Star	  Forma)on	
  Newsle0er	
  #262	
  53-­‐57本目	
麻生 有佑	

Angular	  Momentum	  Exchange	
  by	
  Gravita)onal	
  Torques	
  and	
  Indall	  in	
  the	  Circumbinary	  Disk	  of	
  the	
  Protostellar	
  System	  L1551	
  NE	
  Shigehisa	
  Takakuwa	
  et	
  al.	  (2014)	
  Ø Class	
  I	
  protobinary	  L1551	
  NE,	  C18O	
  3-­‐2,	
  13CO	
  3-­‐2,	
  0.9-­‐mm連続波,	
  ALMA	  Ø 過去のSMAより空間分解能が面積で1.6倍、感度が輝度温度で6倍良くなった。	
  Ø ALMAではじめて、	  -­‐	
  連続波ではcircumbinary	
  disk上で輝度の分布(粒々)	
  -­‐	
  C18Oではケプラー回転からずれた高速度成分	
  Ø 連続波ではbinaryの南北にprotostellar	
  diskとprotobinary	
  diskの隙間が見えるが、C18Oでは隙間はない。	
  Ø C18Oの速度構造は、高速成分やmom1のridgeが長軸からずれる。	
  Ø 短軸PV図で速度勾配あり。	
  Ø SMAで求めたケプラー回転成分を引くと、連続波circumbinary	
  disk上で高速成分が見える。	
  Ø 流体シミュレーションで再現(4x104	
  yrの準静的状態)。	
  Ø 連星系のRoche	
  poten)alでは重力によるトルクを受けて、角運動量を得たものが角運動量の小さい部分にぶつかり、ショックを作る。	
  Ø ラグランジュのL2とL3(連星を結んだ線上)にストリームができる。	

Angular	  Momentum	  Exchange	
  by	
  Gravita)onal	
  Torques	
  and	
  Indall	  in	
  the	  Circumbinary	  Disk	  of	
  the	
  Protostellar	
  System	  L1551	
  NE	
  Shigehisa	
  Takakuwa	
  et	
  al.	  (2014) の続き	  Declination (J2000.0)– 26 –

Right ascension (J2000.0)

Angular	  Momentum	  Exchange	
  by	
  Gravita)onal	
  Torques	
  and	
  Indall	  in	
  the	  Circumbinary	  Disk	  of	
  the	
  Protostellar	
  System	  L1551	
  NE	
  – (2014) の続き	  Shigehisa	
  Takakuwa	
  e–t	
  34al.	
  

log Σ
1

2

3

4

5

400

y [AU]

200

0

-200

-400
-400
-200
= 2.00 km s-1

0x [AU]

200

400 -400-200

0x [AU]

200

400

Surface	  Geometry	
  of	
  Protoplanetary	  Disks	
  Inferred	
  From	  Near-­‐Infrared	
  Imaging	
  Polarimetry	
  Michihiro	
  Takami	
  et	
  al.	  (2014)	
  Ø polarized	
  intensity	
  (PI)を使って、円盤のsurface	
  geometryを求める方法を開発。	
  Ø 以下の仮定のもと微分方程式を解く。	
  1. エッジオンに近くない。	
  2. NIRで光学的に厚い。	
  
3. 表面とは星からτ~1の場所。	
  4. 円盤は幾何的に薄い。	
  5. フレアは小さい（α–θ<<1）。	
  6. 中心星は点源。	
  7. 複数散乱は無視。	
  	
  Ø 散乱をmonochroma)cモンテカルロシミュレーションでモデル化し、今回の方法を検証。	
  (I) 密度分布を与え、τ=0.5,	
  1.0,	
  2.0の場所を計算する。	
  (II) PI分布をモンテカルロで計算する。	
  (III) (II)のPIを使って今回の方法で表面のgeometryを求め、(I)と比べる。	
  Surface	  Geometry	
  of	
  Protoplanetary	  Disks	
  Inferred	
  From	  Near-­‐Infrared	
  Imaging	
  Polarimetry	
  Michihiro	
  Takami	
  et	
  al.	  (2014)	
  の続き	
  Reproduced (i=18°)
Reproduced (i=49°)
τ = 0.5
τ=1
τ=2

P.A.=0°Model 1

τ=2

r (AU)r (AU)

P.A.=90°z (AU)x (AU)x (AU)x (AU)

