2017年2月24日 西合 SFN 289 #11

Multiple rings in the transition disk and companion candidates around RX J1615.33255. High contrast imaging with VLT/SPHERE
J. de Boer , G. Salter , M. Benisty, A. Vigan, A. Boccaletti, P. Pinilla, C. Ginski, A.Juhasz,A.-L. Maire, S. Messina, S.
Desidera, A. Cheetham, J. H. Girard, Z. Wahhaj, M. Langlois,M. Bonnefoy, J.-L. Beuzit, E. Buenzli, G. Chauvin, C.
Dominik, M. Feldt, R. Gratton, J.Hagelberg, A. Isella, M. Janson, C. U. Keller, A.-M. Lagrange, J. Lannier, F. Menard,
D.Mesa, D. Mouillet, M. Mugrauer, S. Peretti, C. Perrot, E. Sissa, F. Snik, N. Vogt and A.Zurlo

Accepted by A&A (595, A114)
https://arxiv.org/pdf/1610.04038v1

背景：• 若い星のSDEに現れる凹みは、原始惑星系円盤内で蒸発や惑星との相互作用の結果である。
• 原始惑星系円盤の直接撮像では、inner cavity, gaps, rings, spiralsなどの構造が見えている。
• 円盤構造が惑星により作られたのか、それら構造が惑星形成に関わるものなのかクリアでない。
ターゲット・観測：• Classical T-Tauri Star (CTTS) RXJ1615 (正確には、RXJ1615.3-3255 or 2MASS J16152023-3255051)
Lupus星形成分子雲 (d=185p) , M = 1.1M8 , Age ~ 1.4Myr (Wahhaj et al.2010)• 過去観測：• rcav = 30AU, Mdisk=0.128M8, PA = 143deg, I = 41deg (Andrews et al. 2011:SMA 880micron )• rcav = 20AU, Mdisk=0.474M8, PA = 153deg, I = 45deg (van der Marel 2015: ALMA cycle0 band9 )•VLTのSPHERE(Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet Research)• 偏光観測：R’-band by ZIMPOL（Zurich Imaging Polarimeter） P2• 偏光観測＋α： J-band by IRDIS （InfraRed Dual Imaging Spectrograph）/DPI mode
• フィルタ撮像：H2(1.593μm)+H3(1.667μm) by IRDIS、IFS（ Integral Field Spectrograph）
2017/2/24

1

Multiple rings and companion candidates around RX J1615.3-3255.
-I1: innermost disk構造 (0.3x0.2” ó 56AU i=47deg)
ただし、 SEDからr<30AUは非常に低密度と知られている。
G: Gap r~0.5” (93AU) 690micron連続波で110-130AUにギャップがあることが報告(van der Marel et al. 2015)
A2：内側のarc構造
R1 と R2 ：２つのリング
A1：外側のarc構造
cc1: コンパニオン候補。リングを削っている？追観測の必要
Fig.4 の緑四角の点源はKeckで発見済み。固有運動からcomovingでないと思われる。白四角は新発見なのでわからない

Fig2. SPHERE-IRDISのH2 +H3 image。

Fig4. SPHERE-IRDS H23-band

2017年 2月24日 西合 SFN 289 #11

2017年2月24日 西合 SFN 289 #12

BP Piscium: its flaring disk imaged with SPHERE/ZIMPOL
J. de Boer, J. H. Girard, H. Canovas, M. Min, M. Sitko, C. Ginski, S. V. Jeffers, D. Mawet,
J. Milli, M. Rodenhuis, F. Snik and C. U. Keller
Accepted by MNRAS
https://arxiv.org/pdf/1610.06609v1

