The Star Formation Newsletter No.325 17-24
原⽥直⼈（九州⼤学）

【動機】HD回転輝線は原始惑星系円盤(PPD)のガス質量を正確に求められる
but 検出が困難＜＝３つのT-Tauri円盤でしか検出されていない【⽬的】HD 1-0 emissionのupper limitから円盤質量の制限を与えたい（Herschel/PACSの Herbig Ae/Be 円盤の archival dataを使⽤）【⼿法】様々な円盤パラメータでのHDのfluxを計算 by DALI physical-chemical code
【結果】円盤のガス質量＜ 0.1 Msun（not 重⼒不安定）DALI ( A grid of models with the 2D physical- chemical disk code )・HD 1-0 lineと1.3mm continuum fluxを円盤パラメータの関数として計算・パラメータΨ︓flaring index (0 : flat disk, 0.3 : flaring disk)∆!/# ︓gas-to-dust ratio (10, 50, 100, 300)

hc︓典型的⻑さRcでのdisk opening angle
HD / H2 = 4E-5 で固定
・Fiducial model︓ℎ$ = 0.15, 𝑅$ = 50𝑎𝑢, ∆!/# = 100,𝑓%&'!( = 0.95, χ = 0.2, 𝐿∗ = 10𝐿⊙
・計2304モデルの計算を⾏い、Herschel の結果と⽐較

Fig. 1︓HD 1-0 line emitting regions
・midplaneより上層の暖かい層で光る・flat disk よりも flared disk の⽅が広範囲(flared disk の⽅が中⼼星からの輻射加熱の効率が良い)

Fig. 2︓観測値とモデルの⽐較

Group 1︓warm flared disk（上図）
Group2︓cold flat disk（下図）・円盤質量＜ 0.1 Msun
Q < 1.5︓ marginally stable（HD 142527など⼀部の天体はunstableな可能性あり）
・HD fluxとガス質量は⽐例
・ダスト質量を10倍すると、HD flux︓6.7倍下がる
cont flux︓2.5倍上がる
・Ψ = 0 → 0.3︓HD fluxは26倍

Case study︓HD163296

・円盤質量＜ 0.067 Msun＝＞ ∆!/# < 100
・HDの上限に合わせると、COのfluxを数倍過⼤評価してしまう
シナリオ１︓𝑀!&+ ~ 0.067, ∆!/# ~ 100, CO depletion
シナリオ２︓𝑀!&+ < 0.067, ∆!/# ≈ 20~50, Not CO depletion
シナリオ３︓𝑀!&+ ≪ 0.067, CO enhancement（…恐らく違う）

Credit: ALMA(ESO/NAOJ/NRAO),S. Dagnello【動機】
ダストの凝結 (coagulation) はダストサイズを⼤きくする＝＞radial driftが速くなる＝＞ringの形成に影響するかも【⼿法】
ダストの凝結を⼊れたPPDの２次元流体計算【結果】
惑星が⼗分速くgapを開けない場合、内部リングの形成がダスト凝結（とそれによるradial drift）によって阻害された
sub-mmサイズの粒⼦の”buildup”が円盤の外縁のemissionに⾒られた

Analysis︓Time scale の⽐較
・radial drift

・dust coagulation︓Brinstiel+ (2012)の particle growth timescale を応⽤
・gap-opening︓Lin & Papaloizou (1986)

・𝜏!&, > 𝜏$-&! + 𝜏#'./0 ︓惑星がgapを空けるより速くダストが成⻑＋drift＝＞惑星軌道より内側にリングが形成されない
Simulation
・LA-COMPASS code (Li+ 2005, 2009)
・今回は惑星質量と aspect ratio の値を変えた＝＞ 𝜏!&, が変化
・dust size は 1μm からスタート

High mass
1000回転後Fig. 2︓ダスト⾯密度マップ
・M24H005C︓𝜏!&, > 𝜏$-&! + 𝜏#'./0＝＞内側のリングがほとんど⾒えない（ガス圧のピークはあるが、ダストが先に落ちた）・惑星質量を増やすか aspect ratioを下げると内側のリン
Low H0

グが⾒えてくる（ 𝜏!&, を下げる為）inner ring・single species runsの場合︓内側リングができない or 薄い（最初からdustが⼤きい＝＞すぐにdriftしてなくなる）＜＝0.02cmならできる・coagulation runsの場合︓惑星軌道近くに３つのリング＋外側にも faint ring・外側リング (“buildup” ring) の形成要因
円盤外側で μmサイズのダストが sub-mmサイズまで成⻑ (“buildup”)
but 惑星付近まで落ちるほどは成⻑していない (~ 1 mm)

・M24H005Cの内側リングがどの波⻑でも⼀番弱い・”buildup”リングは 890μm で⼀番強く⾒える・惑星軌道のすぐ外側のリングは⾮軸対称（特に⻑波⻑側＝⼤きいダスト）・Orion A GMC の広範囲を同時観測（12CO, 13CO, C18O by PMO-13.7m）
・Probability distribution function of the column density (N-PDF) で、H2の分布を調査
・𝑁12 の分布はlog-normalに近いが、⾼・低密度両側で超過が⾒られた
・北部に⽐べ、南部では⾼密度ガスが少ない＝＞進化段階の違いを表す
・Orion A GMCは２つのフィラメント構造から成る・ほとんどの構造で、𝛼3.' < 2Orion-KL

