SFN 335 #29 - #35 西合 一矢 (国立天文台)

2021/2/12発表

29.

On the Diversity of Asymmetries in Gapped Protoplanetary Disks
Nienke van der Marel et al.

30.

Striations, integrals, hourglasses and collapse - thermal instability driven magnetic simulations ofmolecular clouds
C. J. Wareing, J. M. Pittard and S. A. E. G. Falle

31.

The JCMT BISTRO survey: alignment between outflows and magnetic fields in dense cores/clumps
Hsi-Wei Yen et al.

32.

Kinematical signs of dust trapping and feedback in a local pressure bump in the protoplanetarydisk around HD 142527 revealed with ALMA
Hsi-Wei Yen and Pin-Gao Gu

33.

Multi-epoch SMA observations of the L1448C(N) protostellar SiO jetTomohiro Yoshida, Tien-Hao Hsieh, Naomi Hirano, and Yusuke Aso

34.

An X-ray View of Two Infrared Dark Clouds G034.43+00.24 and G035.39-00.33
Hanbo Yu, Junfeng Wang, and Jonathan C. Tan

35.

Confirming the Explosive Outflow in G5.89 with ALMA
Luis A. Zapata et al.
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Asymmetries in Transmission Disk 1/3

2021年 2月12日 西合 SFN 335 #29

On the Diversity of Asymmetries in Gapped Protoplanetary Disks
Nienke van der Marel, Til Birnstiel, Antonio Garufi, Enrico Ragusa, Valentin Christiaens, Daniel Price, StephSallum, Dhruv Muley, Logan Francis, Ruobing Dong
Submitted to AJ http://arxiv.org/abs/2010.10568v2
原始惑星系円盤の中心星付近に大きなcavityを持つTransition Diskは惑星や連星コンパニオンを付随していると思われてる。そのような円盤にはリング構造と非軸対称構造が見られる。本研究では、このような構造形成のメカニズムを調べるためにALMA archiveにある16のTransition Diskのダストとガスの構造を統計的に調べた。結果は、平均的にはガス円盤のcavity半径はダスト円盤のcavity半径のおよそ半分であった。これは15木星質量以上の惑星による構造形成を示唆している。また、高いStokes数の円盤（ガス密度の低い円盤）の方が統計的に高い非軸対称構造率であった。一方、非軸対称構造率の進化段階依存性ははっきりしなかった。

Transition Disk--

大きなinner dust cavity (>20au)がある原始惑星系円盤をTransition Disk (遷移円盤)と呼ぶ
この大きなinner cavity形成は重い惑星orコンパニオンによるclearingとpressure bumpsによるdust trappingによる形成モデル有力である(他にphotoevaporationシナリオやdead zoneシナリオがあるが、 それぞれ大きな質量降着率や深いギャップ形成の説明が困難である）。
Inner cavity半径はダスト円盤とガス円盤では異なることが知られている。

非軸対称構造--38の原始惑星系円盤を用いた研究では24%に非軸対称構造が見られた(Francis & van der Marel 2020)
非軸対称構造は方位角方向のdust trapで説明され、その原因はロスビー波不安定(Barge & Sommeria
1995)による長寿命な高気圧渦や惑星・連星により引き起こされたhorseshoesでの物質蓄積(Ragusa et al.
2017)の２つが有力。
* 他にEccentric Disk説があり、交通渋滞により構造を説明するものだが多くが観測に合わないので除外。
渦やhorseshoesによる非軸対称構造形成モデルは、円盤のストークス数などより影響される。

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Asymmetries in Transmission Disk 2/3

2021年 2月12日 西合 SFN 335 #29

Fig 3.CO(sold)とdust(dashed)の半径分布
13COマップから導出されるガスギャップ半径は、ダストリング半径よりも約2倍小さい傾向がある。
è コンパニオンによりギャップが形成されたとすると、これは質量領域が15MJup以上にあることを示唆している (Facchini et al. 2018)。
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2021年 2月12日 西合 SFN 335 #29

Asymmetries in Transmission Disk 3/3

Fig 7. Stokes数と非軸対称性式4Fig 2. ダストの非軸対称分布çStobs > 10-2という高いStokes数の円盤にのみダスト非軸対称構造が見られる。高いStokes数の円盤はガス密度の低い円盤に対応（see 式4）è 圧力バンプにおけるガス密度が低い円盤では、非軸対称構造が見えるようになるから？

