは光学的に厚いと推定され、この質量はlower limit。

グレーはCloud contaminationの範囲

Fig 6. 12CO ”Clump”たち

RU Lupの複雑な構造を説明するモデルは何か？
-ガス円盤の重力不安定(GI) モデルはClumpyな構造や渦状腕をよく説明する。またGIは星への質量降着を促進するので、RU Lupで見られる変光を説明できる。一方、青方偏移した渦状腕を説明できない。
Cloudから質量降着モデルは遷移領域でのclumpや渦状腕、特異な速度も説明しうるが、RU Lupには顕著なinfalling envelopeが付随していない(ガス雲の衝突という可能性は興味深い)。
Disk windの数値シミュレーションでも渦状腕的な構造が見えることがあるが、こんなにワイドに広がらない。
連星・惑星による摂動、に関してはGaiaなどを見ても検出がない。
他の星のflybysも星周囲に複雑な構造を作る(例 RW Aur)。ただし、この場合、通常は２本程度の渦状腕。

こんな感じで全てを合理的に説明できるモデルはない。残念。
2020/10/14112020年 10月9日 西合 SFN 332 #28

Spitzer IRAC 4.5mm (green)

Extended green object
G19.88-0.53(GLIMPSE survey）

APEX+Planc 870µm clump (〜1900M8)

ALMA 2.7mm dust cores (10〜30M8)

Extended green object G19.88-0.53の力学構造を様々な波長のデータで調べた。6個のdust coreといくつかのradio sourceに分解された。それらの多波長のデータを見るとG19.88-0.53はOutflow
活動やinfall (inverse P-Cygni)など様々な段階のコアの複合体であった。これはprotoclusterであると思われる。

2020/10/1412

2020年 10月9日 西合 SFN 332 #29

Corona Australis分子雲にある分子雲コアSL42(CrA-E)の磁場構造を背景星の偏光観測を用いて調べた。
磁場はパラボリック構造(hourglass)を持ち、磁場方向の分散からChandrasekhar & Fermi法により磁場強度B =22.4µG±13.9µGと導出される。これのcritical mass Mcr = Mmag + MBE = 21.2±6.6M8であり、これはコアの質量Mcore〜20M8に極めて近く、重力崩壊は平衡状態に近い初期条件から始まったと推測される。
2020/10/1413

2020年 10月9日 西合 SFN 332 #29

Fig 6. Herschel柱密度マップと偏光ベクトル
白線はパラボリックモデル(カイ２乗フィット）。
Hourglass形状。重力崩壊コアによる構造ならこれはコア中心と一致して得るべきだがSL42はoffsetしている。

Fig 11. 上半分を無視。
この磁場構造はInoue&Fukui (2013)の分子雲衝突モデルとあっている。

[参考] Hardegree-Ullman (2013) HerschelとSEST C180(2-1)によるSL42の密度構造

密度構造(オレンジ線)はBE球 ξmax 〜25(この密度コントラストはこれは重力崩壊中のコアであることを示す)。

そして、今回の結果は、これはほぼ重力平衡なコアから崩壊がスタートしたものであることを示している。
VELLOSs

2020/10/14

14

2020年 10月9日 西合 SFN 332 #30

野辺山45m望遠鏡を用いて、207個の近傍の高密度分子雲コアを一点観測した（星なし58個、星あり149個） 。1 kpcよりも遠いコアはbeam dilutionの影響があった。1kpcより近傍の分子種を用いての化学診断を行ったがどの領域でも明確な相関は見えなかった。
N(N2D+)/N(N2H+)
N(DNC)/N(HN13C)
Fig.1 JCMT (SCUBA2やSCOPE)のコアサーベイより高密度コアを207個選定(オリオン分子雲、銀河面、高銀緯)。

D/H比N(N2H+)/N(CCS) N
bearing/Cchain
N(N2H+)/N(HC3N)
CCS
c-C3H2

Early type分子
late-type分子2020年 10月9日 西合 SFN 332 #31
明確な相関は見えない

2020/10/14

16

2020年 10月9日 西合 SFN 332 #31

ロシアのSpecial Astrophysical Observatory (SAO) の1m望遠鏡(Zeiss-1000 telescope)に搭載したtunable-filter (MaNGal)で明るいHII領域Sh2-235(d = 1.65pc)のHa, Hb, [SII], [N II]を観測した。結果より、HII領域は不均一であり、中性ガスに埋まってることがわかった（Av〜2-4mag)。また、このPDR領域のUV強度は電離領域を取り囲む壁でピークとなるその値は北西と南東の壁でG0 = 50-70、200と見積もられる。

2020/10/1417

2020年 10月9日 西合 SFN 332 #31

Fig.2の(a)(b) neとAv

Fig.1 MaNGal撮像結果
Fig.4(c) G0マップ* オレンジコントア NH2)(他のCO(2-1)より）2020/10/14* 白コントア cm波182020年 10月9日 西合 SFN 332 #32

compact HII領域 S235 AとS235 Cの [C II]、[13C II]、[O I]をSOFIA/upGREAを用いて観測した。
[C II] 158µmと[O I] 63µmはHII領域の冷却を多く担うと思われており、また [13C II]は運動をトレースできる。それらの結果は、HII領域が球対称的に分子層に向かって拡張していることを示唆していた。ただし、 [C II] のダブルピークprofileなど観測的特徴がモデルでは再現できてない（電離炭素の柱密度が足りない？）。
2020/10/14192020年 10月9日 西合 SFN 332 #32

観測- SOFIA/upGREAによる[C II] 158µmと[O I] 63µm、 [13C II]のマッピング観測
空間分解能 [O I] 5.9”、 [13C II] 14.6”、速度分解能[13C II]で0.192km/s- Heinrich Hertz Submillimeter TelescopeによるHCO+(3-2) 267GHz OTF観測

S235 A と S235 C- 距離1.6kpcにあり分子雲 G174+2.5に埋まっているcompact HII領域- 4つの明るい赤外線Spitzer点源(B0.5 at A, Class I YSO at A、Hergib Be at B, B3-B0.3 at C)- サイズはそれぞれ0.28pc (ne=103 cm-3)と0.34pc(ne=4x102cm-3) と推定by Felli et al. (1997)
X 1/17[13C II]複雑 wing?

X 1/25[13C II]
東西で速度差Fig.1 左 Spitzer 3.6µm、右 [C II] 158µm
2020/10/1420

Fig.2(上）とFig 3 （下)スペクトル2020年 10月9日 西合 SFN 332 #32[C II]はダブルピークだが、HCO+(3-2)はその中間速度の狭い速度幅にある。
ただし、[13C II]がシングルピークであることから、[C II]のダブルピークの凹みは自己吸収が原因と思われる。（つまり速度幅だけが重要？）。

S235 A

モデルとの比較から、電離ガスが周囲の静的な分子ガス雲に向かって約2km/sでexpansionしているとすると自己吸収(ダブルピーク）以外は再現できる。

S235 C

Fig.5 PA=45degと135deg方向の[C II] のPV図。

Fig.9 Expansionで速度幅は再現できるが自己吸収が再現できない？

白コントアはHCO+(3-2)

2020/10/14

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