[2021-04-09] The Star Formation Newsletter

平野 信吾 (東京大学)

No.336 (#9 – 15)
9. Aluminum-26 Enrichment in the Surface of Protostellar Disks Due toProtostellar Cosmic Rays
10. Chamaeleon DANCe. Revisiting the stellar populations of Chamaeleon I andChamaeleon II with Gaia-DR2 data
11. ALMA chemical survey of disk-outflow sources in Taurus (ALMA-DOT) V:
Sample, overview, and demography of disk molecular emission
12. The Geometry and Dynamical Role of Stellar Wind Bubbles in Photoionised HIIRegions
13. 3D dynamics of the Orion cloud complex Discovery of coherent radial gasmotions at the 100-pc scale
14. Simulating Star Clusters Across Cosmic Time: II. Escape Fraction of Ionizing
Photons from Molecular Clouds
15. Water maser variability in a high-mass YSO outburst - VERA and ALMAobservations of S255 NIRS 3

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#9「原始星表面からの宇宙線による原始惑星系円盤表面での26Al濃縮」

2• calcium-aluminum-rich inclusions (CAIs) での標準的な値 [26Al/27Al] = 5e-5が分かっている。これは銀河系での平均よりも高い。
• またChondruleでは最大一桁小さい。これは太陽系の領域によって26Alの組成が異なる可能性を示唆する。
• 26Alの半減期は短い (0.717[Myr]) ため、原
始太陽の原始惑星系円盤での26Alの生成・混合が必要となる。

#9 Introduction
目的：26Alの濃縮機構の解明
外部起源シナリオ
A) 近傍の超新星残骸からのガス (Cameron & Truan 1977)
B) 星風 (e.g., Gounelle & Meynet 2012)• 外部起源シナリオには２つ弱点がある
1. 限定された環境パラメータを要求する (星質量、分子雲との距離、ガスの注入速度・密度)
2. (あり得ないほど)短時間での注入ガスと原始惑星系ガスの混合が必要
local sourceシナリオ• ダストグレイン凝縮より先に、26Alをディスクに直接注入できるため、混合時間の問題をクリアA) Tタウリ星のフレア活動中に生成される宇宙線 (Lee et al. 1998) → 予想される26Al
組成が太陽系の値に比べて低い
B) 新たなメカニズム：Class I/II期の原始惑星系円盤表面に、若い原始星への降着衝撃波で加速された宇宙線からの陽子が照射されることによる濃縮

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#9 Method
モデル：降着中の原始星周りの定常円盤• ディスク中のガスは内側へと流れる• 宇宙線は降着衝撃波中で加速される。円盤に照射して26Alを増やす• 降着ガスの一部 (fout=0.1) はアウトフローに取り込まれる。さらにその一部(fAU=0.1) は内部円盤に戻る。
初期条件：n(26Al)/n(27Al) = 0 at R = 1 [au]• １次元円盤プロファイル：• 降着速度：• 降着率 (モデル・パラメータ)：• 26Alの増加：

終了条件：原始星質量 m* = 0.05 → 2 [M8]41 [au]#9 Method5

中心星からの距離に依存する宇宙線スペクトル f(E, r) を計算
円盤表面での26Alの生成率を計算：• 陽子との反応３種を取り扱う：• 反応率はテーブルを用いる。
26Al・27Alの同位体組成計算• 初期組成には太陽組成を採用する。
(B*=103G, ε=0.1, fout=0.1)：原始星の磁場強度：宇宙線とガスの結合係数：= fAU×fout

#9 Results & Discussion

注意：下図中の線が赤いほど低降着率・青いほど高降着率(B*=103G, ε=0.1, fout=0.1)

26Al/27Alの時間進化 (原始星質量 = 0.05 → 2 [M8])• 比較的低い降着率でも十分な26Al組成が実現 (高降着率の場合、衝撃波の柱密度と原始星半径が増大してしまうため、26Al生成を阻害する)• 特に円盤の内側では、低降着率 (<1e7[M8/yr])でも十分な26Al組成が作られた。この降着率は、低質量原始星がClass IからII天体へと遷移する段階の降着率に近い。

(1)原始星の磁場強度と(2)原始星半径が26Al生成を左右する

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#9 Results & Discussion

実際には、原始星への降着率は時間と共に減少する。簡単な階段関数 (上図の青破線) を使って影響を調べた。
・降着率がある程度低くなった時に26Al生成が進む。
・26Al/27Alは、全てのモデルでChondriteで測定された値まで増加した。
・εが低いモデルの円盤内側でのみ、隕石での標準値 (26Al/27Al =5e-5) まで増加した。

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#11「おうし座の円盤-アウトフロー天体のALMA化学探査(ALMA-DOT) V」

ALMA-DOT (Disk-Outflow sources in Taurus)
・ターゲット：６つのClass I天体
・観測：ALMA Cycle 4 & 6
・輝線：９種 (本稿では内７種に触れる)
Paper 0-III：特定天体に注目
Paper IV, VI：特定分子の注目
Paper V：全サンプルを用いた(特に)H2CO, CS, CNの解析 (統計的議論)

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#11 各天体の観測結果

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CO：円盤以外の成分が混ざる。
CS, H2CO：円盤によく対応。
CN：円盤の外領域に対応。
H2CS：２天体で検出。円盤に対応。
CH3OH：１天体のみ検出。
HDO：全天体で未検出。

#11 PV図10
CS, H2COは円盤からの強く放射しており、円盤の運動構造を確認できる(PV図)。

H2COの方が円盤をよく表す。

#11 Radial Profile

11radial profileより
・ガス(輝線)はダスト(連続光)より外に広がっている。
・半径は天体によって異なるが、ダストとガス(H2CO)の半径比率 δrout ~ 1.6 は天体間で大きな差がない。
・他の天体 (θ~0.3”) に比べて高分解能観測 (θ~0.15”)を行った
DG Tau・DG Tau Bにはダストのサブ構造が見られる。
・円盤中心では全ての輝線フラックスが減少している。

#11 各輝線の柱密度「光学的に薄く」「局所熱平衡(LTE)」が成り立つと仮定し、各輝線の光度を柱密度に変換した。
・ガス温度を最小値 – 最大値 = 20 – 100[K] とし、柱密度の範囲を計算している。

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#11 柱密度・柱密度比13H2CO・CSの柱密度を他の文献と比較
・柱密度は、原始星の進化と共に低下する傾向にある
・H2CO・CSの大小関係が逆転している (円盤における化学組成進化が異なる？)

重要な柱密度比#11 検出できなかった輝線

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個々の天体では未検出だった輝線CH3OH, HDOの観測結果をスタックしたもの
・CH3OHは2.5σのシグナル検出 (今後深い観測を行えば検出可能な値)
・HDOはスタックしてもシグナルは見られず

まとめ・12COはアウトフロー・エンベロープ起源の信号が混ざってしまう
・CSとH2COはガス円盤のよいトレーサー (特にH2CO)・CNはガス円盤のよいトレーサーとはならない。
・CH3OHは今後の観測によって検出される可能性がある#10「Gaia-DR2データを用いたChamaeleon I・IIの恒星数の再検討」

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#12「光電離したHII領域における恒星風バブルの形状と力学的役割」

16#13「100pcスケールのコヒーレントな放射状ガス運動の発見」

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#14「分子雲からのイオン化光子の脱出率」

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#15「大質量YSOアウトバーストでの水メーザー変動 」

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