星形成ゼミ
担当：SFN #317（32-41）
2019/06/28
竹村英晃（総研大M2）

32.The Inner Disk and Accretion Flow of the Close Binary DQ Tau
33.Rapid destruction of protoplanetary discs due to external photoevaporation in starforming regions
34.Revealing dust segregation in protoplanetary discs with the help of multi-frequency spectral index maps
35.The dispersal of protoplanetary discs I: A new generation of X-ray photoevaporation models
36.A tale of two clusters: dynamical history determines disc survival in Tr14 and Tr16 in the Carina Nebula
37.ALMA reveals a pseudo-disc in a proto-brown dwarf
38.Massive star formation via torus accretion: the eﬀect of photoionization feedback
39.ACRONYM III: Radial Velocities for 336 Candidate Young Low-Mass Stars in the Solar Neighborhood,
Including 78 Newly Confirmed Young Moving Group Members
40.Unlocking CO Depletion in Protoplanetary Disks II. Primordial C/H Predictions Inside the CO Snowline
41.Line Ratios Reveal N2H+ Emission Originates Above the Midplane in TW Hydrae

37

概要

http://adsabs.harvard.edu/doi/10.1093/mnras/stz1032
http://arxiv.org/pdf/1904.06418• ALMAによる12CO(J=2-1)と1.37 mm連続波の観測• Photo-brown dwarf(Mayrit 1701117)の周りにpseudo-discが存在する観測的な証拠を初めて発見。
• シミュレーション、模擬観測と実際の観測結果の比較（形状、速度構造、物理状態）• 分子雲コアの収縮でBDを作るモデルが観測結果と合った。

背景• BDの形成シナリオとして、以下の2つが考えられている。
• 低質量分子雲コアの収縮（太陽質量程度の星形成メカニズムと同じ）• disc fragmentation + ejection• 分子雲コアの収縮で低質量星が形成されるとすると、（コアの磁場に平行な軸について対称な）数1000AU程度のpseudo-diskが形成されることが期待される(e.g., Tomisaka 1998; Mellon & Li 2009; Machida et al. 2009)。

• Class 0/Iの星の周りではpseudo-discが発見されている(e.g., Yen et al. 2011; Davidson et al. 2011;
Takakuwa et al. 2012)。

• Photo-brown dwarfの周りではpseudo-discは発見されていない。
pseudo-disc• ディスクのような形をした、infalling envelopeであり、磁場（ローレンツ力）によって形成される。

• ケプラー回転よりも遅い速度で回転しており、Keplerian discはpseudo-discに埋もれている。

Mayrit 1701117• σ Orionis clusterにある（距離：410 60 pc）。
• Herbig-Haro Jetが検出されている(Riaz et al. 2017)。

観測1.37 mm連続波、12CO(2-1)、para-H2CO 3(0,3)-2(0,2)、N2D+(3-2)、C18O(2-1)でemissionを検出。

分解能~ 0.4”~155 AU
M1701117のサイズ~ 0.7”~270 AU~ 0.4”

質量Mdust =Fν d2

Mdust = 0.21 ± 0.1 MJup

Bν(Tdust) κ1.37mm• 1.37 mm連続波が光学的に薄いと仮定
2 −1
κ
=0.0218
cmg• ダストのopacity 1.37mm

νκν = 0.1 ×( 1012 )β• T = 10 K

[cm2 g−1],β=1

ガスダスト比を1:100とすると Md+g = 20.98 ± 1.24 MJupSCUBA-2 850μmの観測からは Md+g ∼ 36 MJup (Riaz et al. 2015)
分解能が悪いために、周囲の物質の質量もまとめて導出していた。
T = 20 K とすると、Md+g = 8 MJupSED
SEDの222μmでの傾きから進化段階(Class)を推定できる• M1701117の傾き：0.67 0.02

• Class 0/IとClass IIの境界：0.3• M1701117はClass 0/Iの天体• Class 0/Iの中でさらに分類するためにStageを考える
Stage 0：Mdisk / Menv ≪ 1 & Mcircum / Mstar ∼ 1

Stage I：

0.1 < Mdisk / Menv < 2 & Mcircum < Mstar

envelopediscstellarcomponents(Whitney et al. 2003; Robitaille et al. 2006)
M1701117
pseudo-discの質量 Mcircum ∼ 0.02 M⊙
中心星の質量 Mstar ∼ 40 MJup ∼ 0.04 M⊙

Mcircum / Mstar ∼ 0.5(赤外線の観測とBaraﬀe et al. 2003のモデルより)Riaz et al. 2015より Mdisk / Menv ∼ 0.002• 星周円盤の質量が小さい• 近く(~ 0.3 pc)にB型星が存在する

