2017年6月17日 西合 SFN 292 #21

First evidence of external disc photoevaporation in a low mass star forming region:
the case of IM Lup
Thomas J. Haworth , Stefano Facchini , Cathie J. Clarke and L. Ilsedore Cleeves
Accepted by MNRAS letters
http://arxiv.org/pdf/1703.03409
背景：• 原始惑星系円盤外縁部のガスの消失の主な原因は、周囲のUV場による蒸発と思われている。
• しかし、弱いUV場 (1 < G0 < 1000)で観測的な裏付けは存在しない。
ターゲット： IM Lupi
• 距離161pcにある太陽質量の前主系列星(Age = 0.5-1Myr, Mdisk = 0.1-0.17M8)• 約1000AU半径のCOガス円盤(halo)を持つが、連続波では313AU半径しかない。
• HIPPARCOS観測(UV場〜4G0 )とALMA観測(CO molecules)を基にした輻射計算ガス円盤モデルでも1000AUサイズのCO haloについては説明できない(Cleeves et al. 2016)。
＊彼らは原始惑星系ガス円盤の残骸として説明。

計算：
弱いUV場でも1000AUスケールのCOガス(halo)が円盤蒸発で説明できることを示す。
• Photo-dissociation region chemistry code: TORUS-3DPDR• Reduced version of the UMIST network (33種 330反応）• 固定Power-law円盤(Radiative driven flow内境界。outer edgeから蒸発と仮定）。1次元球対称モデル。

2017/6/16

1

Photo-evaporation in a low mass star forming region

2017年 6月16日 西合 SFN 292 #21

Fig1, 弱いUV場で、IM Lupのmass loss late 〜 10-8 M8 yr-1 を容易に説明できる。
Fig2, 粘性モデル（タイムスケール10Myr）では無理だが、UV蒸発ならこの円盤サイズを説明できる。

4 G0 fix

Rout = 450AU fix

Fig.4 ALMA観測とモデルのCO強度比較。黒点が観測(Cleeveset. al 2016)。
いろいな外半径(左）、UV強度(右）1000AUスケールのCO haloを弱いUVで再現できる。450AUあたりが観測と合う？

2017年6月17日 西合 SFN 292 #22

Detection of submillimeter-wave [C I] emission in gaseous debris disks of 49 Ceti and Pictoris
Aya E. Higuchi , Aki Sato , Takashi Tsukagoshi , Nami Sakai, Kazunari Iwasaki , Munetake Momose,Hiroshi Kobayashi, Daisuke Ishihara, Sakae Watanabe, Hidehiro Kaneda and Satoshi Yamamoto

Accepted by ApJL
http://arxiv.org/pdf/1703.06661
背景:• Debris Diskは主系列星の周囲の光学的に薄いガス円盤で惑星形成の母体。
• ガスが付随しているDebris Diskも存在。それはダストや微惑星からの２次ガスで説明されている。
=> ２次ガスでは水素分子の割合が少ないと期待される。
• PDRでは、CO、CI, C+の平衡アバンダンスは、UV場と（電子再結合を介して）H2 密度に依存する。
観測と解析:• ガス検出Debris Disk, 49 Ceti and β Pictorisを観測• ASTE 10m 望遠鏡: CO(3-2), [CI] 3 P1 - 3 P0
• 両天体のダスト温度は60Kぐらい(Roberge et al. 2013など）• CとCOのアバンダンスは以下の式で導出(Oka et al. 2001).。

2017/6/15

3

[C I] emission in gaseous debris disks

Fig. 1 49 CetiからのCO(3-2)と[CI] 輝線

2017年 6月16日 西合 SFN 292 #22

Fig. 2 β-Pic.からのCO(3-2)と[CI] 輝線

Tex=30K-100Kを仮定し、49 Cetiとβ-Pic.でCの柱密度を見積もった。
N(C) = (2.2±0.2) x 1017 cm-2 and (2.5±0.7) x1016 cm-2 => C/CO柱密度比〜54± 19 and 69±42
C/COは、OMCの~0.1, diffuse cloudの~1より高いだけでなく、H2=106cm-3円盤の見積~1より非常に高い。
=>これらDebris DiskではH2存在比が小さく再結合率が低い？（２次ガスなのでH2が低いのは良い）。
2017/6/154

2017年6月17日 西合 SFN 292 #23

Gravito-turbulence in irradiated protoplanetary discs
Shigenobu Hirose and Ji-Ming Shi
Accepted by MNRAS
http://arxiv.org/pdf/1703.10292
背景：• 暖かいガス円盤では磁場とガスがcoupleしてMRIによる角運動量輸送、冷却が進んだガス円盤ではMRIが起きにくくなる一方で円盤質量が十分に大きければ重力不安定(GI)が発生しやすくなる。
• より現実的には、冷却を円盤進化に導入したGravo-turbulenceと呼ばれる角運動量輸送プロセスが考えられている(Gammie 2001)。*ガス円盤冷却が局所的な角運動量を引き起こす

ガス円盤分裂:Gravo-turbulence phase: 乱流が冷却パラメータβとバランス(α parameterとも対応）。
=> β を拡張定義する研究や分裂criteriaの研究が幅広く行われてきたが、さらに現実的な場合での計算が必要。本研究では現実的な状態方程式(EOS)やOpacityを導入した計算をした。
モデルと計算：• M* = 1M8, Effective Temperature T* = 4000K, R* = 1R8
local stratified shearing box (R = 50AU, Ω = 5.63x10-10 s-1 ) を自己重力入りで計算(ZEUS)。
計算パラメータは面密度Σ とGrazing Angle θ••