円盤構造が検出されているが正体不明なBP Piscium (BPPsc)を VLT/SPHERE/ZIMPOLを用いて偏波観測。放射伝達モデルを比較することにより、典型的な原始惑星円盤と似ているのか調べた。
背景：• BP Piscium (BP Psc)周囲に円盤構造が検出（Zuckerman et al. 2008): 12CO(3-2) by SMA, 12(2-1)
OVRO, dust by Keck H, K’ band => ２つのありえるモデル。
1. 前主系列段階(T Tauri型星)と原始惑星系円盤 at d~80 pc
2. (ポスト)AGB星（ G giant）と放出ガスにより形成された円盤 at d~300 pc•
Zuckerman et al. (2008)は、Liの低アバンダンスと低い表面重力より、 G giantシナリオを推奨。
• Melis et al. (2010)も、disk modelingとSEDの比較から、G giantシナリオを推奨。
観測・解析手法：• BP Piscium (BPPsc) とリファレンス星TYC5259-446-1(T52) をVLTのZIMPOL/SPHEREで観測。
FWHM~50mas at R’, ~40mas at I’• Polarimetric differential imaging (PDI)法によりQ,Uを導出 => 偏波強度PI、偏波ベクトルPθ
• PIマップと原始惑星系円盤モデルを比較。AGB円盤モデルは不定性が大きいので比較しなかった。
2017/2/23

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2017年 2月24日 西合 SFN 289 #12

BP Piscium: its flaring disk imaged with SPHERE/ZIMPOL⇦ Fig1 （左図）と（中図）、偏波強度とそのベクトル方向。
(左図）R’+I’コンバインした図。 aは中心星、bとcはすり鉢状の構造、dは広がったfinger構造。

BP Pscは、T surface= 5000 K, L = 0.67 L8,
M = 1.1 M8,のTTS周囲の i=78.9deg,rexp=30AUのフレアアップしている円盤（大きいダストは沈殿）で説明はつく。
⇧Fig4. 原始惑星系円盤モデル(右)SED、（左上)画像と(左下）PSFでconvolveした観測予測イメージ(PI)は、中心星補正を加えたもの）※著者はこの結果にご不満の様子2017年2月24日 西合 SFN 289 #13

Glycolaldehyde in Perseus young solar analogs
M. De Simone , C. Codella, L. Testi, A. Belloche, A.J. Maury, S. Anderl, S. Maret and L. Podio
Accepted by A&A
http://arxiv.org/pdf/1701.00724

IRAM/PdBIを用いて、初めてグリコールアルデヒド（糖のような分子）の無バイアス探査を行った。方向はペルセウスの原始星クラスター領域。結果として多くの天体から検出し統計的情報を得られた。
背景：• グリコールアルデヒド(glycolaldehyde = HCOCH2OH) は最も単純な糖類的分子。
※リボース形成（さらにはRNA形成）に関わる分子。
• グリコールアルデヒドは、Sgr. B2のhot coreで初めて検出された(Hollis et al. 2000)。
• 近年、低質量の原始星からも検出されている（IRAS 16293-2422: Jorgensen et al. 2012）。
<= 13輝線、原始星周囲(r<50AU)のwarm gas(200K-300K)から放射
観測：• CALYPSO IRAM large programの一環• ペルセウス座分子雲(~232pc)の13原始星• 無バイアスでサーベイ• 1.3mm と 1.4mmをIRAM and PdBIで観測• 速度分解能~2.6km/s、• Beam <~1arcsec、• RMS noise = 3~9 mJy/Beam2017/2/23⇧Fig1. グリコールアルデヒド輝線の検出例
5Glycolaldehyde in Perseus young solar analogs

2017年 2月24日 西合 SFN 289 #13⇦ Fig2. グリコールアルデヒド放射分布（カラーと緑コントア）。
白は1.4mmダスト連続波強度。左側の列は、upper state
enegyが37Kの放射、右側の列は135Kの放射。
=> 非常にコンパクト(<100AU)に分布
IRAS4A1+A2ではA2に付随。アウトフロー？進化に違い？

⇧ Fig5. グリコールアルデヒド柱密度(rotation diagramの結果）を1.4mmダスト連続波で割り規格化。
=> アバンダンスに一桁以上のばらつき？（青点のタテ軸）- 観測した１３原始星中4つの原始星からグリコールアルデヒド検出（検出率~36%)。
- ４つの検出天体すべてがNGC1333に付随（そこでの検出率〜60%）。
- グリコールアルデヒド輝線は原始星近傍(r<100AU)、温度100K~200K(byRotation diagram解析)、Nrot=1~9x1015cm-2から放射されている。

2017年2月24日 西合 SFN 289 #14

What is the Mass of a Gap-Opening Planet?
Ruobing Dong and Jeffrey Fung
Accepted by ApJ
http://arxiv.org/pdf/1612.04821

