The Star Formation Newsletter #363 49-65 原田直人（九州大学）
49. Formation of supermassive stars in the first star clusters
50. Monitoring of the polarized H2O maser emission around the massive protostars W75N(B)-VLA 1 and W75N(B)-VLA 2
51. Exciting spiral arms in protoplanetary discs from flybys
52. Quiescence of an Outburst of a Low-Mass Young Stellar Object: LDN1415-IRS
53. 3D radiative transfer modelling and virial analysis of starless cores in the B10 region of the Taurus molecular cloud
54. Stellar associations powering H II regions – I. Defining an evolutionary sequence
55. Disks around Young Planetary-mass Objects: Ultradeep Spitzer Imaging of NGC 1333
56. JCMT BISTRO Observations: Magnetic Field Morphology of Bubbles Associated with NGC 6334
57. Can we observe the ion-neutral drift velocity in prestellar cores?
58. Star-Crossed Lovers DI Tau A and B: Orbit Characterization and Physical Properties Determination
59. Magnetohydrodynamic Model of Late Accretion onto a Protoplanetary Disk: Cloudlet Encounter Event
60. Terrestrial planet formation from a ring
61. Massive Protostellar Disks as a Hot Laboratory of Silicate Grain Evolution
62. Multiple Rings and Asymmetric Structures in the Disk of SR 21
63. Spatially resolving polycyclic aromatic hydrocarbons in Herbig Ae disks with VISIR-NEAR at the VLT
64. Distances to Nearby Molecular Clouds Traced by Young Stars
65. Disk Evolution Study Through Imaging of Nearby Young Stars (DESTINYS): Diverse outcomes of binary–disk interactions• Unbound perturberがflybyしたときに円盤にspiralができるかどうかを3D HDシミュレーションで調べた• 2本の腕がたち、時間と共に消えるNGC 6334のHII region周りの磁場構造を調べた• 磁力線がバブルの接線方向を向いている様子が見えた• 高密度領域ではhourglassの形をしており、HII regionの影響は見えなかったIon-neutral driftが見えるかどうか調べたい• MHD chemodynamical simulation + radiative transfer calculation• ドリフト速度は低温のモデルで最も速い(音速の~70%)• 輻射輸送による効果はドリフト速度の検出を妨げない• 化学的に共進化する分子のペアを選ばないと予想されるドリフト速度は見えない57. Can we observe the ion-neutral drift velocity in prestellar cores?
Ambipolar diffusion
中性粒子は荷電粒子と衝突することによって間接的に電磁場の影響を受けるので、衝突があまり起こらない
場合には中性粒子が磁力線をすり抜ける

分子雲コアから見ると磁力線が抜ける

57. Can we observe the ion-neutral drift velocity in prestellar cores?
2D 軸対称 chemodynamical, non-ideal MHDシミュレーション• Prestellar coreのcollapseを計算• FLASH codeを使用• 4パラメータを変えた11通りの計算
temperature, cosmic-ray ionization rate,visual extinction, mass-to-flux ratio• 等温の計算• Chemical networkは115種を考慮

57. Can we observe the ion-neutral drift velocity in prestellar cores?
中心密度の時間進化𝑀⁄Φ = 2.6
𝑀⁄Φ = 0.25
𝑀⁄Φ = 0.5 (fiducial)𝑀⁄Φ が大きい(= 磁場が弱い)ほど進化は速い57. Can we observe the ion-neutral drift velocity in prestellar cores?
中心密度の時間進化

𝑇=6𝑇=8𝜁 ⁄𝜉! = 0.5

𝑇 = 10, 𝜁 ⁄𝜉! = 1(fiducial)

温度が低いと両極性拡散のタイムスケールが短くなるß Ionization rateを２倍小さくした場合よりも影響大57. Can we observe the ion-neutral drift velocity in prestellar cores?
赤道面でのion-neutral drift velocityの動径分布
𝑇 = 6K• subcritical modelは同じような分布• 𝑀⁄Φが最小のモデルが最もドリフト速度が大きい𝑀⁄Φ = 0.25

ß collapseに一番時間がかかりイオンがダストに吸着ß 中性粒子がイオンとよりデカップル• Ionization rateが高いモデルはドリフト速度も小さい• Visual extinctionが低いモデルも同様の傾向

fiducial𝜁 ⁄𝜉! = 2
• 最もドリフト速度に影響するのも温度！
à 温度を4K下げるだけでドリフト速度の最大値は音速とcomparableになる57. Can we observe the ion-neutral drift velocity in prestellar cores?

