星形成ゼミSF newsle))e* +,,-. / -0

川邊
2022年11月11日

SFN 355: #1 - #6

1. Analytic Approach to the Late Stages of Giant PlanetFormation
2. Quantifying kinetic substructure in star-forinrSrLetgPrrgt iSrLetrirLFteig

1. Analytic Approach to the Late Stages of Giant Planet
Formation, Adams et al.
• 巨大ガス惑星の形成

原始惑星系円盤内の環境と惑星の種々のパラメータ種々のパラメータ(惑星、CPD)
惑星周辺で取り扱う領域: Rp < r < RH (Hill radius)
Planet Mass: Mp
Mass Accretion Rate: dMp/dt (Mdot). (~ 1MJ/Myr)
Magnetic truncation radius: Rx (disk midplane)Magnetic capture radius: Rσ (vertical point)
Outer disk radius Rd: ~ centrifugal Radius Rc
Magnetic field strength: BpSemimajor axis of forming planet: a (~ 5au)
Viscous parameter: αDensity distribution: ρ(r, θ)
Velocity field: v(r, θ)Column density: Ncol (r, θ)Surface density (steady state): Σ (r)Disk (PPD) scale height

Disk (PPD) active layer幅 (disk accr.)~ 100 g/cm2

At a = 5 au
RH ~ H ~ 2T~ 180-350
g/cm2(a =5 au)

コアへの活発なガス降着解• 星形成問題で得られているガス降着解を適用• 圧力は無視すると、Hill球に侵入したガスの塊は、惑星に向かって弾道軌道で落下（=>角運動量保存)• 角運動量を与えると弾道軌道が決まる => 速度場(式省略)も決まる。

θ0: ガス塊の初期位置(polar angle)
Ω: PPDのangular velocityè解析解と数値解
解析解

Tanigawa+2012

周惑星円盤：粘性、磁場の効果.12
粘性 (viscous accretion disk)=> CPDの定常解(column density distribution)

惑星磁場 => disk truncation
極方向からgas infallが起こる

magnetic truncation zone
magnetic capture radius

α= 0= 10^-4= 0.001=0.01
magnetic truncation radius(動圧 ~ 磁気圧)

周惑星円盤：粘性、磁場の効果212
円盤サイズ34d5と磁場)*6n78)9:n34X5

a = 0.1 AU もしくは内側 è Rd/Rp ~ 2 è < Rx/Rp
Hot Jupitorの領域では、惑星磁場があると、CPDは形成されない(一方、非常に強い 磁場の場合は、magnetic braking => 角運動量輸送)
また、粘性がない場合には、Disk accretionは起こらないので、惑星は成長しない
a= 5AUでは、M0 ~ 2 x 10-7 MJ
a= 0.05 AU では、 M0 ~ 0.2 MJ(遠心力半径内=惑星半径で得られる半径内の 質量を M0）

惑星+周惑星円盤のSED
惑星等への質量降着=> Luminosity => 輻射平衡の式から惑星表面温度Tp, Td => SED
L(planet) = L(disk accretion) + L (direct infall) + L(internal)L(disk) = L(disk surface) + L(mixing) + L(viscosity)
Planet + CPD + infalling envelope
Planet + CPD only
Mp = 1 MJ, a = 5au
Mp = 1 MJ, a = 5au ,dMp/dt = 1 MJ/Myr,dMp/dt = 1 MJ/Myr, Bp =100 gauss
Bp =10, 10^1.5, 100, 10^2.5, 1000 gaussPlanet+ CPD(attenuated)envelope

SED: a = 5 au Planet casedMp/dt = 1 MJ/Myr, Bp = 500 gauss
Mp = 0.1, 10^-0.5, 1, 10^0.5, 10 MJ(νL ν [erg/sec]

Mp = 1 MJ, 500 gauss
dMp/dt = 0.1, 10^-0.5, 1, 10^0.5, 10 MJ/Myr
0.001 Lsun

0.3 mJy (10 um)
for d=60 pc
□

SED:

星形成 ;s 惑星形成
• 粘性依存性- 粘性がない場合にはガス惑星は作れない(初期惑星コアへのガスの十分な降着が期待できない)。
- 粘性が小さくても(α~10-4)、十分CPDは維持できる。
Disk accretionでガス惑星が形成- FU Ori burst的な現象がCPD+惑星でも期待できるかは不明• 温度に関しては、PPDは温度範囲が広い。それに対して、惑星形成では100 K (CPD外縁)-1500 K(惑星表面)• 星の質量降着率は、〜 vs^3/G。惑星形成の場合は、PPD環境に大きく依存する