北側に⾼密度ガスが集中

・平均柱密度︓ 𝑁12 = 1.5×1022 𝑐𝑚42… dust tracerを⽤いた先⾏研究やPerseus分⼦雲の値より⾼い・GMC全体の H2 の N-PDF︓4×1025 ~1.5×1026 𝑐𝑚42 の範囲で log-normal
それより⾼・低密度両側で超過⾼密度側︓Orion KL regionの影響（星形成が very active）
低密度側︓GMCの端にある diffuse gasに相当（⿊線(4e21 cm^-2)より外側のガス）

・diffused gas の正体
𝛿 = −5°577 00′′より南側に多い＝＞南北にわけてN-PDFを作成

北南・南側の⿊線より外側に存在するdiffuse
gasが N-PDF の低密度側の超過の原因
・速度は4~8 km/s

-4.5° ~ -8.5°の間を 0.25° 間隔で積分したPV図・dec = (-6.00, -6.50)の 6 km/s の辺りに本体から分かれた構造
・6 km/sの成分はさらに南側にも⾒られるが、本体との切り分けは難しい（速度が近い為）
・diffuse gasは ”Extended
Component (EC) ”の counterpart ?
EC︓GMCの東側に存在、~6 km/s
(Nishimura+ 2015)

EC counterpartは低温

GMCを７つに分割＝＞各領域で N-PDF を作成（Stutz+ 2015との⽐較）
・低密度側はlog-normal like?
(先⾏研究では power-law)
・北側ほど密度範囲が広い傾向は⼀致︖

Stutz+ (2015)

Fig. 9︓log-normal な分布を持つ場合、線の上に乗る
・北側の領域はズレが⼤きい・EC counterpartと思われる低密度成分を除くと、ほぼ⼀致 … Fig. 9(b)＝各々の領域のH2分布は log-normal
Fig. 10︓原始星の割合と分散の関係
原始星の割合が低いほど分散は⼤きい＝後期段階の領域ほど N-PDF の形が幅広くなる (see Fig. 8 again)（… 原始星率＝ Class 0, I / Class 0, I, II）

Fig. 12 “genealogy” diagramsof the spatial distribution of
all the structures

Main component︓Blanch 11, 5・Blanch 11︓ISFとL 1641 Nを含む
・Blanch 5︓GMCの南側の成分に相当

・ほとんどの構造で、𝛼!"# < 2（0.3 ~ 4.3 pc のスケール）＝＞clumpやcloud-scaleでの⾃⼰重⼒も重要Blanch 11の構造・leaves 18, 12 : pure log-normal
protostar の少ない星形成が不活発な領域
・leaves 21, 14 : ⾼密度側に超過あり
OMC-1~3, NGC1999 の領域に相当、protostar cluster
・leaves 20, 15 : pawer-law
OMC-4 (dense star forming region), L 1641 Nに相当
leaf 20は21よりも後期の進化段階︖
・上記以外︓⾼密度側に超過あり
leaf 21の成分の影響を反映＝＞log-normalが⽀配的︖

Blanch 5の構造
・ほとんど log-normal（leaf 7はL 1641 Nに相当）
・leaf 4︓視線⽅向に複数の成分が混在︖＜＝EC counterpart
Blanch 5と11の⽐較
・分散が11の⽅が⼤きい＝＞Blanch 11（北側の⽅が後期の進化段階）… 7領域に分けた時の議論とconsistentFig. 3（灰⾊と⻘⾊の線）
・Blanch 5, 11が全体の分布の⾼密度側に⼀致
全体を通して…
0.3 ~ 4.3 pc scaleのN-PDFの主な分布はlog-normal で、⾼密度側の超過があるのは星形成が活発な領域のみ＝＞このスケールで乱流が重要︖

Conclusion
１、GMC全体のH2のN-PDFは、4𝐸21~1.5𝐸23 𝑐𝑚42 の範囲で log-normal
⾼・低密度両側で超過が⾒られる
⾼密度側︓Orion KL regionの影響
低密度側︓Extended low temperature component(5-8 km/s)由来︖
２、 Herschel observations の結果との⽐較（GMCを７領域に分割）
先⾏研究に⽐べてイレギュラーな形だが、⾼密度側は⽐較的 log-normal︖
北側よりも南側の⽅が⾼密度ガスが少ない＝＞CO depletion effect
N-PDFの形はその領域の進化段階を反映＝＞後期段階ほどN-PDFが広がった形
３、GMCの階層構造（Dendrogramにより識別）Orion A GMCは⼤きく分けて２つのフィラメントから形成（北部と南部）
0.3~4.3 pcのスケールのほぼ全ての構造で、𝛼3.' < 2
各スケールでのN-PDFの形は log-normalが⽀配的（＝乱流が重要︖）