星形成ゼミ

背景• 観測• Coherent core (line widthがsubsonicになり、Bonnor-Ebert球の分布とよく似た密度分布 e.g., Goodman+ 1998, Lada & Lada 2001)• Droplets (重力ではなく外圧により束縛された小質量コア。Ophiuchus and Taurus。BE球より緩やかな密度分布 Chen+2019ab)• この論文の目的• Coherent coreには、重力的に束縛されたコアから、外圧により束縛されたコアまで様々な種類がある。
• これのcoherent coresの間の関係、またcoherent coreとpre-/protostellar coreの間の関係を知りたい。
• MHDシミュレーションでコアを追跡して、コアの物理状態の進化を調べる。

• MHD計算設定• (5 pc)^3 with periodic bound.
• Mean density ~ 430 /cc• Uniform Bz 13.5uG• 1≤𝑘𝑘𝑘𝑘≤ 2 で乱流を注入して定2𝜋𝜋常状態にする• Virial parameter ~ 1• 𝛽𝛽 ∼ 0.02

コア同定と追跡• Dendrogram (Rosolwsky+2008)• >10^4 /ccの領域• 速度から予想される位置とコアを比較して追跡• 6x10^5 yrの間に3538structureを同定• 450 tracks。このうち146が、ほかのtackと合体して、もはや一つの構造と同定できなくなる。
→ 今回はこのようなコアは省く

コアを特徴づける量機械学習
 似た性質を持つグループの同定• コアの動径分布• 複数の密度値𝑛𝑛𝑖𝑖 (51個)で等値面を書き、これを球としたときの半径𝑅𝑅eq,𝑖𝑖 を求める。

• 𝑛𝑛(𝑟𝑟)は𝑛𝑛𝑖𝑖 と𝑅𝑅eq,𝑖𝑖 から求める• 同様に速度分散の動径分布も求める• 特徴づける量 (d=106次元)• 密度分布のFWHM 𝑅𝑅c• 質量 𝑀𝑀c = 𝑀𝑀 𝑅𝑅 < 𝑅𝑅c• 速度分散 𝜎𝜎c = 𝜎𝜎(𝑅𝑅c )/ 3
• Radius of coherence 𝑅𝑅coh𝜎𝜎c< 𝑐𝑐s を満たす半径32• 運動エネルギー 3𝑀𝑀c 𝜎𝜎tot/2• 重力エネルギー −3𝐺𝐺𝑀𝑀c /(5𝑅𝑅c )Fuzzy c-means clustering で同定したグループをUMAPというものを使って二次元に可視化• Phase III  ほとんどは大きなfilamentsに存在• Phase IとII
 多くが衝撃波やより孤立したfilamentに存在• 密度分布• Phase IとIIには大きな違いがなく、Phase IIIの分布は密度分布はより急峻• 速度分散分布• 中心に向かって減少する。
• Phase IとPhase IIIは同じ程度の速度分散。Phase IIだけ中心にsubsonicなcoherent領域が存在コアの進化赤：Protostellar
オレンジ：prestellar
緑：quiescent
青：dissipating

コア進化は動的
• 85%は少なくとも一回phaseが変化するか、散逸する• 瞬間瞬間の性質でその後の進化が決まるわけではない
一般的な傾向• Short-lived Phase IかPhase II• Long-lived  Phase I, II, IIIにある• Protostarを生むコア 生まれるときは3つのphaseどれでもあり得るが、Phase IIIで最も長い時間を過ごす。
Phase間の遷移の確率• 平均寿命• Phase I  1.0 ± 0.1 × 105 yr• Phase II 1.3 ± 0.2 × 105 yr• Phase III  1.8 ± 0.3 × 105 yr

観測との比較• 観測されたコアの性質を基にUMAP上に載せる

Phase I

MHDシミュレーションから予想される確率的コアの運命

Phase III

Phase II

• 観測されたコアは総じて、３つのphaseに分布• Droplet (Chen+2019)はほとんどPhase IIにある• Phase Iにもあるけど…
• Taurus分子雲ではPhase IIに存在• Perseus, Ophiuchus, Orion分子雲では、Phase IIが少なくPhase IとIIIに多く分布• Cepheusでは、Prestellarに対応する部分に分布

まとめ• ３つの段階を同定• Phase I (turbulent), Phase II (coherent), Phase III (protostellar)• コアの進化は、スナップショットでの性質では決まらない。

• どのphaseも散逸する可能性がある。
• Short lived coresはPhase IとPhase IIに存在• Long-lived coresはどのphaseにも存在し、phase間を移り変わる。
• 原始星を作ったコアの元はどのphaseでも生まれ得るが、ほとんどの時間をPhase IIIで過ごす。

• 疑問• 現実の構造との関係があまり議論されていなかった。
• coherent coreがどうやって維持されているのかよくわからなかった。

背景• これまで15個のcircumbinary planetが発見されている。
• 15個のうち10個が、dynamical instability zone(連星による摂動で惑星がそとにはじき出される)のすぐ外に惑星が存在• シミュレーションにより、このような領域ではその場での惑星形成は難しいという示唆。
さらに乱流を駆動するparameteric instabilityも起こることが示唆され、これもその場での惑星形成に影響する。

• 一方、周連星円盤の外側で惑星を作り、内側に移動してきたことも考えられる。

周連星円盤における惑星移動 (背景)周連星円盤でできた惑星は、周連星円盤の内縁へ向かって移動する• 連星の離心率がmoderateな場合• 内縁で、正の共回転トルクが働くため移動が止まる (Masse+2006,Penzin+2021など)。

• 連星が大きな離心率を持っている場合• 周連星円盤も大き離心率を持ち、それにより惑星も大きな離心率を獲得。

• それにより中心連星よりも離れた場所で惑星移動がとまり、観測を説明できない。
• 最近の研究(Mutter+2017, Penzin+2021)では、惑星がギャップを開けるほど十分重ければ、inner cavityを円にできて、惑星がより中心まで移動できる可能性を示唆

これまでの2次元計算に限られていたことから、この論文で現実的な３次元計算をおこない、惑星移動過程を調べる。

セットアップ• ３次元計算：エネルギー方程式に冷却を入れる。

• Tirrはradmc3d計算で決める(0.1um～10umでMRN分布)。
100時間ステップごとにTirrを更新
上からと下から測定した光学的厚みの調和平均

温度• ２次元計算も行う。その場合

𝑡𝑡cool ΩK• 𝛼𝛼 = 10−3 の場合• 2Dと3Dは非常に似ている• 𝛼𝛼 = 10−2 and 0.1の場合• 3Dの方がinner cavityの半径が小さく、離心率が小さい。

2次元と3次元の違い• Inner cavitiyは、中心連星が立てるspiral waveによって角運動量が円盤に輸送されることでできる。
• Spiral waveは、冷却時間がisothermal limit 𝑡𝑡cool ≪ Ω−1 から増加すると弱まり、𝑡𝑡cool ∼ Ω−1 を超えると、adiabaticlimitに近づき、spiral waveはまた強くなる。
• 2D計算では、𝛽𝛽 ∼ 10 で、断熱的にふるまいspiral waveが強い• 3D計算では、赤道面付近で𝛽𝛽 ∼ 100となり、円盤表面で𝛽𝛽 ∼ 10−3となる。 中間的な高度ではspiral waveを減衰させる。

• 𝛼𝛼によるふるまいの違いは？