近年、GPIやSHPEREにより、原始惑星系円盤のギャップ構造が明らかにされてきた。理論シミュレーションをもとに、実際の観測値として得られるギャップの深さや幅と惑星質量の関係を調べた。
背景：• 惑星形成モデルには、”core accretion”と”gravitational instability”などある。それらは形成される惑星質量や形成場所が異なる。観測的に調べることが重要。
• 原始惑星系円盤のギャップは、形成された惑星質量と関係がある（Rosotti et al. 2016など）。
• ギャップ観測はNIR偏光散乱が主流：Subaru/HiCIAO、Gemini/GPI、VLT/NACO&SPHERENIR偏光散乱で観測されるギャップの深さと幅 [δI , ωI ]=> 面密度のギャップの深さと幅 [δΣ , ωΣ ]=> 惑星質量Mp、円盤のスケールハイトh/r、α粘性 （Kanagawa et al. 2015)
手法：• 力学構造を2D、3D のhydro-simulationで得る（PEnGUIn code see Fung 2015)
初期に面密度と音速分布が-1/2のベキ分布とし、1Myr (~6000回転 at 30AU)後の円盤を得る• 散乱光をMonte Carloで計算（Whitney et al. 2013)
中心星は1Myrの1M8の星(R=2.325R8, Tsurface=4350 K)

2017/2/23

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What is the Mass of a Gap-Opening Planet?

⇧ Fig2. （左）3D計算結果、（右）2Dから変換=> 2Dの結果でもよく3D構造を再現できる。
モデルのギャップ幅

2017年 2月24日 西合 SFN 289 #14⇧ Fig4.ギャップの深さと幅の例 （左図）計算結果[δΣ , ωΣ ] 、（右図）散乱光観測予測[δI , ωI ]モデルのギャップ深さ⇧ Fig５. （左）モデルのgap幅と（右）gap深さ⇧ Fig6. 観測予測での（左）gap幅と（右）gap深さ

Kanagawa et al. 2016と異なり軽い惑星に対応する惑星ーギャップ関係を示すことができた(Fig.5)。現実の散乱光観測との対応も示した。
この結果をもとにHD 97048, TW Hya, HD169142, LkCa 15, and RX J1615.3-3255について、惑星質量などを導出した(see Table2)。

2017年2月24日 西合 SFN 289 #15

Statistical link between the structure of molecular clouds and their density distribution
Sava Donkov, Todor V. Veltchev, Ralf S. Klessen
Accepted by MNRAS
http://arxiv.org/pdf/1612.00340

分子雲のpdfと階層構造のスケーリング関係を統計的手法で調べた。
背景・手法：• 分子雲は、warm gasから冷たいガスへ階層的な構造を持ち、高密度コアは星形成の母体となる。
• その階層構造は、Probability Distribution Function (pdf)として表される。
• pdfの低密度部は乱流で特徴付けられるlognormal的分布、高密度部は自己重力の影響でPower-Low Tail (PL)となってることが知られている。
§3. Power Lowの場合：
球状ガス雲を考え、s = ln(ρ/<ρ>C)と密度座標を定義。それを元に以下のような半径 l(s)を定義。

∝ρq
Sから∞で積分=> M(s)ただし、p(s)はvolume-weighted mass density。
p(s)まず、このp(s)が密度に対してpower-law分布するとき、質量や平均密度がどんなスケーリングを持つのか明らかにする。
＊半径l(s)は実際の半径ではなく、なんというか積算質量で定義されるような感じ。
2017/2/24ρ(s)9Structure of molecular clouds and their density distribution

2017年 2月24日 西合 SFN 289 #15

密度の半径l(s)分布

こんな指数分布を導入※ xは”parameter of cloud structure” または”structure parameter”と呼ばれる値。

§4. 任意のp(s)の場合：
式(6)の指数γ、α、xがsに依存するとした任意の分布で考える。

§5. 柱密度分布p(z)の場合：
密度と同様に柱密度を用いて z = ln(Σ/<Σ>C)として定式化。

Fig1 . 3Dの構造パラメータがlognormalのとき、+power-law tailのときのpdf予想と観測比較。