モデル：Riaz et al. 2015
Stage 0とStage Iの間にいる（円盤から中心星に物が落ちている状態で、最終的な質量には至っていない）

もうすぐ、最終的な質量(< 0.08 M◉、sub-stellar limit)に達し、M1701117はBDになる。

SED
SEDの850μmと1.37mmにかけてを直線で近似した時のベキ αβα≈β+2The opacity law κ ∝ ν ,envelope

M1701117のべきは、2.1 ( = α)• 低質量 Calss 0/I 星のベキ2.4と一致• 光学的に厚い（Keplerian discと星周円盤）• 光学的に薄いenvelopeのべきは3.5-4

discstellarcomponents

β ∼ 0.1• pseudo-diskの中でダストの成長が起こっている• ISMでは β ∼ 1.7 、ミリメートルサイズのダストでは β < 1• pseudo-discの内部に熱い円盤が埋もれている• 低質量 Calss 0/I 星では β ∼ 0.3 − 2.0• さらに進化したT Tauri、Herbig Ae/Be discでは β ∼ 0.5 − 1.0

モデル：Riaz et al. 2015

速度構造CO

PV図(CO)DiskJet-1)、(-0.24”, -1.9km s-1)
ピークは(+0.26”,+1.7kms•
Disk• ~0.5”よりも広がったemissionがない。
• 外側に広がったinfall envelopeが存在しない。

PA~55°(dust, こちらを採用)
PA~45°(CO)ほぼ、edge-on(inclination ~60°-70°)-1)、(-0.034”, -1.9km s-1)
ピークは(-0.037”,+1.5kms•
Jet• 広がった構造が存在しない(atomic jet ~0.26 pc)。
• 分子のoutﬂowはとてもコンパクト。

COラインのモデリング物理的 / 化学的な3次元輻射輸送モデルより、観測結果に合うものを探す。

• 速度方向の広がり（ 2 km/s）と空間方向の広がり（ 77-96 AU）を再現できるか調べる• コアの重力収縮、disc fragmentation、単一星/連星周りのKeplerian discの3つのモデルを考える• ALMAのビームサイズ~0.4”にスムージングして、観測結果と比較
コアの重力収縮disc fragmentation• 3D MHDシミュレーション• SPH code(Hubber et al. 2011ab)• 3D resistive MHD nested grid code • BDとディスクの質量はそれぞれ& a barotropic equation of state• 初期のセットアップはMachida et al.
(2008; 2009; 2014)と同じ• pre-stellarコアの段階からBDの形成後0.1Myrまで計算• 30,000-40,000yr後にinfalling envelopeがpseudo-discに進化した

42 MJup、20 MJup

• Solar-type starの周りのディスクの不安定によって形成され、放出されたとする• 放出は2-3 kyr後に起き、その後さらに23 kyr計算

単一星/連星周りのKeplerian disc• SPH code(Hubber et al. 2011ab)• 単一星の周りのKeplerian disc
• 中心星(M型星)とディスクの質量はそれぞれ350 MJup、20 MJup

• 半径は90 AU• 連星周りのKeplerian disc• 175 MJupのM型星2つからなる連星系• ディスクの質量と半径はぞれぞれ
20 MJup、90 AU

コアの重力収縮 観測結果とよく一致

密度

Tkin

速度アバンダンス

Disc fragmentation

観測結果と合わない

密度

Tkin

速度アバンダンス

単一星/連星周りのKeplerian disc

観測結果と合わない
単一星周りのKeplerian disc

密度

速度

連星周りのKeplerian discTkin

アバンダンスコアの重力収縮モデル(CC)について詳しく• M1701117がStage0とStageIの間にあることと、infalling envelopeとKeplerian discの間にpseudo-discが見つかったことはconsistent• ~2%のCOがdepletionを起こしている。
• CCモデルから求めたH2の柱密度は4.2 1022 cm-2（体積平均）• 1.37mmの観測から求めたH2の柱密度は4.1 1022 cm-2
• Class 0/Iのproto-brown dwarfでは~50%-80%(Riaz et al. 2019)• jetと内側の密度が高いenvelope相互作用によってダストに凍りついているCOが気相に現れている• KDが内側(<0.05”)のみに存在していることとconsistent• jetの方向にはCO分子はほとんど存在していない• ショックのknotや、jetと内側のenvelopeとの相互作用によってい生じたclumpが少し存在する

COの積分強度図
KD：Keplerian disc
PD：pseudo-disc
IE：the inner envelope

38

https://arxiv.org/pdf/1904.11994.pdf

概要• トーラスに埋もれたディスクからの中心星への質量降着についてRHDシミュレーションを行った。
• HII regionの進化を追った結果、3つの進化段階を経て進化していくことが確かめられた。
• 完全にtrapされたHII region（円盤からの質量降着：可）• トーラスの方向にはtrapされ、極方向には広がったHII region（円盤からの質量降着：可）• 全方向に広がったHII region（円盤からの質量降着：不可、星の質量決定）