ポストプロセスで輻射輸送計算を実行し、ドリフト速度が観測可能であるかを調べる• PYRATEというコードを使用• 各位置での中性ガスとイオンのスペクト
ルからFWHMを求める（右上と左下の図がmoment 2 map）
à 観測から求めらるドリフト速度（右下）

57. Can we observe the ion-neutral drift velocity in prestellar cores?

最初に純粋な輻射輸送による効果を調べる（＝化学的な効果を除く）為に、イオンの速度で動く
HCO+と中性ガスの速度で動くHCO+をインプットパラメータにする（… HCO+である必要はない）• FWHMを使っているのでシミュレーション結果とは最大で約２倍ずれる• 軸から遠くなるほど視線方向の速度成分は小さくなるので見え辛くなる• 軸に近い部分ではドリフト速度が”生き残る”
ß コアの赤道面付近で０になるのも再現57. Can we observe the ion-neutral drift velocity in prestellar cores?
引き続き、純粋な輻射輸送による効果を調べる
à 定性的には理論予想と一致
non-LTEoptically thicknon-linear species57. Can we observe the ion-neutral drift velocity in prestellar cores?
観測的な効果についても調べた

S/N=4020

10

dv=0.025km/s

0.0625km/s

0.156km/s

dx=0.007pc

0.018pc

0.045pc

上段：Signal-to-noise ratio• シミュレーションデータにガウシ
アンノイズを加えた
à S/Nが30-40は欲しい
中段：Spectral resolution• 0.15km/sではartificialな構造
à 0.05km/sくらいは欲しい
下段：Spatial resolution• 空間分解能はそこまで影響しない57. Can we observe the ion-neutral drift velocity in prestellar cores?
どの分子輝線を使えば良いか調べる＊これまでの結果は同じ分子(HCO+)に中性ガスとイオンの速度を与えて輻射輸送を解いていた• HCO+とHCNを使うと理論的に予想される構造が消える… ドリフト速度~0km/sになるflaringした構造など
à ドリフト速度検出において化学的な効果は影響大！

57. Can we observe the ion-neutral drift velocity in prestellar cores?
どの分子輝線を使えば良いか調べる＊これまでの結果は同じ分子(HCO+)に中性ガスとイオンの速度を与えて輻射輸送を解いていた• HCNとHCNH+の密度分布の差はfactor 2程度しかないのでドリフト速度の検出には有望• 将来の観測に期待近年の観測は原始惑星系円盤への非軸対称な降着を示唆
à 磁場が刺さったcloudletが円盤に落ちる数値実験を行い、円盤の回転速度に与える影響を調べた• cloudletの大きさが円盤の厚み以下だと円盤の回転は減速される• cloudletの大きさが円盤より厚いと円盤ガスは加速されsuper-Keplerian rotationになる59. Magnetohydrodynamic Model of Late Accretion onto a Protoplanetary Disk: Cloudlet Encounter Event
3D MHDシミュレーションで磁場の刺さったcloudletが原始惑星系円盤に落ちる計算を行った• CANS+を使用• cloudletのサイズや磁場強度などがパラメータ59. Magnetohydrodynamic Model of Late Accretion onto a Protoplanetary Disk: Cloudlet Encounter Event
磁場なしの場合• cloudletと円盤ガスの一部はencounter後にspiralを形成à大部分は円盤に戻ってくる• 回転速度（右図）は衝突初期のごく一部の領域以外はsub-Kepler

59. Magnetohydrodynamic Model of Late Accretion onto a Protoplanetary Disk: Cloudlet Encounter Event
磁場ありの場合• 磁気張力でspiralの成長が抑制• 回転速度の分布上ではKeplerの半分まで減速されたarc-like regionが形成
ß 磁場が弱いモデルでも同様

59. Magnetohydrodynamic Model of Late Accretion onto a Protoplanetary Disk: Cloudlet Encounter Event

磁場ありの場合• 減速は磁気制動によるもの

59. Magnetohydrodynamic Model of Late Accretion onto a Protoplanetary Disk: Cloudlet Encounter Event
磁場あり＋cloudletのサイズが円盤の厚みより大きい場合• cloudletの赤道面近くは円盤と衝突して圧縮＆減速• cloudletの上部と下部は円盤と衝突しない
à 速度シアーが生まれ、磁力線の構造がcloudletが小さい場合と変わる
à 円盤ガスの回転を加速する向きに磁気張力が働く

