星形成ゼミ
SF Newsletter 332#1 ~ #8
担当:川邊2020.09.25

SF news letter 332: #1 - #8

[背景]- 星spin、disk回転、それらの整列・不整列は星形成プロセス・物理と関係する大事な情報- 星団形成の母体となる分子雲の回転が有意に大きいと、スピン等の整列が起こると予想される。
- 乱流、磁場などの効果を考えると,シミュレーション等ではより複雑化。観測的な実証が必要[研究目的・手法]- 塵円盤のALMA+/HST images から円盤のPAを求めることで、整列の統計的な考察を行うこと (これまでの観測結果を利用)- 統計的手法として“Kuiper test”: rotational invarianceに適応- 領域は、Lupus, Taurus, Upper Sco, ρ-Oph, Orion- Lupus 領域では、(ALMA) Sparse Modeling Imagesも独自利用[結果と結論]- Lupus-III 領域のみで、disk PAが、分子雲のfilament方向と整列している兆候を捉えた( Kuiper testで、~ 2σ)。
- 整列が見られないのは、角運動量の乱流起源説と整合的

Kuiper TestorPA, inclinationの縮退あり- gas kinematicsからPA縮退解ける=> Lupus- inclinationの縮退は解けないor
観測バイアス: i ≈ 0 (face-on) => 検出されやすい- PAを用いて、”整列”の調査
Kuiper Test: 縮退のあるPAの統計に良く使われる- uniform 分布のPA(累積)統計(Fref)と観測されたPA(累積) 統計(Fobs)の違い(D)用いる(Dが大きいと、non-uniform)。
p-value, pnull (D)D>Dobsを与えるprobability
p ~ 0.05 = > 2σ
p~ 0.003 => 3σ0≤PA< 180 degの場合は、PAの平均、標準偏差の導出は、Marida &Jupp(2009)の手法に従う。

Five SF Regions & Summary「観測データ]Taurus: これまでの電波観測(NMA, SMA, PdBI, CARMA ,ALMA)
ONC: HSTによる silhouette disks(ALMAデータはavailableだが、artificial effectで、6σのalignmentを検出。=> HST利用)
それ以外: ALMA
[距離]ONC: ~400 pc
それ以外: 137-150 pc

Lupusの結果:0 ≤ PA < 360
矢印はPA(major axis) 方向
黒破線: beam-deconvolved size
様々な方法で導出したPA

その他の領域:
Taurus, Upper Sco, Oph, ONC
いずれもAlignment未検出(補足:スパースモデリング)

ApJ, 895, 84, 2020

スパースモデリング- 画像(解)にスパース性を仮定することで、劣決定問題(未知数>測定数)を解決して、解を求める方法(圧縮センシングとも言われる)。非ゼロの解を制限してスパース解を求める。
- 2つの”罰則項”(regularization func.)を2つ導入する。L1-norm(非ゼロ絶対値の和)と TSV-norm (画像平坦度)- 交差検証(cross varidation)で、最適解を求める- 空間分解能は、CLEAN(通常の回折限界)の3-4倍を達成可能

スパースモデリングの流れ

Yamaguchi+2020

よりスパースな画像

Aizawa+2020

より滑らかな画像

[背景]- 第二静水圧平衡ラーソンコア(以降、SC)の形成、進化、その物理過程を知ることは、星形成の基礎過程の理解にとって重要：複雑な物理過程が関係しており、ロバストで首尾一貫した数値計算が求められる。
[研究目的・手法]- SCの形成・進化、初期コアの質量とコアの性質との関係を理解すること- 高解像で、1次元+２次元の輻射流体コア収縮計算を実施(PLUTE codeを利用)- 重力+greybody, flux-limited diffusion近似の輻射輸送- 1次元計算: 初期分子雲コア質量を0.5 -100 太陽質量と広い範囲で計算- 2次元計算: 1, 5, 10, 20 太陽質量コアに限定して計算[結果と考察]- 初期条件に依存した種々の性質を第二コアが持つこと：より大質量初期コアは、より早く収縮し、サイズ的に大きく、重い第二コアを形成- 2Dの無回転コア収縮計算で、SC外層部に対流層ができることを発見- SC衝撃波面での大規模な振動を見出した(降着衝撃波不安定性起源)。
- SC内の物理は、磁場や分子雲コアの回転に影響を受けないと予想される。
[結論]- 降着流衝撃波に駆動された対流を見出した。この結果は、低質量星のごく初期で、ダイナモ駆動磁場が生み出される可能性を示唆している。

Numerical Method
Initial Setup- stable BE sphere-like density profile
1D Setup: 0.5-100 Msun、10-4 – 3000 au
2D setup- Eulerian grid (axial & midplane symmetry)- 1445 log-spaced cells- 10-2 – 3000 au- polar(0-90deg.): 180 cells
Boundary conditions (BD)- reflective BD at inner edge
(流体計算) & no 輻射flux- “Dirichlet” BD at outer edge
(constant radiation temperature)- 2D: axisymmetric BDs at the poleand mirror-symmetric BDs at theequator

1D Results
Second Coreは膨張を続けるが、Kelvin Helmholtz 時間と降着時間が一致すると膨張が止まり、収縮し始める

2D Results
1 Msun case: t=312 yrs
衝撃波面の内側で対流層が形成

Line Integral Convolution Visualization
1D resultθ=0

θ=90 deg.
(mid plan)

SC radius

Standing Accretion Shock Instability(SASI)
Second Coreの表面が振動(High Mass Coreは、比較的小さい)
SASIに寄る振動だが、超新星爆発のcore collapse時のSASIに比べると小規模対流不安定性が、摂動の主な原因と考えられるが、SASIがAccretion Shockの振動に主に寄与している。

Advected Perturbationの振幅変化

Comparison(1D, 1 Msun) with previous work
Msunaga & Inutsuka (2000): 1D & uniform cloud (1Msun)- 4 Rsun/0.7 Msun SC at a few x 103 yr (小さく重い)
Tomida+(2013): 3D RMHD & BE-like cloud(1Msun)- 10 Rsun/2 10-2 Msun SC at 0.7 yr, その後SCが膨張すること示唆 (main accretion phase):今回の結果と整合的
Vaytet & Haugbølle (2017): 1D & similar setup- some difference due to different gas EOS
Schönke & Tscharunuter (2011): grid-based 2D RHD- collapse of rotating cloud (1 Msun)をsimulation- viscosity parameter β=10-2, 10-3=> a<3 au 重力不安定- convection が発生していることを示唆

2D vs 1D (破線)
1D 計算は、2D の結果をほぼfollow
2Dの結果は、球対称からずれ=> 3D計算が必要(今は困難)
今後は、磁場、回転を含む1D/2D計算へ

Tomida+ (3D RMHD, 1 Msun)