ミリ波散乱減光の原始惑星系円盤ダスト質量推定への影響

植田 高啓 国立天文台, 日本学術振興会特別研究員(PD)Collaborator：片岡 章雅, 塚越 崇（国立天文台）
Image credit: Tsukagoshi+2019 (left), NASA(right)

植田 高啓, 理論懇シンポジウム, 2019年12月26日

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惑星形成におけるダスト
ダスト付着成長• 惑星系の総質量を決定

衝突破壊
動径方向落下ダスト量の重要性

微惑星• ダストの成長効率を決定
直接付着成長による微惑星形成の可能性を決める惑星• ダスト円盤の不安定性を決定
重力不安定による微惑星形成の可能性を決める

ダスト量を知ることは惑星形成を理解する上で必要不可欠
植田 高啓, 理論懇シンポジウム, 2019年12月26日

2惑星形成におけるダスト質量欠損問題
原始惑星系円盤のダスト質量は、系外惑星系の固体総質量に比べ約1桁低い

固体質量[木星質量]

系外惑星系の固体総質量

可能性１
ダストは円盤進化の最初期に既に大きな天体になっている
円盤ダスト質量and/or可能性２
円盤中の光学的に厚い領域にダストが隠されている中心星質量[太陽質量] Manara+2018
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円盤ダスト質量の推定方法
ダストの熱放射由来の(サブ)ミリ波強度を測定することで、ダスト質量を推定

ALMA DSHARP Project, Andrews+2018, τν = κabs,ν Σd
ただし、この式は散乱の効果を無視している
植田 高啓, 理論懇シンポジウム, 2019年12月26日

4ミリ波散乱の円盤質量推定への影響
散乱があると円盤が暗く見え、ダスト質量を過小評価してしまう(e.g., Miyake & Nakagawa 1993, Birnstiel+2018, Zhu+2019)

有効散乱
アルベド
散乱なし

散乱あり

observed layer
unseen layer
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5原始惑星系円盤中でのミリ波散乱の可能性• 散乱偏光• スペクトルインデックス

HD163296 (Dent+2019)

Tsukagoshi+2016

ALMA偏光観測により、複数の円盤で散乱由来の偏光を検出

円盤内側で散乱なしでは説明困難な低いスペクトルインデックスを検出

実際の円盤でミリ波散乱減光は効いているか？もしそうなら本当の円盤質量は？
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TW Hya のALMA多波長観測

Data: B3: 2012.1.00422.S (PI: E. Bergin), B4&6: Tsukagoshi+2016, B7: Tsukagoshi+2019, B9: 2016.1.00229.S (PI: E. Bergin)

ALMA多波長観測から輻射強度の波長依存性を取り出す

Tsukagoshi+2016

今回注目する領域：中心から10au以内• Band 4-6でスペクトルインデックスが低い(Tsukagoshi+2016, Liu 2019)→ ミリ波散乱減光の可能性

最大ビーム半径が10auなので、イメージ中心の輻射強度のみに注目
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TW Hyaのミリ波SEDTW Hya 中心部のSEDから、ミリ波帯での波長依存性を調べる
Band 3, 4, 6

B9

観測誤差の範囲内でα=2B7Band 7, 9B6長波長から伸ばしたα=2のプロファイル
より優位にintensityが低い

B4B3• Band 6-7: α ~ 1.4• Band 6-9: α ~ 1.6

TW Hya 内側領域のSEDは、α=2の単一のスロープでは説明できない

植田 高啓, 理論懇シンポジウム, 2019年12月26日

8輻射輸送計算
コード：RADMC-3D (Dullemond+2012)
ダストモデル：DSHARP (Birnstiel+2018)

サイズ分布：最小0.1um, 最大amax, MRN分布
組成：水氷(20%)+有機物(40%)+シリケイト(33%)

