ALMA観測とシミュレーションの比較による原始惑星系円盤のダストサイズの決定
東京大学

３年

国立天文台

土井聖明
片岡章雅

原始惑星系円盤とは
角運動量

角運動量

角運動量

原始惑星系円盤〜104 au〜103 au

http://www.resceu.s.u-tokyo.ac.jp/~submm/sf/sf.html〜102 au

惑星形成の過程
ダストの合体成長
0.1μm

1mm

1m

1km

102-4km

ダストの破壊ダスト

微惑星

ALMA観測赤外線観測

The Astrophysical Journal, 863:44 (23pp), 2018 August 10

Avenhaus et al.

ALMA Partnership 2015 Avenhaus, et. al(2018)
Figure 1. The H-band images displayed in logarithmic stretch (the exact stretch is adjusted for each disk individually to improve the visibility of substructures). Thedata were rescaled to represent the same physical size; thus, the 100 au scale bar in the ﬁrst panel applies for all panels. Because the angular scales are different, a 1″惑星

原始惑星系円盤とはThe Astrophysical Journal, 863:44 (23pp), 2018 August 10

HL Tauri(ALMA Partnership(2015))

Avenhaus, et. al(2018)

原始惑星系円盤show 2.9, 1.3, and 0.87
mm ALMA continuum images of HL Tau. Panel (d) shows the 1.3 mm PSF for the samnlarged view of the inner 300 mas centered on the PSF’s peak (the other bands show similar patterns). Panels (・成分：ガス/ダスト＝100
ulting from the combination of the 1.3 and 0.87 mm data.
The spectral index (α) map has been masked wher
Figure 1. The H-band images displayed in logarithmic stretch (the exact stretch is adjusted for each ddata thewere rescaled
the same physicalsize; thus, (b)the 100at
au scalein the ﬁrst
panel appe lower left of each ・典型的サイズ
panel; also see Table 1. The
range 2ofcolorto represent
bar shownfor panel
1.3barmm
correspo：~10bar au
is shown in each panel. Immediately obvious is the extraordinary size of the IMLup disk compared
information
is available(due tousing
either beingthe
obscuredby the coronagrap
alues in Table 1. The color scales for panels (a), (c),represent
and places(e)where
areno thesame
exceptvaluesof rm
position
ofthestar.
North
isup
and
east
is
to
theleftinall
frames.
：~106年
wavelength in Table ・寿命
1.

able to estim

観測波長による見え方の違い
近赤外線 (1.65μm)

ミリ波 (1.3mm)

The Astrophysical Journal, 863:44 (23pp), 2018 August 10

IM Lup赤外線

Avenhaus et al.

IM LupAvenhaus, et. al(2018)

Cleeves, et. al(2016)

表面のダストが見えている

赤道面のダストが見えている

惑星の形成領域は赤道面付近
Figure 1. The H-band images displayed in logarithmic stretch (the exact stretch is adjusted for each disk individually to improve the visibility of substructures). The
data were rescaled to represent the same physical size; thus, the 100 au scale bar in the ﬁrst panel applies for all panels. Because the angular scales are different, a 1″bar is shown in each panel. Immediately obvious is the extraordinary size of the IMLup disk compared to the others, with RXJ1615 coming in second. Areas in green
represent places where no information is available (due to either being obscured by the coronagraph or bad detector pixels). The red dot in the center marks theposition of the star. North is up and east is to the left in all frames.

→ ミリ波観測からダスト成長を調べる

Table 3
Ratio of Polarized Disk Flux vs. Stellar Flux

able to estimate the quality of the PSF used for correction(which comes from the ﬂux frames) compared to the mean PSF
during the science observations in a meaningful way. Weダストサイズと原始惑星系円盤のスケールハイト
ガス、ダストが混ざり合っている
それぞれがスケールハイト（＝赤道面からの典型的な広がりの高さ）を持つダスト（小）

=

hg
hd

ダスト（大）

赤道面

赤道面<1μm（ガスの高さ）〜（ダストの高さ）hg
hd≈1mm（ガスの高さ）＞（ダストの高さ）

hdα≈
hg
St
ダストのスケールハイト
乱流≈
ガスのスケールハイト
ダストサイズ・ダストの高さがわかるとダストのサイズが分かる

PRL 117, 251101 (2016). Guidi et al.: Dust properties across the CO snowline in HD 163296

最近のALMA観測

l Letters, 808:L3 (10pp), 2015 July 20

ALMA Partnership et al.

Beam size 0.74” x 0.60”

Beam size 0.22” x 0.16”

A&A proofs: manuscript no. hd97048-gap
0.05

Isella et al. (2016)

Guidi et al. (2016)
0.10

0.15

0.20

A&A 610, A24 (200.00

0.02

0.04

0.06

ophysical Journal Letters, 820:L40 (5pp), 2016 April 1

0.08

0.00

0.01

0.02

0.03

0.04

Andrews et al.

velengths, from the left: 850TWµm,1.3 mm, and 9 mm, the last obtained from the combinat
Hya
HL TauAS 209
HD 97048
correspondto 3 (dashed), 3, 6, 12, 24, 48, 100,200, 400, 800, 1600
. The bottom1).
uvclip/superuniform∆δ [arcseconds]

superuniformber 23 and 0.7 mm on the latter two executions.
The-target integration time was ∼2 hr.
raw data were calibrated by NRAO staff. Afterg phase corrections1.0from water vapor radiometer
ments, the data were time-averaged into 2 s integrand ﬂagged for problematic antennas and times. Thes response of each 0.5
spectral window was calibrated
e observations of J1058+0133. The amplitude scaletermined from J1037–2934 and J1107–4449. The0.0
x gain response of thesystem was calibrated using theobservations of J1103–3251. Although images
d from these data −0.5
are relatively free of artifacts andthe integrated ﬂux density of the target (1.5 Jy), folding
onal ALMA observations with a higher density of shortspacings improves −1.0
the image reconstruction.
hat end, we calibrated three archival ALMA dataions of TW Hya, from 2012 May 20, 2012 November
2014 December 31, using 1.0
16, 25, 0.5
and 340.0antennas−0.5
g baselines from 15 to 375 m. The ﬁrst
observa∆α two[arcseconds]
ad four 59 MHz wide spectral windows centered at335.4, 345.8, and 347.4 GHz. The latter had two