EOS p (e, ρ)とT(e, ρ); Opacity κR(ρ, T) κP(ρ, T)は、Tableを参照(Tomida et al .2013)。
中心星輻射(Firr)による加熱を受けつつ、ダスト冷却する動的なガス円盤を輻射輸送計算。
2017/6/15

5Gravito-turbulence in irradiated protoplanetary discs

密度分布

温度分布

Σ = 60 g cm-2層構造のまま100 g cm-2
Gravo - Turbulence

2017年 6月16日 西合 SFN 292 #23

80 g cm-2 < Σ < 250 gcm-2でgravoTubulenceが維持。それ以下では層のまま、それ以上で分裂。
Gravo-Tubulence diskでは、• 冷却パラメータ β ~4で一定。
• Toomre Qは1から0.7へ単調減少。
• 乱流はどの高さz でも超音速
Grazing Angleの依存性はあまりなし。
※極端に大きくしないと円盤構造に影響がない。

単純 β 冷却と現実な冷却で密度・温度構造が明らかに異なる。↓

200 g cm-2
Gravo - Turbulence

300 g cm-2
わずか３回転で分裂
Fig. 14抜粋 β = 3 (面密度100 g mc-2 )Fig. 9 面密度を変えた時の密度分布（左列）、温度分布（右列） で密度・温度分布。

2017年6月17日 西合 SFN 292 #24

On the effective turbulence driving mode of molecular clouds formed in disc galaxies
Keitaro Jin , Diane M. Salim, Christoph Federrath, Elizabeth J. Tasker, Asao Habe andJouni T. Kainulainen
Accepted by MNRAS
http://arxiv.org/pdf/1703.09709

背景：• 銀河ガスから星への変換速度は内部乱流と磁場がコントロールしている(Hopkins et al. 2012;
Frederrath & Klessen 2012)。
• 数値計算で、乱流の起源はshear motion またはcloud interactionであることが示唆されている。
• Cloud内の密度標準偏差σρ/ρ0 はマッハ数M とともに増加。比例係数 b は運動の性質に関係。
※ b turbulent driving parameter (Federrath et al. 2008, 2010)b = 1/3 fully solenoidal,
b=1
fully compressive
数値計算b〜0.5、銀河円盤観測 b〜0.5 => compressive駆動
Central Molecular Zoneではb〜0.22=> solenoidal駆動
計算：• AMR (Enzo code) 32kpc 128grid^3が第1レベル。
Δx=1.0pcまでグリッドを細かく貼る。
• CLOUDYのTableを用いた冷却（Optically thin、no molecule）
動径分布を持つ加熱を導入。
• 星形成によるfeedbackなし。磁場なし。
2017/6/167

2017年 6月16日 西合 SFN 292 #24

molecular clouds formed in disc galaxies
PDFの時間進化=> cloud密度•60MyrMave = 10.7
σρ/ρ0 ave = 4.2240Myr••

Mave = 11.4
σρ/ρ0 ave = 6.5

Fig. 4 r=5-7kpcの密度構造拡大

b値は0.36から0.51へ増加するが10Myr以後わずかに下がる。
b値のばらつきが大きい。
Δxが小さいほどbは小さくなる↓2017年6月17日 西合 SFN 292 #25

Variations on Debris Disks IV. An Improved Analytical Model for Collisional Cascades
Scott J. Kenyon and Benjamin C. Bromley
Accepted by Astrophysical Journal
https://arxiv.org/pdf/1703.10617
背景：• ある割合の主系列星の周りには、小さいダスト粒子からなるリングが、IR帯で淡いリング構造として観測される（ある種のdebris disk）。
典型的ダスト温度 = 30K-300K、中心星とのFlux強度比 =10-2 -10-5 である。
• これは、Collisional Cascade +輻射相互作用での小ダスト消失で説明できる。
数値計算では、質量と光度Md, Ld ∝ t –n (n = 1.1〜1.2)と時間進化するが、解析モデルでは、 n = 1と食い違う 。

Fomalhaut (ALMA/HST)

モデル(エッセンスのみ）：
数値計算と解析モデルの食い違の原因は最大ダスト粒子サイズを固定しているからと思われる。
ダストサイズの時間進化を取り入れ解析モデルを組み直す。
初期値を添字0 として、ある時刻の最大粒子サイズ rmax, 衝突時間tmax、total massをMdとする。

衝突時間(回転周期をPとして）:
これより、適当な係数αで、質量減少率を,2017/6/16,という形が書ける。と考えれば、rmax 定数モデルより質量が早く減る！
9

2017年 6月16日 西合 SFN 292 #25

Variations on Debris Disks IV

Collision Modelの導入 （係数αを知るにはcollision modelを導入する必要がある。）
重さm1とm2の粒子が衝突し、mの粒子生成されると同時に 以下のような me の小粒子放出を考える
Qcは衝突エネルギー、、QDは結合エネルギーでbd〜1。合わせると、となる。ここで、x=r2/r1、添字2の方が小さな粒子。
さらにサイズ分布、一回の衝突で（最大ml ) 仮定し、輻射が小粒子m < mminを取り除くとするの質量がなくなるので、となる（δ12は重複防止）。と こんな感じ、、、。

Fig3,4 最大粒子サイズ進化(数字はパラメータv2 /QD)

Fig.9 数値シミュレーションとの比較