P.A.=135°y (AU)(c)
PI / I0(10-6 pix-1)
i=49.5°

P.A.=45°r (AU)y (AU)(b)
PI / I0(10-6 pix-1)
i=18.2°Model 3
τ = 0.5
τ=1

z (AU)(a)log ρ(g cm-3)

Model 2x (AU)x (AU)x (AU)

Fig. 2.— (a) Density distributions assumed for the ID 300949 model (Model 1), the same model but =2,↵=3 (Model 2), and same as Model 2 but with a disk gap (Model 3, see text for details). White dashed,solid, and dotted curves show the positions for ⌧ =0.5, 1, and 2 from the star, respectively. (b)(c) Modeled
P I images using the Sprout code with a viewing angle of 18.2 and 49.5 , respectively. White lines show
the positions where we measured the P I fluxes to calculate the surface geometry of the disk (P.A.=0, 45,
90, 135, and 180 ).

P.A.=180°Ø 実際の観測Subaru-­‐HiCIAO	
  5天体に対して今回の方法を実行。	
  Ø 半径方向にPIの極大値があるが、zにはなく、sinθの傾きがその辺りで極大になる。	
  Ø 非軸対称性が見られるが、非軸対称な星の光度(hot	
  spotやinner	
  disk,	  companionの影響)を考えると表面の非軸対称性は小さくて良い。	
  Ø 残った非軸対称な表面geometryはスパイラルアームと重なる。	
  Ø ギャップはwallではなく、中心星からの光線が表面と平行な場所か、窪みかも。	
  r (AU)

Fig. 3.— The surface geometry of the disk derived using the measured P I flux in Figure 2 and Equation (10The parameters z and r are the height from the midplane and the distance from the star in the midplan
respectively. The red and blue curves show the geometry derived from the P I images with viewing angles
18 and 49 , respectively. Gray dashed, solid, and dotted curves show the positions for ⌧ =0.5, 1, and 2 fro
the star, respectively. The parameter S0 in each case is chosen for the best fit of the ⌧ =1 curve (see text22

23

Surface	  Geometry	
  of	
  Protoplanetary	  Disks	
  Inferred	
  From	  Near-­‐Infrared	
  Imaging	
  Polarimetry	
  Michihiro	
  Takami	
  et	
  al.	  (2014)	
  の続き	  nPI / n* (x10-7 pixel-1)

SAO
206462

Axisymmetric illumination,different S0 for different P.A.
(Case A)

Non-axisymmetric
illumination, S0=0
(Case B)
P.A.
60º
180º
220º
300º

z (AU)

Offset (AU)Axisymmetric illumination,
S0=0(same as Figures 2-6)

N

S0= 0
0.02
0.04

Offset (AU)z (AU)nPI / n*

MWC
758

S (=sin !)(10-7 pixel-1)

Angularresolutionr (AU)
P.A.= 300°
Angularresolution

PDS
70

z (AU)

P.A.
159º
339º

r (AU)r (AU)

P.A.
155º
335º

z (AU)MWC
480

z (AU)z (AU)

S (=sin !)(10-7 pixel-1)

Angularresolution

nPI / n*r (AU)
P.A.= 220°

P.A.
30º
90º
160º
250º

z (AU)z (AU)

2MASS
J1604

(10-7 pixel-1)

nPI / n*z (AU)

S (=sin !)(10-7 pixel-1)

Angularresolution

S (=sin !)nPI / n*

P.A.
60º
160º
265º
320º

P.A.= 180°

P.A.= 60°

Angularresolutionr (AU)r (AU)r (AU)

0.07,
0.09,
0.03 resolution is 0.00 06, corresponding to 8 AU in theFig. 4.— (top) P I image of SAO 206462 (Muto et al.0.06,
2012).
The
angularFig. 9.— Disk surfaces obtained for the following cases: (1) axisymmetric illumination, S0 =sin ✓0 =0, whereimage. The P I flux is scaled by the spatially integrated stellar I flux (see text for details). The region within 0.00 2 (28 AU)✓0 is the elevation angle of the position of a scattering event from the midplane at the innermost radius; (2)of the star is masked. The white dashed lines indicate the positions for which we derive the surface geometry. (bottom) The
results of the numerical integration for the individual P.A.s. For each P.A., the top figure shows the P I flux distribution; theaxisymmetric illumination, di↵erent S0 for di↵erent P.A.s to produce the axisymmetric structure at large
middle shows S=sin ✓, where ✓ is the elevation angle of the position of a scattering event from the midplane (see Figure 1);
radii (Case A); (3) S0 =0, non-axisymmetric illumination to produce the axisymmetric structure at large
the bottom shows the disk surface. The distance r is corrected for the disk inclination. The initial values of the numericalradii (Case B). See text for details. The P.A.s selected are the same as in Figures 4–8. As in Figures 4–8 theintegration S0 are set to be 0, 0.02, and 0.04 at 0.00 2 (corresponding to the projected radius of 28 AU) from the star, and thefainter curves show the results in the outer regions where the observed P I flux nP I /n⇤ ⇠ 0, and therefore
results are shown with solid, dashed, and dotted curves, respectively. Fainter curves at large radii show the results in the outerregions where nP I /n⇤ ⇠ 0, and the results are therefore not reliable (see text for details).
the results are not reliable.