42021年 2月12日 西合 SFN 335 #30

Cloud衝突などの外的な要因なしで平衡状態にある数pcスケールのdiffuse cloud (n = 1.1 cm-3)が、thermal instabilityを経て重力崩壊構造を作る過程を調べた。結果は、低密度における磁力線に沿っての落下により、最終的には波状のシート構造が形成される。これは星形成を起こすのに十分な低温・高密度であり、最も重いclumpは重力不安定を起こしている。またこれらのcloudは磁場強度の観測(Crutcher 2012)とも矛盾しない。

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Alignment between outflow and magnetic filed 1/5

2021年 2月12日 西合 SFN 335 #31

The JCMT BISTRO survey:
alignment between outflows and magnetic fields in dense cores/clumps

http://arxiv.org/abs/2011.06731v1近傍星形成領域における62個の低質量原始星の分子流の方向を、コア(0.05～0.5pc)の磁場の平均配向と比較した。データはBISTRO Surveyを用いた。それらの角度は15◦ から 35◦の間にピークを持った。投影効果を考慮すると、分子流と磁場方向のズレは50度±15度となる。それらとTbolの間に相関関係は見られなかった。また、さらに小さなスケール（1000～3000 au）の磁場は、大きなスケールの磁場よりも分子流に対してより不整合であることもわかった。
コア形成の乱流MHDシミュレーションと比較すると観測結果は、磁場中のエネルギー密度とガスの乱流が同等であるモデルにあう。また、円盤と磁場のミスアラインメントは磁気ブレーキ効率を低下させるが、今回の結果だけではる観測されている大きなケプラー円盤を説明するには不十分である。
観測- 磁場: JCMT large program “B-fields In STar-forming Region Observations” (BISTRO, Ward-Thompson et al. 2017)* polarized thermal dust continuum emission at 850μm and 450μm- 原始星の分子流や円盤データ: いろいろなアーカイブデータ

サンプル
JCMT BISTRO suveyで観測されている450pc以内の 星形成分子雲(Taurus, Perseus, Ophiuchus, and Serpens Main)にあるClass 0/1原始星62天体 (see Table 1) L1448 IRS2、NGC1333, Per-emb, L1527、VAL1623,など。
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Alignment between outflow and magnetic filed 2/5

右図: JCMT 850micron Stokes–Iマップ+ 磁場方向(オレンジ） and アウトフロー方向(矢印） をプロット

2021年 2月12日 西合 SFN 335 #31

中図：磁場のPA分布(黒)と分子流PA(赤）、黒縦破線はコア平均の磁場PA* Core全体の平均を知るために、coreをclumpfindを用いて定義した(850micron Stokes–Iマップの緑領域)

右図:磁場のPAの原始星からの距離依存性

Fig 3. 磁場と分子流の方向

Fig 4. 磁場と分子流の方向 VLA1623A
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2021年 2月12日 西合 SFN 335 #31

Alignment between outflow and magnetic filed 3/5

Mock sample

観測 + ズレ=50 deg. case

磁場とコア平均の方向のズレは15◦ 〜 35◦の間にピーク
投影効果を考慮すると、分子流と磁場方向の３次元での方向のズレは50度±15度とすると傾向が説明される。

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Alignment between outflow and magnetic filed 4/5

2021年 2月12日 西合 SFN 335 #31

分子流と磁場の方向ズレ

その他の傾向Tbol (K)Fig 7. 原始星進化段階による影響
原始星進化段階による影響- 分子流と磁場の方向ズレとTbolには関係なし、- Class分類別の比較では、若い(Class 0)の方がズレが小さい？ ただし、Class 1のサンプルが不足
原始星からの距離による影響- わずかに(10%-20%)程度、small scaleの方が方向のズレが小さい傾向

9Alignment between outflow and magnetic filed 5/5

2021年 2月12日 西合 SFN 335 #31

議論
過去の観測研究との比較- Hull et al. (2013、2014） 20〜30 低質量原始星、CARMA観測 (数100au〜数1000 auのスケール)
原始星エンベロープ内の磁場は分子流方向に対してランダム分布- Galametz et al. (2018） 12低質量 原始星、SMA観測 (〜数1000 auのスケール)
原始星エンベロープ内の磁場は分子流方向に対して揃ってるか大きくズレているのか二極化分布
è 今回の結果はこれらと異なる。過去の観測が干渉計であったことが原因？

