The Star Formation Newsletter #316 (48-57)
森 昇志 (東大)

6/14

48.

Multi-epoch Ultraviolet HST Observations of Accreting Low-mass Stars

49.

How the power spectrum of dust continuum images may hide the presence of a characteristic filament width

50.

Planetesimal fragmentation and giant planet formation II: dependencies with planetesimal relative velocities andcompositions

51.

High Precision Dynamical Masses of Pre-Main Sequence Stars with ALMA and Gaia

52.

Extreme Debris Disk Variability — Exploring the Diverse Outcomes of Large Asteroid Impacts During the Era ofTerrestrial Planet Formation

53.

System IMF of the 25 Ori Group from Planetary-Mass Objects to Intermediate/High- Mass Stars54.

Gas vs dust sizes of protoplanetary disks: effects of dust evolution

55.

Molecular Cloud Cores in the Galactic Center 50 km s−1 Molecular Cloud

56.

Multi-line Herschel/HIFI observations of water reveal infall motions and chemical segregation around high-mass
protostars

57.

The ALMA-PILS survey: Gas dynamics in IRAS 16293-2422 and the connection between its two protostars

52Abstract• デブリ円盤の増光現象は地球型惑星の衝突によって起きる• 巨大衝突段階で何が起きているか？

• Spitzer, WISEが5年間かけてデブリ円盤(ID8, P1121)を赤外観測した結果を解析し、どのような衝突が起きたか調べた• 短期間(数週間~数ヶ月)と長期間(数年)の光度変化を検出• 短周期変動• 衝突によって放出されたダストクランプによって説明可能• 長周期進化• ダストクランプでの衝突進化によって説明可能• P1121：2012年より前に高速度の衝突イベント• ID8：2012年と2014年に衝突イベント

http://arxiv.org/pdf/1903.10627

52

52 短周期変動
disk ansaeとcollision/anti-collision pointsで周期的に減光しうる(右図)• collision/anti-collision points：
点Aで衝突時に出た破片は点Bを通る：投影面積最少• disk ansae:
edge-on付近で観測時、リングの端で投影面積最少à 観測の変動周期から軌道周期を推定できる

ID8:

黒点による5日周期の変動àedge-onに近い
10.4日 àダストクランプの軌道周期41.6日(0.24AU)

10.4 days (ID8)52 長期変動
ダストクランプの衝突進化
衝突時の破片が互いに衝突破壊を繰り返すことで、umサイズ粒子を生成し、さらに粒子が小さくなると輻射圧で飛ばされる
高速度衝突• 衝突天体が気化、凝縮物(数mm)を生成• 破片の数密度が高いために、素早い衝突進化
低速度衝突• 岩石の破片を生成• 破片の数密度が低いために、遅い衝突進化

à変動タイムスケールから衝突時に生成された破片、衝突速度を推定できる

ダストクランプの衝突進化計算• 凝縮物(1mm-5mm)• 凝縮物+岩石群A(5mm-1000km)• 凝縮物+岩石群B(5mm-100m)• 岩石群(5mm-100km)

52
ID8の5年間• 2012年の衝突後：• 激しい衝突により、大きな岩石の破片+岩石蒸気の凝縮物を生成• 凝縮物の衝突進化は速いため、すぐに増光した後、減光(ʻ12--ʼ13)• 大きい岩石の破片の破壊カスケードによって増光(ʼ16--ʼ17)• 2014年の衝突後：• 岩石の破片を生成• 光学的に厚いダストクランプ内でゆっくりと小さい破片を生成 à 増光(ʼ14--ʼ15)• シアーによって光学的に薄くなると輻射圧で小破片の量は減少 à 減光(ʼ15--ʼ16)

54• ダスト成長がガス・ダスト円盤半径比に与える影響を調べる• ダスト進化計算(成長・破壊・移動)• ガスは固定：tapered power law• continuum/line模擬観測• 円盤半径の定義：total fluxの90%

http://arxiv.org/pdf/1903.06190• 観測：原始惑星系円盤のガス半径はダストの円盤半径に比べて大きい
Ansdel et al. (2018): Rgas/Rdust = 1.5 ‒ 3.5; <Rgas/Rdust> ~ 2• ダスト成長・動径方向移動の結果？
• 円盤外側におけるダストとCO輝線の光学的厚みの違い
でも比が大きくなる(ダストは光学的に薄い; COは光学的に厚い)

ビームサイズの影響

円盤半径比からダスト進化と結論づけるには•••• 観測による不定性を最小化するため、ビームサイズは円盤の典型的半径(~powerlawが破れる半径)より小さい必要がある

no driftモデル• Rgas/Rdust = 1.5 ‒ 3.5
Rgas/Rdust > 4ならばダスト成長・動径方向移動の結果• 現時点ではそういう観測例はあまりない
Rgas/Rdust < 4のときは、円盤構造をモデル化する必要があるhttps://arxiv.org/pdf/1903.01987

48

• 星間雲のイメージはscale-freeなpower spectrum à 特徴的なフィラメント幅を否定？
• 観測画像にフィラメント画像を人工的に埋め込みspectrumに影響を与えるか調べた• ある程度の量のフィラメントが存在する分にはspectrumに影響しない

http://arxiv.org/pdf/1903.12608

49

50

• 原始ガス惑星の成長に伴って微惑星の相対速度が上昇し破壊が起きるという効果がガス惑星形成に与える影響を調べた• Paper I より現実的なモデル• 5-10Me程度のコアの成長を助けるが暴走成長になる時間が長くなる

http://arxiv.org/pdf/1903.12288

50• ALMAのデータを使い、空間解像された円盤のケプラー回転速度から中心星質量を精度良く求めた• 基本的に星の進化モデルと整合的

http://arxiv.org/pdf/1903.00032

51

• 25OriのIMFを測定• 星形成メカニズムが環境に強く依存しないことを示唆

https://arxiv.org/pdf/1903.05739

53

• Cloud-cloud collisionの現場と思われる分子雲中のコア質量関数を調べた• Cloud-cloud collisionは分子雲コアを効率よく生成する• 質量関数のslopeは変わらない

http://arxiv.,r-/p.//0123.204516

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• 大質量星形成時の物理状態(infallと化学分布)を複数の水輝線で調べた• 19天体中11天体でinfallを検出 (推定流入率~104 Msun/yr)• 水存在度の分布：low (envelope) à high (within 100K radius) à very high (outflow)

http://arxiv.org/pdf/1903.11305

56

https://arxiv.org/pdf/1903.12606

57