MEM model

1.0

1.0

0.5

0.50.00.0−0.5−0.5

ed images displayed in Fig. 1 and for the images obtained from the single VLA fre−1.0−1.0−1.01.00.50.0−0.5∆α [arcseconds]−1.01.00.50.0−0.5∆α [arcseconds]−1.0

Figure 1. Synthesized image of the 870 μm continuum emission from the TW
Fig. 1. ALMA 1.3 mmdust continuum
image(uniform weighting). The main sub
ALMA Partnership (2015)
Andrewsal. (2016)
Fedeleetal.(2018)
Hya disk witha 30 mas FWHM (1.6etau) circularbeam. The rms noise level is van der Plas et al. (2016)−1

【本研究】リングの厚み推定
リングの長軸と短軸で見え方が違う→【仮説】リングの厚みによるものではないか？

【本研究】
長軸と短軸の見え方の違いから→リングの厚みに制限をつける(Isella, et. al 2016)

輻射輸送シミュレーションの概要
使用コード：radmc-3d (Dullemond et al 2012)
ダストはリング状に存在しているものとした。
視線方向

上から
断面

incl
incl=const

輻射モデル

ダストモデル
温度

T = T0 × r −0.5
Σd = Σd0 × r

密度fring = exp −(−0.1λ＝1.3mm→optically thin
ダストの熱放射による

r 2
× exp −× fring( rend )r − rring1hg12)+ exp −(r − rring2hg2)

2

【結果】輝度分布
輝度温度[K]

10100incl
視線

視線
視線

50100Il,max
100

短軸
暗Is,max
0100

au

長軸
明短軸
暗0

視線の傾きにより、長軸・短軸上に明るさの差が生じる

【結果】輝度比のリング高さ依存性
高さ
幅(高さ)/(幅)=1(高さ)/(幅)=1/3(高さ)/(幅)=1/10

ratio1=1.51
ratio2=1.51

ratio1=1.08
ratio2=1.06

ratio1=1.03
ratio2=1.01

輝度比から高さ幅比が決定できる

HD163296への応用
1. 観測の輝度分布の再現• 輻射輸送計算を用いて観測と一致する温度密度分布を求める

2. ダスト沈殿の決定• 輝度比のリング高さ依存性からダストスケールハイトの決定(Isella, et. al 2016)
距離：101.5pc

電波干渉計とビームサイズ
電波干渉計とは図Credit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/L. Calçada (ESO)(Isella, et. al 2016)
https://alma-telescope.jp/about

ビームサイズ：0.22” x 0.16”→配置によって画像のぼやけ方が異なる
ビームサイズ＝ぼやけ方の程度

シミュレーション結果に楕円型のガウシアンをかけて観測を再現

輻射輸送シミュレーションを用いた再現
温度 (Isella, et al. (2016)より)パラメータ設定rΣd = Σd0 ×( r1 )−0.1

× exp( − (r/r1)1.9) × fgap

fga p = 1 − aga p1 exp( − (r − rga p1 ) 2 ) − aga p2 exp( − (r − rga p2 ) 2 ) − aga p3 exp( − (r − rga p3 ) 2 ) + a r ing1 exp( − (r − rr ing1 ) 2 ) + a r ing 2 exp( − (r − rr ing 2 ) 2 )パラメータ設定

面密度BT

輻射輸送計算シミュレーション

輝度
ビームサイズの補正

輝度
観測結果

観測

長軸上のradial plot

１秒角＝101.5au

輻射輸送計算を行い、観測を再現した。

距離(au)

ビームサイズの影響
観測の輝度比は1.3だが…
Observation

画像（図）

BT[K]

画像（長軸）

radmc-3dBT[K]画像（短軸）

auau

長軸と短軸での見え方の違い：ビームサイズの影響で再現可能＝長軸、短軸の輝度比はビームサイズが大きく影響する↓
今回の観測結果からではダストのスケールハイトの影響はわからない高分解能での観測
ALMA Large Program(高解像度原始惑星系観測)beam size : 0.05” x 0.05”

Andrews et al. in prep (画像はtwitterより)

高解像度での見え方
分解能
0.22 x 0.16 arcsec→

0.05 x 0.05 arcsec

高解像度であれば輝度比や、リングの幅を決定できる
スケールハイトの決定へ分解能とリングの幅
現在の分解能ではまだ様々なダストの分布が考えられる

幅広なモデル

幅狭なモデル

高分解能観測で幅を決定できれば、スケールハイトの度合いを決定できる

結論① ダストのスケールハイトを求める手法の開発のため、ダストリング円盤の輻射輸送計算を行った。
① 「ダストリングの幅と高さの比」と、「輝度の長軸、短軸の比」の関係を導出した。
② 幅を解像できる場合は、ダストのスケールハイトが推定できることがわかった。

② HD163296のスケールハイトの推定を行った。
① ダストの分布を求めて観測を再現した。
② 輝度の長軸、短軸比は輝度のビームの傾きに依存することがわかった。

③ リングが完全に分解できると、ダストのスケールハイトが制限できる。
① 今回の研究に用いた画像はビームサイズが0.20秒角であったが、２０１８年中に、0.05秒角の画像が公開される。