円盤モデル

重要なパラメータ：• 10auにおける温度: T10• 10auにおけるBand 3での光学的厚みτ10• 散乱の効果はλ〜2πaの時に最大• 100um程度以上となるとミリ波帯で高いアルベドをもつ

植田 高啓, 理論懇シンポジウム, 2019年12月26日

9輻射輸送計算 - 散乱なしの場合
TW Hya のミリ波SEDは散乱なしで説明できるか？
• Band 3 の intensityを説明するには、Band 3で τ > 1 が必要• T10 > 22K→ Band 4, 6, 7のintensityを過大評価• T10 < 22K→ Band 9 のintensityを過小評価

τ10 = 2.2, T10 = 22K のモデルでかろうじて再現可能
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10輻射輸送計算 - 散乱を考慮した場合ミリ波散乱を考慮したらSEDは説明できるか？

→ 散乱を考慮するとより良く観測を再現

ベストモデル：τ10=0.95, T10=30K, amax=300um

Black Bodywith
TBB = 30K

散乱による減光率• ~ 35% at Band 6, 7 (λ~1mm)• ~ 20% at Band 9 (λ~0.45mm)

植田 高啓, 理論懇シンポジウム, 2019年12月26日

12ミリ波SEDのダストサイズ依存性

散乱の効果はλ〜2πaの時に最大波長〜1mm程度でアルベドが最大となる半径〜300umのダストがベスト→ 光学的に厚い領域のダストサイズを制限
植田 高啓, 理論懇シンポジウム, 2019年12月26日

13議論：実際のダスト質量はいくらか？
TW Hya のダスト質量はどれくらいか？
• 今回得られた制限：τ = 0.95 at 10 au at Band 3 (3.1mm)• オパシティモデル： κabs ~ 0.092 cm2/g at Band 3-2
本研究: Σd = 10 g cm

太陽系最小質量円盤：Σd = 0.5 g cm-2× 20(Hayashi 1981)

× 25

先行研究: Σd = 0.4 g cm-2 (Hogerheijde+2016)
なぜ先行研究ではダスト面密度が低く見積もられていたのか？
at Band 7
本研究

先行研究

Bν (30K)
Bν (26.7K)~1 (τ ~ 25)
0.7 (τ =1.3)

0.65
1

円盤が光学的に厚いにも関わらず、光学的に薄く見えるため、ダスト質量を過小評価していた
植田 高啓, 理論懇シンポジウム, 2019年12月26日

14議論：ダストサイズ300umは何を意味する？
衝突破壊でダスト成長が止まっていると仮定して、円盤の乱流強度を推定
限界付着速度

衝突速度（乱流由来）

水氷ダストの限界付着速度：vfrag ~ 8-80 m s-1 (e.g., Wada+2013, Gundlach & Blum 2015)
TW Hya の内側領域の乱流は非常に強い(α>0.01)
and/orダストの限界付着速度が非常に低い（くっつきにくい）(CO2 mantle? Okuzumi & Tazaki 2019)植田 高啓, 理論懇シンポジウム, 2019年12月26日

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まとめ
問題点
本研究で行ったこと

わかった
こと

示唆

原始惑星系円盤のダスト質量は系外惑星系の固体総質量に比べ約1桁低い
散乱込みの輻射輸送計算と多波長ALMA観測を比較し、TW Hya の中心領域でミリ波散乱減光がどれほど効いているか調べた
ミリ波散乱減光によって光学的に厚い円盤が光学的に薄く見える
22->ダスト質量の過小評価 先行研究: 0.4g/cm << 本研究: 10g/cm at 10 au
散乱減光の波長依存性から、光学的に厚い領域でのダストサイズを制限
最大ダストサイズ：300um -> 強乱流/低付着効率？
円盤内側領域は惑星形成に十分な量のダストを保持している可能性
円盤質量推定には“真に”光学的に薄い波長を含む多波長観測が必要
植田 高啓, 理論懇シンポジウム, 2019年12月26日

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