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 29個のTTS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ü ⾚外領域の輝線の線幅は観測結果よりも約80km/s狭い
ü 逆P-Cygniプロファイルの割合が90％と⾮常に⾼くなってしまた（観測に⽐べ）
ü 乱流、回転、⾚⽅偏移吸収の影響は、いずれも単独では観測との不⼀致を説明できない
しかし、これらを組み合わせることでモデルの精度が向上する可能性がある

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
⽔素輝線（Hα, Paβ, Paγ, Brγ）

55: Hydrogen emission from accretion and outflow in T Tauri stars
The hydrogen line profiles
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profileを4 typeに分類
1. Type I : 対称的なprofiles
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
右図：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

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 !""磁気圏の最⾼温度 𝑇!""あるパラメータスペースでの合成 line profiles

55: Hydrogen emission from accretion and outflow in T Tauri stars
質量降着率 𝑀̇ !""・降着率が⾼いほど線幅と強度が⼤きくなる・Hαの線幅はStark broadeningが⽀配的--> 降着率 1e-7, 磁気圏温度 9500Kでは±1000km/sのwingが⾒られる
・⾚外の輝線ではStark broadeningが影響しない--> 強度と等価幅が降着率と温度に⽐例して⼤きくなるのに対し、FWHMはほとんど影響を受けない

磁気圏の最⾼温度 𝑇!""・磁気圏の温度が⾼いほど強度が⼤きくなる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がsynthetic emission linesのタイプ毎の割合を⽰す
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%
p 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
p 乱流の効果を考慮したFWHMとHarf width at 10% maximum(HW10%)の結果（右図）
星マークは観測結果
p 乱流を考慮すればPaγなどの⾚外領域の輝線は再現可能
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
Idea 3：⾮軸対称な降着p 降着流が⾮軸対称であると仮定し、blue shifted成分だけを⽤いて再評価する
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 コアやフィラメント構造は星形成過程において重要ü 最新の⼿法(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＝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 (Menʼshchikov
2021b)

57: Herschel investigation of cores and filamentary structures in the Perseus molecular cloudp 総質量
Perseus North ~5e3 Msun, Perseus South ~7e3 Msun
p 柱密度のprobability distribution function (PDF)
ピーク付近は放物線でよく近似できる
⾼密度側はpower-law; North側の傾きは-2.55, South側の傾きは-1.8
à 南側がより⼤量のガスを持っている57: Herschel investigation of cores and filamentary structures in the Perseus molecular cloudp SED fittingでコアの物理量(質量、温度、光度...)を決定
p 同定したコアを４つに分類
Unbound starless core, Candidate prestellar core, Robust prestellar core, Protostellar core
ß Boundしているかどうかはcritical Bonnor-Ebert sphereと⽐較して決定（詳細はKonyves et al.
2015）

p 各物理量の中央値
ダスト温度 12.48K, コア質量 0.16Msun, Lbol 0.06Lsun, コア半径 40.28arcsec

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

各物理量の相関p ⻘：Robust prestellar corep ⿊：Candidate prestellar corep 緑：Unbound corep ⾚：Protostellar corep 温度と質量(a), M/LとM/T (d)には相関が⾒える
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
à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 左列：北側、右列：南側
p 上段：柱密度 - 線質量p 下段：柱密度 - フィラメント幅p フィラメントの柱密度が⾼いほど線質量も⼤きい
p フィラメントの幅は柱密度と相関がなさそう