星形成ゼミ(2017/12/08)

SF Newsletter299 No. 21~25
徳田一起(大阪府立大学/国立天文台チリ観測所)

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No.

タイトル

21

The first frost in the Pipe Nebula

22

Breaking mean-motion resonances during Type I planet migration23

How do T Tauri stars accrete?

24

Harvesting the decay energy of 26Al to drive lightning discharge in protoplanetary
discs

25

The Green Bank Ammonia Survey: Observations of Hierarchical Dense Gas Structuresin Cepheus-L1251

21.

Context: Ice mantle 2つのステップで形成される (星形成領域の観測より)
1. polar ice formation (H2O rich) => 2. aplolar ice (CO rich)
本研究の目的：静かでdiffuse な領域 (Pipe nebula )で上記のシナリオをテスト=> ice mantle が最初に形成される層を調査
観測: 近赤外の分光装置 Spex at the IRTF (マウナケア）
Pipe nebula の背景にあるfiled star に対して吸収スペクトルを得る

Fig. 1 観測領域 (背景は減光マップ)
オレンジクロス: 全観測点 (計21点), 黄色クロス: 水の氷が検出できた点 (7点)

21. の続き

H2Oの吸収線 (3.0 μm) COの吸収線 (4.67 μm)
Fig.2 の一部 (3/7個)
もっとも水の氷の光学的厚みが大きい天体は、COの吸収線(4.7μm)が同様に検出できた。
H2の氷に対するCOの氷のアバンダンスは~16%で、小質量星形成領域で典型的に見られる値の半分くらいであった。
結論：COの氷の小さいアバンダンスは存在している幾つかのシミュレーションとconsisitent
初期のdiffuse phase のクラウドにおいて二酸化炭素の氷の観測は決定的な役割を果たす。
Polar と apolar 氷の形成の間のスイッチメカニズムを調査することにおいて。

21. の続き

ピークの水の氷の光学的厚みはTaurusの同じAvの領域に比べて優位に低い。
Possible explanations of the difference are(i) Pipe nebula のAv が過大評価されている (most conservative option)(ii) Pipe nebular の輻射場がTaurus よりも大きい(iii) ice mantle の生成がちょうど開始されたタイミングである22.

観測(Kepler mission)からの示唆
1. スパーアース質量の星が主星の近くに存在 (コンパクト惑星系の存在, 例: Kepler-11)
2. 平均運動共鳴(mean-motion resonance, MMR) に惑星が少ない=>1.については Type I migration で説明が可能(e.g., Hands+14)だがどうしてもMMRにトラップされてしまう。
論文の仕事: 流体シミュレーションでdisc内の2つの惑星の運動を調査シミュレーションの条件
・disc モデル (3.1 参照)
・惑星のペア5 M⊕ (軌道 1.23 au), 10 M⊕ (軌道 2.0 au)=>周期の比は2:1 より少し外している
・初期は円軌道でinclination も 0
・α viscosity をparameter 化- 0, 1e-5, 1e-4, 1e-3
・計算は~3000 yr まで実施
周期比が2:1になるまで・計算機: DiRAC (イギリス)

Fig. 1 α=1e-3, t=110 yrの時の面密度分
布(縦軸, 横軸はおそらく au)

22.の続き
α=1e-3
青: 5 M⊕緑: 5 M⊕

α=0

Fig. 5共鳴点から離れる効果はαが大きいもの
で顕著, しかしinviscid なdiscでも起こる

青: t=800 yr
緑: t=1600 yr

Fig. 2,4惑星の離心率が急激に変化する
αを小さくすると、変化は遅くなる
Fig. 6disc-palnet トルクが共鳴点(MMR)から遠ざける 黒線: ±2H/3, 黄色 : corotation region

23.

原始惑星系円盤のアクリーションrateは流体力学乱流で引き起こされる低い粘性で説明される。
粘性はα>10^-4 (流体乱流によって生じると提案されている値)=>観測されるアクリーションrate, 寿命, diskの面密度を説明
1. Minimum mass solar nebula の面密度見積もり
2. Magnetic wind によるアクリーションモデルのようなあるaccretion rate において高速に輸送されるモデル
著者らがsupport するのは前者
非重力輸送が制限されている間は必要とされる面密度protostellar infall phase の自然な結果である。
ホール効果によって修正されうるdisk wind による非理想磁気輸送(低い粘性流体アクリーションの効果)は考慮すべき24.

コンドリュール：急激に加熱されて融解したダストaggregates の再結晶で形成された隕石=>ダストの普遍的な加熱過程はあまり理解されていない
本論文の仕事: 寿命が短い放射性同位体26Al の崩壊で放出される陽電子が高密度の小石構造を帯電させる=>雷放電がダストをflash 加熱させることを示す。
=>メカニズムは放射性物質でコンデンサーを充電する核電池と似ている
極端に高い小石密度

コンドリュール中における高いナトリウムアバンダンスから推測される加熱条件と矛盾がない。

円盤のmid-plane: ダストの質量密度>(一桁) >ガス密度 =>陽電子の放出によって帯電26Alの崩壊エネルギーが原始惑星系円盤の雷活動を引き起こす

陽電子放射による総エネルギーは、原始惑星系円盤内のすべての固体を溶融するのに必要なエネルギーに匹敵25.
他Green Bank 望遠鏡を用いたCepheus-L1251領域(距離300pc)のアンモニア輝線サーベイ
観測諸元
・望遠鏡: GBT・空間分解能32”(~0.05 pc)
・0.12 K (@dv =0.07 km/s)
・観測ライン:NH3 (1,1), (2,2)
HC5N, NC7N, CCS
Fig.1 背景: Herschel ダスト観測からの柱密度
緑枠: 観測領域, 黒コントア: アンモニア(1,1)
Dendrogram analysis (分子雲を階層構造に分ける)
leaves 22個, truck (Parents) 13個 0.9~80 Mo
ビリアル解析
Herschelのみで同定されているコアは重力的にunbound(or pressure confined)
アンモニアで同定されたものはコアはbound25. の続き

CCSとHC5Nの検出率 (ただし、アンモニアよりも少し感度が悪い)
アンモニアで同定された22個のうち・CCS 17個
・HC5N 16個

Fig. 14 中心速度が異なるコアも存在
Fig. 13 CCS, HC5Nはアンモニアよりも線幅が広い乱流層と静かな層が急激に変化しているこ=>外側の乱流層をトレースとを示唆(see also TUKH122 by Ohashi+16)