2. Quantifying kinetic substructure in star-forming
regions with statistical tests of spatial autocorrelation
Arnold et al.
相関がないときは、
I =0
Stellar velocities, vx, vy, sをμとして採用し、Iを計算

•••
•
•

Moran’s I statistics で空間的な運動サブ構造を定量化できるか調べた
Hierarchical vs monolithic model of star(cluster) formationを区別するためには、 サブ構造があるかどうかを調べる必要あり
ここでは、 Moran’s I statistics をN体シミュレーションに適用。異なった初期条件を与え、進化を追った。
その結果、 Moran’s I statistics が有効であることがわかった(< 6Myrの星形成領域でどちらが効果があるかを判断できる。10 Myrを超えると、monolithic model 的なサブ構造がない初期条件と合わなくなることもMoran’s I statistics で予想可能か)
Moran’s I statisticsは、初期の空間構造が消え去っても、数-10Myrを超えて、星形成の初期条件の運動構造について情報を与える

3. Parameters of the Radcliffe wave from masers, radiostars and TTs, Bobylev + (Astronomy Letters,2020)• Radcliffe wave: 2020年に発見された、太陽近傍のおよそ2kpcに及ぶコヒーレントなガスの波状構造(Alves+2020:下図参照)• Maser源やRadio Stars、YSOsを使って、z方向のamplitudeと波長、速度の変化の振幅を求めた。
• Masers: zmax=87 +-4 pc、波長λ=2.8+-0.1 kpc,
Wmax = 5.1 +- 0.7 km/s (鉛直方向の速度成分)• Gaia DR2 x all WISE: zmax=118 +-3 pc, λ=2.8+-0.1 kpc

メーザ源の鉛直位置(z)や鉛直方向の速度成分の空間方向の相関4. Synthetic polarization Maps of an Outflow Zone from
Magnetohydrodynamic Simulations
Bino, Basu, Machida et al.
• Prestellar core: hourglass形状の磁場• 一方、観測からprotostellar coreでは、複雑な構造は観測されている：回転や分子流の影響で磁場構造が歪むと考えられる• 原始星コアについて、resistive, nonideal MHD シミュレーションを実施。輻射輸送コードPOLARISを利用し、磁場マップを作成• シミュレーション結果(トロイダル磁場優勢の場合)から作成した擬似磁場マップと、Ori-KL source Iと比較。磁場の軸が、天球面から15度傾いている場合には観測をよく再現(SiO輝線が、磁場方向に沿った偏波を持つと仮定)

5. Revealing the dust grain polarization properties as afunction of extinction and distance toward NGC1893
Bijas +
• Dust Pol at optical で天球面に沿った磁場成分をトレース• I-band pol (AIMPOL) dataを使って、星形成領域での偏波率PをAvと距離dの関数として調べた。
• Av vs 偏波効率(efficiency) P/Avと、d vs 偏波”率(rate)”P/dを broken
power law 等で解析。
• P/Av は、 Av ~ 0.9 magでブレーク• P/dは、1. 5 kpc でブレーク• NGC1893領域のダストでは、2つのカテゴリーに分けられる。1)背景ダスト: Av < ~1, d~2 kp, 2) NGC1893方向にあるアーム上のダス
ト: Av > ~1, & > 2kpc
• 背景ダスト higher P/Av, but lower P/d• アームダスト lower P/Av, slightly higher P/d• High Efficiency (P/Av) => dust grain alignment
偏波”率”(P/d) => dust grainの分布6. ALMA-IMF IV – A comparative study of the main hotcores in W43-MM1: detection, temperature andmolecular composition• W43-MM1 (d=5.5 kpc): 大質量形成領域で、幾つもの大質量高密度コアと分子流が存在• ホットコアを含む高密度コアを探査し、分子組成を調べ、他のホットコアと比較した： ALMA data （scale resolution = 2500 au)を利用• 結果1: W43-MM1は、ホットコアが豊富：1つの低質量ホットコア(core#11, 2Msun)と7つの大質量ホットコア(16-100 Msun)を含む。
• 結果2: 励起温度(CH3CN)=120-160 K• 結果3: COMsのIntensity は大きくばらつく(factor~30)が、コア毎には2-3倍のintensityのばらつきを示す。大質量コアでは、おおよそ同じような励起温度と分子組成を持つことを示唆• その他の個々の結果- core#11: 輝線は比較的optically thinなので、dust cont.との比が高い- core#1 (most massive core): richer line spectrum with N-bearing moleculesand ethylene glycol- core#2: O-bearing molecules like OCS, CH3CHO, CH3OH (peakがdust と一致しない=> outflowによる氷マントルの昇華に生成を示唆)