数値シミュレーション研究との比較- 初期に磁場エネルギーと乱流エネルギーが同じぐらいだと今回の結果と合う。
磁場大
初期の磁場エネルギーと乱流エネルギーが同じぐらい
乱流大- 観測では半径が30〜50 auを超える大きな原始星ガス円盤割合は、> 30％〜60％。
今回の角度ズレをコア回転軸と磁場方向のズレとだと考えて原始星ガス円盤のサイズが説明できるのか考察すると、Magnetic Breakingが大きすぎて(角度のズレがまだ小さすぎて）円盤サイズの観測結果を説明できない。
10HD141527 1/2

2021年 2月12日 西合 SFN 335 #32

Fig 1. HD142527 ダスト連続波
遷移円盤 HD142527のALMA archiveデータ(3～0.4 mmの6 波長と13COおよびC18O) を用いて、圧力バンプ付近の力学構造を調べた。ディスクの北西にあるダストリングの内側と外側で、超ケプラー回転とサブケプラー回転の遷移を見つけた。これは圧力バンプの存在を示唆している。圧力バンプの位置はディスクの平均値よりも3倍高いダスト面密度と3倍低いガス対ダスト質量比を示す領域と一致しているが、ダスト β分布と圧力バンプ位置との間には相関関係が見られなかった。これは、圧力バンプでダストフィードバックが重要であることを示唆している可能性がある。

次項に続く
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HD141527 2/2

2021年 2月12日 西合 SFN 335 #32

実線 観測
破線 Gaussian Fit

Super-Kepler

Sub-Kepler
半径Fig 8. ダスト面密度とケプラー回転からのズレの動径分布- 円盤の北西のDustリングの内側と外側で、superケプラー回転とsubケプラー回転の遷移。
è 圧力バンプの存在を示唆。
- 圧力バンプの位置のダスト面密度は円盤平均値よりも3倍高い。ガス対ダスト質量比は3倍低い。
- ダスト β分布と圧力バンプ位置との間には相関関係が見られなかった。
è これは、圧力バンプでダストフィードバックが重要であることを示唆している可能性がある。
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2021年 2月12日 西合 SFN 335 #33

L1448C（N）はペルセウスにある原始星で、Extremely High-Velocity (EHV)分子ジェットを駆動している天体。このL1448C(N) のSiO(8-7)、CO(3-2)および345GHzダスト連続波をSMAを用いてを2006年、2010年、2017年に観測した。
結果
SiOノットの平均固有運動は青方と赤方偏移ジェットでそれぞれ0.06”yr-1と0.04”yr-1、ジェット傾斜角は青方と赤方偏移ジェットでそれぞれ34度、46度であることがわかった(mass-loss rate 〜 1.8x10-6 M8 yr-1)。2017年エポックでは、赤方偏移したジェットの基部で新しいノットが検出された。この新ノットのmass-loss rateは赤方偏移ジェット平均の３倍であり、連続波フラックスが2010年から2017年に37%増加していることから質量降着率が短いタイムスケールで３倍も増加したことが示唆される。

Fig 2. L1448C (N)のSiOノット
中心星から遠い場所で速い

132021年 2月12日 西合 SFN 335 #34

Fig 1. 左spitzer 8µm, 右Chandra 3 color
星団形成の初期段階にあると予想される2つのIRDC、G034.43 +00.24とG035.39-00.33の高空間分解能チャンドラX線観測結果を示す。
結果は、それぞれのIRDCには112および209のX線点光源を検出し、それぞれの 53％および59％には対応する赤外線点源(2MASS、GLIMPSE、WISE)があることを確認した(形成中の若い大規模クラスターのメンバーの可能性大）。それぞれのIRDCに2、10のClass II天体を同定した。また、 X線光度関数（XLF)からG035.3900.33は星総質量が最大約1,700M⊙であり、つまり最大5％の星形成効率であることがわかった。
G034.43+00.24は感度不足のため明確な決定が困難であった。
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2021年 2月12日 西合 SFN 335 #35

Fig 1. ALMA CO(2-1) moment 1 map

星形成のオリオンBN/KL領域で数十年前に観測された爆発的な分子ガス放出は、 DR21を除いて似た事例がないために奇妙なイベントと考えられてきた。
我々は、ALMAの高分解能観測(0.1”)によりUCHII領域G5.89-0.39に同様の爆発的な分子ガス放出を確認した。これはこのようなイベントが特異なものでないことを示す。この爆発的分子流放出は衝撃波を伴うハッブルタイプの1000yrs のタイムスケール(E = 1046-1049erg)のイベントであった。このようなイベン
トは大質量星形成において約100年に１度は起こるようなイベントであると簡単に見積もることができる。

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