Surface	  Geometry	
  of	
  Protoplanetary	  Disks	
  Inferred	
  From	  Near-­‐Infrared	
  Imaging	
  Polarimetry	
  Michihiro	
  Takami	
  et	
  al.	  (2014)	
  の続き	  SAO 206462

MWC 758

S3
S1

S1

S2

S2

Linear component
subtracted

Linear component
subtracted
P.A.

Angularresolution

P.A.= 0º

0º

S3

P.A.
Angularresolution

0º

P.A.= 0º

S1
90º

90º

z/z1

S2
180º

180º

S1

S2

270º
P.A.= 360º(0º)

r (AU)

P.A.= 360º
(0º)

360º
(0º)

r (AU)270ºr (AU)360º(0º)

r (AU)

Eﬀect	  of	  OH	
  deple)on	  on	
  measurements	
  of	
  the	
  mass-­‐to-­‐ﬂux	  ra)o	  in	
  molecular	
  cloud	
  cores	  Konstan)ons	
  Tassis	
  et	
  al.	  (2014)	
  Ø 分子雲中の磁場は、重力収縮を支えたり、cloud	
  fragmentaionを原始星が生まれるコ
アにしたりするが、その効果はM/ΦBに依存する。	
  Ø 分子雲がsubcri)calであれば、重力収縮が起きる前にambipolar	
  diﬀusionでsupercri)calなfragmentができる必要があるなどシナリオの違いを生む。	
  Ø ΦBはOHなどのZeeman効果で測るが、OHのabundanceが測定に与える影響を擬似観測で調べる。	
  Ø chemodynamical	  models	  -­‐-­‐-­‐	
  非平衡化学、nonideal	
  MHDで原始星コアの進化を追う。	
  パラメーターは、初期のM/ΦB、C/O,	
  イオン化率、温度。	
  Ø 擬似観測	
  -­‐-­‐-­‐	
  円盤状になるのでface-­‐onとする。nH2>104	
  cm–3を円盤、nH2>103	
  cm–3をコ
ア＋エンベロープとする。	
  Ø 高密度コアのM/Φ4とコア＋エンベロープのM/Φ3の比R’=(M/Φ4)/(M/Φ3)はモデルの違いや時間に対してほぼ一定。	
  Ø ΦBをOH-­‐mass-­‐weightedにしてZeeman擬似観測、MはOHの柱密度に比例。	
  Ø 高密度なほど磁場も強いが、OHはdepleteし、質量も減る。	
  à結果的にR’は真の値よりも小さく出て、モデル間の差も大きく、また初期にsubcri)calなほど小さく出て、高密度ほど小さく出た。	
  Ø MもΦBも過小評価するが、Mの方が影響が大きいàM/ΦBを過小評価。	
  à高密度(supercri)cal)で過小評価が酷いと、低密度(subcri)al)より小さくなる可能性も。	
  Eﬀect	  of	  OH	
  deple)on	  on	
  measurements	
  of	
  the	
  mass-­‐to-­‐ﬂux	  ra)o	  in	
  molecular	
  cloud	
  cores	  Konstan)ons	
  Tassis	
  et	
  al.	  (2014) の続き	  OH depletion and the mass-to-flux ratio

Figure 1. Actual value of R′ = (M/Φ4 )/M/Φ3 as a functionof central density of the core, for the various models used inthis work. Models correspond to symbols and line types as follows: Diamonds: magnetically subcritical; X: magnetcially critical; crosses: magnetically supercritical; solid lines: reference C/O,
T, ζ; dotted lines: C/O=1; dashed lines: low T; dot-dashed: highT; thick line: high ζ; thin line: low ζ.

