SFN#353 55-60

原⽥直⼈（九州⼤学）

55

Hydrogen emission from accretion and outflow in T Tauri stars

56

Revisiting The Mass-Size Relation Of Structures In Molecular Clouds

57

Herschel investigation of cores and filamentary structures in the Perseus molecular cloud58

Modelling the secular evolution of proto-planetary disc dust size ‒ A comparison between theviscous and magnetic wind case59

The Ages of Optically Bright Sub-Clusters in the Serpens Star-Forming Region

60

Accretion variability of the multiple T Tauri system VW Cha

ü T Tauri stars (TTS)で⾒られる⽔素輝線を理解したいü TTS 29天体の⽔素輝線（Hα, Paβ, Paγ, Brγ）のアーカイブデータを⽤意ü 放射伝達コードTORUSを⽤いてT Tauriモデルの合成Hα, Pa β, Pa γ, Br γ輝線を作成
ü 合成Hα線の結果は観測結果と整合的だが、それ以外がまったく合わないü 乱流、回転、⾚⽅偏移の吸収の影響を考慮すると、モデルの精度が向上するかも

55: Hydrogen emission from accretion and outflow in T Tauri stars

p 観測天体29 T Tauri stars (TTS)ß 降着率は４桁程度の幅がある
p 観測機器VLTʼs X-Shooterp 観測輝線n波⻑

Hα2-3656.28 nm

可視光

Paβ3-51.281 µm

近⾚外Paγ3-61.093 µm

近⾚外Brγ4-72.165 µm

近⾚外55: Hydrogen emission from accretion and outflow in T Tauri stars
T Tauri星 29天体分のスペクトルp 上から順にHα, Paγ, Paβ, Brγ55: Hydrogen emission from accretion and outflow in T Tauri stars
Reipurth et al. (1996)に倣い、プロファイルを４タイプに分類
1. Type I : 対称的
2. Type II : two peaks, ２番⽬のピーク強度がメインピークの強度の半分以上
3. Type III : two peaks, ２番⽬のピーク強度がメインピークの強度の半分以下
4. Type IV : sub-continuum absorption＊⾮対称成分がblue/redのどちら側あるかで更に分類
IV BはP-Cygni profilesと同等, IV RはIPC profilesと同等

55: Hydrogen emission from accretion and outflow in T Tauri stars

各タイプの割合（分類が困難なものは除外）
p 最も多いのはtype I
p ⾚外のlineで２番⽬に多いのはtype IV-R
ß 先⾏研究の結果と⼀致
e.g., Folha & Emerson (2001)＊ノイズのせいで分類が困難なものは除外
Hα: 0, Paβ: 10, Paγ: 14, Brγ: 18

55: Hydrogen emission from accretion and outflow in T Tauri stars
輻射輸送モデルp 輻射輸送コード TORUS (Harries et al. 2019)を⽤いてsynthetic T Tauri hydrogen emission linesを作成
p 2.5Dの軸対称なモデルを仮定
p 星、降着流、恒星⾵、降着円盤を考慮
詳細な設定については割愛

55: Hydrogen emission from accretion and outflow in T Tauri stars
質量降着率 𝑀̇ !""あるパラメータスペースでの合成 line profiles

・磁気圏温度が⾼いほど、fluxが⼤きい

磁気圏の最⾼温度 𝑇!""・降着率が⾼いほど、線幅広い＆flux⼤きい55: Hydrogen emission from accretion and outflow in T Tauri stars
質量降着率 𝑀̇ !""磁気圏の最⾼温度 𝑇!""

±1000km/sのwing!

・Hαの線幅はStark broadeningが⽀配的・⾚外の輝線ではStark broadeningの影響は⼩さいà Fluxは降着率と温度に⽐例して⼤きくなるが、FWHMはほとんど影響を受けない

55: Hydrogen emission from accretion and outflow in T Tauri stars
各天体のbest fit modelを探す
p Hαを最も良く再現できるパラメータを選択
p ⾚外のlineが合ってないß 幅が狭くはっきりし過ぎ (“structured”)

