• Star Formation Newsletter No.303 #9-18: 長谷川 大空
9. Chemistry of a newly detected circumbinary disk in Ophiuchus

10. The emergence of the galactic stellar mass function from a non-universal IMF inclusters

11. The ALMA-PILS survey: The Sulphur connection between protostars and comets: IRAS
16293‒2422 B and 67P/Churyumov-Gerasimenko
12. A revised distance to IRAS 16293‒2422 from VLBA astrometry of associated watermasers

13. 2MASS J13243553+6358281 is an Early T-Type Planetary-Mass Object in the AB
Doradus Moving Group

14. Three-dimensional structure of the Upper Scorpius association with the Gaia first data
release15. Velocity-Resolved [CII] Emission from Cold Diffuse Clouds in the Interstellar Medium
16. Massive, wide binaries as tracers of massive star formation

17. Is the spiral morphology of the Elias 2-27 circumstellar disc due to gravitational
instability?

18. Discovery of New Dipper Stars with K2: A Window into the Inner Disk Region of T TauriStars

17. Is the spiral morphology of the Elias 2-27 circumstellar disc due togravitational instability?

概要：• ALMAでの観測により、Elias 2-27に、半径~300 auに及ぶ巨大な2つの腕構造が発見された• 円盤形成早期の段階ではaccretion diskが充分存在し、円盤はself-gravitatingな系。充分円盤が存在するため、重力不安定が円盤進化において重要な役割を果たす• Elias 2-27はClass II天体にもかかわらず、依然self-gravitatingと考えられるほど円盤はmassive• 重力不安定によりspiral構造ができたのか検証するため、SPHシミュレーションを実行• その結果、自己重力による進化だけで説明しようとすると、許されるパラメータ空間は非常に狭い• したがって外場による摂動、例えば星同士のencounterにより円盤が形成されたと考える方が良いのではないかElias 2-27
• 中心星の質量: 0.6 Msun
• 円盤の質量は〜0.04‒0.14 Msun
• Gas-to-dust ratio=0.01と仮定すると、
disk-to-star ratio q~0.24
Ø この円盤は重力不安定• Meru et al.(2017)やTomida et al.(2017)は重力不安定によりspiral構造ができうることを示した• 重力不安定によりspiral構造が許されるパラメータを調べるため、SPHシミュレー
ションを実行

シミュレーションと観測とを比較するため、maskingが施されている

• disk-to-star mass ratio q、metallicity、external irradiationによる円盤の最低温度Tminを変化させSPHシミュ
レーションを実行• 主星質量= 0.6 Msun、円盤は10‒300 auに分布• 終了条件は以下の3つ
Ø spiral armができ、self-gravitatingな状態 (spirals)
Ø fragmentationが起こった状態 (fragmented)
Ø 非軸対称な構造が~20 orbital periods(~50000年)経過しても成長しそうにない状態 (smooth)• protostellar diskでは固体粒子はdynamical frictionによって角運動量を失い、中心方向へ落ちていき、spiralに捕まる(dust trapping)。今回、230 GHz(1.3 mm)での観測結果と比較を行う。この場合mmサイズのdustをtraceすることになる。dustによりspiralからの輻射が強められるとして、シミュレーションに近似的に組み込む• シミュレーション結果を円盤の表面密度に落とし込
み、擬似観測を行い、maskingを施し観測と比較
Ø position angle =117.3 , inclination =55.8 ,frequency =230 GHz, bandwidth =6.8 GHz,
distance = 139 pc, 観測時間 =12 min• 上左図のみspiral構造が形成• metallicity= 1 Zsunだとradiative cooling効率が弱まり、spiralのamplitudeが低くなりring-likeになる• disk massが大きいとspiralのamplitudeも高くなる
が、fragmentationが起こりやすくなる。external
irradiationが強ければfragmentationを避けられる。
しかし強すぎるとspiralのamplitudeが下がり、spiralを検出できなくなる• dust trappingがない場合、spiralを再現するパラメータ空間は非常に狭い
左上から順に(Z/Zsun, q, Tmin/K)=(0.25, 0.325, 5), (1.0, 0.325, 5), (1.0, 0.325, 10)(0.25, 0.4, 10), (1.0, 0.4, 10), (1.0, 0.5, 10)
dust trappingの効果を入れる前の図
上図は柱密度、下図は擬似観測によるイメージ• dust trappingの効果は表面密度の高い部分と低い部分とのcontrastを高める形で表現
Ø 円盤の表面密度について、Σ(r,φ) >Σavg(r)ならば増やし、逆であれば減らしている• dust trappingを考えた場合、左図のうち多くはspiralになっている。重力不安定によるspiralを考えるならばdust-trappingの効果を考える必要がある• しかし、考慮した場合でもまだパラメータ空間は広いとは言えない。それぞれのパラメータが全て適切な値をとるときにしかspiralを形成し得ない
Ø ALMAにより観測された円盤は、numericalmodelで容易にfitできるものであり、パラメータに厳しい制限がかかるとは考えにくい• 重力不安定性により説明しようとするよりは、星同士のencounterなど、外場による摂動によってspiralが形成されたと考えるべきであろう
左上から順に(Z/Zsun, q, Tmin/K)=(0.25, 0.325, 5), (1.0, 0.325, 5), (1.0, 0.325, 10)(0.25, 0.4, 10), (1.0, 0.4, 10), (1.0, 0.5, 10)
dust trappingの効果を入れた後の図
上図は柱密度、下図は擬似観測によるイメージ