3Figure 3. Scaling of the total (cumulative) mass (solid lines) andmagnetic flux (dotted lines) with radius, for a region of the cloudwith an outer boundary at 103 cm−3 . Each curve corresponds toa diﬀerent evolutionary stage.

core” and “core+envelope” regions using Zeeman observations and observations of the OH line intenstity respectively.
To do this, we assume that the magnetic field traced byThe	
  origin	
  of	
  complex	
  organic	
  molecules	
  in	
  prestellar	
  cores	  C.	
  Vastel	
  et	
  al.	  (2014)	
  Ø complex	
  organic	
  molecules	
  (COMs)とは6個以上の重元素を含む有機分子で、生命や惑星系形成の化学進化の理解にとって重要。	
  Ø hot	  cores,	
  low-­‐mass	
  hot	
  corinos,	
  Galac)c	
  Center	  cold	  clouds,	
  prestellar	
  coresで検出。	
  Ø モデルでは>30	
  Kの粒子表面で合成されるが、<20	
  Kの観測がある。	
  Ø Vasyunin	
  &	
  Herbst	
  (2013)でreac)ve	
  desorp)onというメカニズムを提唱。	
  Ø 表面化学反応の発熱によって、COMsが表面でできて離脱。	
  Ø CH3OCH3,	
  CH3CHO,	
  H2CCO,	
  CH3OHを再現、H2CO,	
  HCOOCH3,	
  CH3Oは再現せず。	
  Ø L1544	
  prototypical	
  starless	
  core、高密度2x106	
  cm–3,	
  低温度7	
  K,	
  deutera)on度が高い。	
  Ø Hershelでprestellar	
  coreとしては初めて水を検出abundanceは10–9àFUV光脱離(外側)	
  Ø 観測。IRAM	
  30	
  m,	
  周波数分解能50	
  kHz,	
  感度は4-­‐7	
  mK。	  
Ø E-­‐	  &	
  A-­‐	
  CH3OH,	
  13CH3OH,	
  CH3CHO,	
  t-­‐HCOOH,	
  H2CCO,	
  E-­‐CH3CCH,	
  C3Oを検出(1つ目以外初検出)	
  Ø 他のprestellar	
  coreで検出されているCH3OCH3,	
  HCOOCH3,	
  CH3Oは不検出。	
  Ø LTEモデル	
  -­‐-­‐-­‐	  パラメーターは線幅、VLSR,	
  Tex,	
  柱密度。	
  Ø CH3OHに対してはLVGモデル(柱密度、密度、温度)。	
  à低密度<105	
  cm–3を示唆、6800-­‐9600	
  AUに分布、水と同じく外側なので光脱離起因。	
  Ø 他の分子もTex>10	
  Kなので、同じ場所起因だろう。	
  Ø 化学モデルでgrain	
  mantleから気相への注入も調べた。	
  àC/O~0.5(Oが多い)、injec)on	
  rate~5x10–9	
  -­‐	
  10–8	  The	  origin	
  of	
  complex	
  organic	
  molecules	
  in	
  prestellar	
  cores	  C.	
  Vastel	
  et	
  al.	  (2014)	
  の続き	  – 15 –

Table 2. Column densities and abundances of COMs in L1544. Notes: a) LTE minimisation
procedure; b) assumed Tex =10 K; c) non-LTE LVG analysis (see text). The abundances x havebeen computed assuming N(H2 )=5 × 1021 cm−2 . The final error on the column densities andabundances is about a factor 2.
Fig. 3.— Results from the LVG analysis of the CH3 OH lines. The black lines show the χ2 =0.8
contour plot for N(CH3 OH)=3.8×1013 cm−2 ) and a size of 30” (dashed) and N(CH3 OH)=2.6×1013
cm−2 ) and size 100” (solid), the two extremes of the solutions with reduced χ2 ≤ 0.8. The greyline shows the densities and temperatures at diﬀerent distances from the center (diameter in arcsec
are marked along the curve) predicted for the structure of L1544 by CKB2012.