55: Hydrogen emission from accretion and outflow in T Tauri stars
観測結果とモデルの⽐較
p Hashed bars: 合成line profilesのタイプ分けの結果
p Hαの結果は概ね⼀致
p それ以外の⾚外の輝線はまったく合わないß モデルでは~98%が type IV-B/Rに分類＝ P-Cygni profilesが⽀配的だと予想
ß X-Shooterのサンプルで吸収が⾒られたのは~23%
全体的に今回の結果は観測よりも深い吸収を⽰す
profileが⾼頻度で現れてしまった55: Hydrogen emission from accretion and outflow in T Tauri stars
観測結果とモデルの違いが何に起因するか？
Idea 1：乱流による線幅のbroadening
FWHMとHarf width at 10% maximum (HW10%)の結果（右図）
p 星マーク：観測結果
p 乱流を考慮すると、灰⾊ à ⾊付き
p ⾚外領域の輝線は観測結果に近づいた
ß しかし、元々合っていたHαの線幅が⼤きくなりすぎる
ß 乱流を100km/sとしているが現実的ではない？
ß 吸収が⾒られる割合は⼤きく変わらない55: Hydrogen emission from accretion and outflow in T Tauri stars
観測結果とモデルの違いが何に起因するか？
Idea ２：回転による線幅のbroadening
p 中⼼星(TTS)が分裂速度の50%ほどの速度で⾃転していれば影響が出るが観測と合わない55: Hydrogen emission from accretion and outflow in T Tauri stars
観測結果とモデルの違いが何に起因するか？
Idea 3：⾮軸対称な降着
p 狭い線幅はred側の吸収のせいà 降着流が⾮軸対称であるという想定で、profileのblue shifted側だけで線幅を測ってみた
p 観測と合うほど線幅は広がらないが、他の効果と組み合わせれば良さそうü gets fというアルゴリズムを⽤いてPerseus分⼦雲のHershelのアーカイブデータを再解析した
ß コアとフィラメントを同定し、物理量を求めた
ü コアの質量とダスト温度、M／LとM／Tの間にそれぞれ強い相関があったà unbound starless coreからrobust prestellar coreへの進化を⾒ている
ü フィラメントの峰の柱密度は線質量(Mline)と相関、フィラメントの幅とは⾮相関
ü FWHMの中央値は0.15pcであり先⾏研究と整合的ü Prestellar coreの~70%がMline > 16 Msun/pcの超臨界フィラメントの中に埋もれていた57: Herschel investigation of cores and filamentary structures in the Perseus molecular cloudp 観測領域
Perseus分⼦雲p 使ったデータ
Herschel archive data
PACS 70, 160μm (Poglitsch et al. 2010)
ß beam size: 8.4, 13.5ʼʼ
SPIRE 250, 350, 500μm (Griffin et al. 2010)
ß beam size: 18.2, 24.9, 36.3ʼʼ
p 解析⼿法gets f というアルゴリズムを使ってコアやフィラメント状構造を同定 (Menʼshchikov2021b)

57: Herschel investigation of cores and filamentary structures in the P⽔たた素tl(⾒輝をtc(⾒⽔ti(⾒e⽔t (⾒57: Herschel investigation of cores and filamentary structures in the Perseus molecular cloudp 重⼒の⽐較NorthSouth

Mass (>3σ) [Msun]

1.8e3

3.3e3

Reff [pc]

2.8

3.2$
Ω [𝛼𝐺 𝑀!"#
pc %& ]

1.2e6

3.4e6

p YSOの数の⽐較
北側: 69, 南側: 153（南側のほとんどはClass II/III）
単位⾯積あたりのYSOの数はOrion B以上、Ophiuchus以下 (Pokhrel et al. 2020)
p ⾼密度領域でのダスト温度の⽐較
北側: 20-24K, 南側: 14-15K
à power lawのベキを含め、これらの傾向は分⼦雲の南北の進化段階の違いを⽰している

57: Herschel investigation of cores and filamentary structures in the Perseus molecular cloudp SED fittingでコアの物理量を決定
p 同定したコアを4種に分類
・Unbound starless core・Candidate prestellar core・Robust prestellar core・Protostellar core
＊臨界Bonnor-Ebert球と⽐較してbound/unboundを判定 (Konyves et al. 2015）

57: Herschel investigation of cores and filamentary structures in the Perseus molecular cloud
各物理量の中央値
p ダスト温度 12.48K
p コア質量 0.16Msun
p Lbol 0.06Lsun
p コア半径 40.28arcsec
Perseus分⼦雲までの距離 ~294pc

57: Herschel investigation of cores and filamentary structures in the Perseus molecular cloud
各物理量の相関・⻘：Robust prestellar core・⿊：Candidate prestellar core
・緑：Unbound core
・⾚：Protostellar corep 温度と質量(a), M/LとM/T (d)には相関が⾒える
ß March+ (2014, 2016)と整合的(Taurusの観測)à星間輻射場をより遮蔽できる環境
で、温度が下がり質量が上がる
p Luminosityと質量・温度の間には相関がない？

57: Herschel investigation of cores and filamentary structures in the Perseus molecular cloud

フィラメントの同定
p Backgroundとfilamentの峰の柱密度のコントラスト C を0.5以上に設定
p ⻑さを0.2pc以上に設定
à 北側で162個、南側で229個のsegment (filament?)を同定

57: Herschel investigation of cores and filamentary structures in the Perseus molecular cloud
フィラメントの物理量p 左列：北側、右列：南側のフィラメント
p ⾚：C > 0.5, L > 0.2pcの条件を満たすもの
p ⻘：同定されたすべてのsegments
北側のフィラメントの物理量の中央値
p ⻑さ 0.32 pc
p 幅 0.17 pc
p 線質量 8.66 Msun/pc
南側のフィラメントの物理量の中央値
p ⻑さ 0.34 pc
p 幅 0.12 pc
p 線質量 8.08 Msun/pc
南側の⽅が線質量の中央値は⼩さいが、超臨界フィラメント(Mline > 16Msun/pc)の数は多い57: Herschel investigation of cores and filamentary structures in the Perseus molecular cloud
フィラメントの物理量の相関p 上段：柱密度 - 線質量p 下段：柱密度 - フィラメント幅p 柱密度が⾼いほど線質量も⼤きい
p 幅は柱密度と相関がなさそう

北側

南側