背景• 大質量星の形成過程、どのようにして中心星に大きな質量を与えるのかはわかっていない。
• 近年は、ディスク経由で中心星に質量を降着させると考えるのが主流(e.g. Haemmerĺe et al. 2016; Jankovic etal. 2019; Harries et al. 2017; Kuiper & Hosokawa 2018)。

• 球対称な降着では、星の質量が~40 M◉程度で輻射圧によって降着が止まってしまう。
• Ionizing radiationによっても質量降着が止まってしまう。
• 大質量星のケルビンヘルムホルツ時間は、現実的な降着率で星が最終的な質量にまで成長するのにかかる時間よりもずっと短い。

• 大質量星を作るためには、中心星で核融合が始まった後も質量を降着させ続けなければいけない。
円盤降着シナリオにおける電離(HII)領域の3つの進化段階 Keto et al. (2007)
電離領域の表面（広がり）は、重力と圧力勾配の釣り合いで決まる。

• 完全にtrapされたHII region• トーラスの方向にはtrapされ、極方向には広がったHII region• 全方向に広がったHII region
このことをシミュレーションによって確かめる

計算
Hydrodynamical only(HD)Hydrodynamics and ionizing radiation(RHD)• 各半径でケプラー回転している円柱からスタート• Monte Carlo based radiation hydrodynamics code

• 中心から0.01 pcにはマスクを置き、中心星の進化は考えない• 中心星はpoint sourceとして、等方的に放射• 50,000年計算し、RHDシミュレーションの初期条件とする• 完全に電離したガスの温度を8,000K、中性ガスの温度を500Kとする• 計算している範囲外からの質量の流入はBondi-like• 無限遠での密度としてISMの密度を適用∂ρ+ ∇(ρv) = 0∂tGM★
cs2∂v+ v ⋅ v∇ +∇(ρ) + 2 er = 0∂tρr• 一部が電離したガスの温度は電離度と温度が比例すると仮定• マスクの内部は完全に電離しており、九州は一切しないとする• 中心星の真のLuminosityはシミュレーションで用いた値＋マスク内部での吸収によるオフセットSI

C：re-scaling factor∂ρC+ ∇(ρv) = 0( ∂t)

HII領域の外側

αB2Q(★)=
ρ(x)dV
Potoionizing
Luminosity
HCGM★
mH2 ∫S0
cs2∂v
C+ v ⋅ v∇ +∇(ρ) +e=0r2( ∂t)ρr2mH QH(★)
HII領域の内側
Bondi Luminosity QHB =4 R3αB ρB2 M★
BRecombination rate@8000K

αA = 4.896 × 10−13 cm3 s−1−133 −1α=1.773
×10cmsRecombination rate to the ground state 1

基底状態より上の準位へのRecombination rate

αB = αA − α1HDシミュレーション
トーラスの幅

密度

接線速度

角速度

中心星の質量が大きくなるとトーラスは薄く、密度が高くなる
ボンディ半径M★=35M◉の密度分布と密度プロファイル（水色の範囲がトーラス）

HDシミュレーション
ρdiskη=ρpolarToomreのQパラメータ

中心星の質量が大きくなると、トーラスの密度が極方向の密度に比べて大きくなる

横線はそれぞれのボンディ密度においてQ=1を表す

RHDシミュレーション

ρB = 10−19 [g cm−3]−3QHB = 2.13 × 10

完全にtrapされたHII region

75%電離ρB = 10−2050%電離−3[g cm ]mH2 QH(★)
QHB =4 R3αB ρB2 M★
B25%電離ρB = 10−21−3[g cm ]QHB = 0.273

QHB = 2.13

トーラスの方向にはtrapされ、全方向に広がったHII region

極方向には広がったHII region

RHDシミュレーション

75%電離50%電離25%電離トーラスの方向にはtrapされ、極方向には広がったHII 領域となるための条件

密度のプロファイル

QHCL < QH < QHCH

Critical radius(~ sonic radius)を電離するのに必要なLuminosityの最大値と最小値
2CHQH
ρdisk∝
CL( ρpolar )QHSIαB∵ QH(★) = 2ρ 2(x)dV,mH ∫S0(∼η2ρdisk
η=ρpolar )• HII regionの内側では、物質が中心星に降着する• 外側の物質はHII regionの表面を超えて中心星に降着できない• HII領域が全方向に広がる段階になると、質量降着
QHB = 2.13

inﬂow

outﬂow

が止まり、星の最終的な質量が決まる32

https://arxiv.org/pdf/1904.06424

33

http://adsabs.harvard.edu/pdf/2019MNRAS.485.4893N
http://arxiv.org/pdf/1902.11094

34

https://arxiv.org/pdf/1904.05251

35https://arxiv.org/pdf/1904.02752.pdf

38

https://arxiv.org/pdf/1904.11994.pdf

39

https://arxiv.org/pdf/1904.07193.pdf

40

https://arxiv.org/pdf/1904.10422.pdf

41https://arxiv.org/pdf/1904.09303.pdf