59. Magnetohydrodynamic Model of Late Accretion onto a Protoplanetary Disk: Cloudlet Encounter Event
磁場あり＋cloudletのサイズが円盤の厚みより大きい場合• 前述の磁場構造によって、円盤ガスの回転速度は加速 à 一部の領域がsuper-Kepler• cloudletの一部は重力的にunboundとなる

大質量星周りの暖かい円盤を想定して、ice mantleのないsilicate grainのcoagulation,fragmentation, radial driftを含んだ円盤モデルをつくった• radial driftよりも衝突破壊によってダストの最大サイズが制限される• 定常状態でのダスト面密度と最大ダストサイズの動径分布の解析式を求めた

61. Massive Protostellar Disks as a Hot Laboratory of Silicate Grain Evolution

GGD27-MM1(ダストサイズに制限がついてる)の結果に解析式を適用すると、silicate grainの衝突破壊速度が~10m/sと見積もれる
à 小質量星周りの円盤で典型的な最大衝突速度より大きいのでcoagulationだけでは岩石微惑星はできないかもà 大質量星周りの円盤のダストサイズに制限がつけば、silicate grainのsticking propertyを制限できるSR 21の原始惑星系円盤のALMA観測• Band 6の観測：２つのリング・３つの非対称構造• Band 3でも同様の非対称構造＋いくつかのクランプ• Band 3+6 à 最大ダストサイズは1mm以上 or 300μm以下• VLTで見えているスパイラルは内側のアークに対応

62. Multiple Rings and Asymmetric Structures in the Disk of SR 21
観測天体：T-Tauri star SR 21周りの原始惑星系円盤 @Ophiuchus分子雲• 𝑀∗ = 1.67𝑀⊙ , 𝐿∗ = 7.4𝐿⊙ , age ~10 Myr• 0’’.2-0’’.3のサブミリ波観測で非対称性が見えていた• 0’’.05の近赤外の観測でリングやスパイラル
à 高分解能(~0’’.05) のサブミリ波観測

Pérez et al. (2014)

Muro-Arena et al. (2020)

62. Multiple Rings and Asymmetric Structures in the Disk of SR 21

Band 6 continuum images• 外側リングの半径 47-66au• 内側リングの半径 19.5-39au• 外側リングでは北側と南側それぞれに非対称な（アーク）構造• 内側リングも非対称で北側がfaint62. Multiple Rings and Asymmetric Structures in the Disk of SR 21

Band 6とBand 3の比較
• Band 3でも同様に２つのリングと３つの非対称構造• Band 3では外側リングにいくつかのクランプが見える62. Multiple Rings and Asymmetric Structures in the Disk of SR 21

Band 6とBand 3の比較②
Inner ringのazimuthal profile• Inner arcに対応するピークBがBand 6にはあるが、Band 3ではB1とB2の２つある• Band 3では更に３つのローカルピークがあるが、対応する構造がBand 6では見られない

62. Multiple Rings and Asymmetric Structures in the Disk of SR 21

Band 6とBand 3の比較②
Outer ringのazimuthal profile• Band 6ではNorth/South arcに相当する２つのピーク• Band 3ではクランプに相当するI~Vのlocal peaks… I, IV, VとA, C, Dはspuriousかも

62. Multiple Rings and Asymmetric Structures in the Disk of SR 21

ContourがBand 6のimage

VLT/SPHERE H-band (~1.6μm) imageとの比較• Muro-Arena+ (2020)でspiral 1とされている構造とinner ringが整合的• North/south arcに対応する位置にもarc1/2が見えている… 同じ位置に見えるのは珍しいß HD 135344B(右図)等は位置がずれてる62. Multiple Rings and Asymmetric Structures in the Disk of SR 21

Spectral index α• αは大体3-4• クランプの位置は周りより小さい値 à ダストサイズが大きいことを示唆• ダストサイズを見積もるためにBand 3, 6のazimuthal profileを再現するようなモデルをたてた（次のページ）

62. Multiple Rings and Asymmetric Structures in the Disk of SR 21

最大ダストサイズの見積もり• 散乱を考慮したダスト放射の式（右）• 諸々仮定してダストの面密度と最大サイズをfreeparameterとする
à ありえそうな解は𝑎$%& ≲ 300µm or ≳ 1mm