Species

Tex
(K)

C3 Ob
CH3 CHOat-HCOOHb
H2 CCOa
E-CH3 CCHa
CH3 OHc
CH3 OCH3 b
HCOOCH3 b
CH3 Ob10
17 ± 11027 ± 1
11 ± 2

Tk
(K)

10
10
10
10

n H2
(cm−3 )

3 × 104N(cm−2 )

x

2 × 1011
5 × 1011
5 × 1011
5 × 1012
2 × 1013
3 × 1013≤ 1 × 1012
≤ 6 × 1012
≤ 6 × 1011

5 × 10−11
1 × 10−10
1 × 10−10
1 × 10−9
5 × 10−9
6 × 10−9≤ 2 × 10−10≤ 1.5 × 10−9
≤ 1.5 × 10−10The	
  eﬀect	
  of	
  external	
  environment	
  on	
  the	
  evolu)on	
  of	
  protostellar	
  disks	  Eduard	  Vorobyov	
  et	
  al.	  (2014)	
  Ø コアの質量が円盤を介して中心星に落ちるモデルはisolatedなことが多いが、実際のコ
アはフィラメントの中にあるなど、外的環境の影響があるはず。	
  Ø >10	
  Myrで降着円盤があったり、観測(0.42	
  Myr)ではmain	  accre)on	
  phaseがisolatedシ
ミュレーション(0.12	
  Myr)より長く続いたりしている。àexternal	
  environmentの効果。	
  Ø R=10000	
  AUのコアの外に20000	
  AUまで一定密度の外成分を含んでシミュレーション。	
  Ø model	
  (1)	
  isolate、(2)内側と同じΩ、(3)Ωを0.1倍、(4)Ωを–0.1倍、(5)Ωを–1倍。	
  model	
  (1)	
  断続的にフラグメントができるが、)dally	
  dispersed。質量などはsteady	
  grow。	
  model	
  (2)	
  複数フラグメントができ、ミニ円盤もできる。	
  model	
  (3)	
  途中でフラグメントがなくなり、小さくなる(小さくなるのでフラグメントが起きにく	  い)。外の小さい角運動量がnega)ve	
  torqueを及ぼす。	
  model	
  (4)	
  急速に小さくなって見えなくなる。nega)ve	
  torqueが大きい。	
  model	
  (5)	
  小さくなった後に、逆回りのouter	
  diskとgapができる。outer	
  diskが内側に侵食。	
  Ø 星、円盤、エンベロープ(Σ=0.5	
  gcm–2で円盤と区別)の質量と円盤サイズ、sink	
  cellへのMdotと2000	
  AUでのMdot,infallの進化も調べた。	
  Ø 最終的なM*は外成分があるとisolatedの2倍以上。	
  Ø model	
  (2)と(5)で質量やサイズ、Mdotの進化がepisodic。	
  

The	
  eﬀect	
  of	
  external	
  environment	
  on	
  the	
  evolu)on	
  of	
  protostellar	
  disks	  Eduard	  Vorobyov	
  Vorobyovet	
  al.	  et (al.:2014)の続き	  The eﬀect of external environment
Radial distance (AU)

100

1000

10000

10

100

1000

10000

0.8
0.6

0.1

0.4
0.05

0.2
0.0

0.02

-0.2
0.01

-0.4
-0.6

0.005

-0.8
0.8
0.6
0.4
0.2
0.0
-0.2
-0.4
-0.6
10

100

1000

10000

-0.8

Angular velocity (km s-1 pc-1)

Gas surface density (g cm-2)

10Angular velocity (km s-1 pc-1)

Radial distance (AU)
0.2

The	
  eﬀect	
  of	
  external	
  environment	
  on	
  the	
  evolu)on	
  of	
  protostellar	
  disks	  Eduard	  Vorobyov	
  et	
  al.	  (2014) の続き	  Vorobyov et al.: The eﬀect of external environment
101001000 10100

0.13 Myr

1000 10100

0.18 Myr-2

Gas surface density (g cm )1000 10

100

10
1
0.1
0.01

0.21 Myr

0.22 Myr

0.25 Myr

0.23 Myr

100
10
1
0.1
0.01

10

100

1000 10100

1000 10100

1000 10

1e+4

1000

0.2 Myr0.19 Myr

100

100

1000

Radial distance (AU)Fig. 8. Time series of azimuthally averaged gas surface density profiles (Σ, solid lines) showing the time evolution of
the cavity in model 5.
come fully developed by t = 0.19 Myr, with the maximum
contrast in Σ between the lowest value in the cavity and the
maximum values in the inner and outer disks on the orderof 900 and 40, respectively. As time progresses, the cavity
moves closer to the central star because the matter from theouter disk flows through the cavity onto the inner disk, ex-Centrifugal radius, Rcf (AU)

1000

1e+3
1e+2
1e+1
1e+0
1e-1
1e-2
1e-3
100

1000
Radial distance (AU)10000