星形成ゼミ
岩﨑一成 (国立天文台)

• 従来は，icy pebbleが考えられ，破壊速度10m/sが使われてきた。
• この場合は，grainサイズはpebbleのradial driftで決まる。

• 低温環境下(<200K)では，icy dustの破壊速度が低下することが実験から示唆されていることを踏
まえ，今回は，破壊速度が小さい場合を考えた 。
• この場合は，ダストサイズは破壊速度で決まる。 乱流速度に制限• 7つの円盤についてモデルを適用して，α~10^-4程度の乱流で観測結果を説明できることがわかった(vfrag=1m/sのとき)。(IM Lupは10^-3)

• 円盤中の惑星は，赤道面にoutflowを作る。outflowの流線の形状と速度を記述する解析的公式を得た。
• St<min(10m^2,0.1)のダストは，outflowによって影響を受ける。
• mは，dimension less thermal mass = Rbondi/H• warm Spitzer missionによるmonitorによって，中間赤外線で激しい変動が観測されている。これは星の周囲にあるwarm dusty materialによるもの考えられ，planetary-scale collisionによって放出されたのでは。
• 今回は，solar-like star ASASSN-21qjを観測。地球質量の数倍から数十倍の２つの惑星が衝突したというモデルと整合的可視光と赤外線のlight curveの比較• 可視光の他波長測光観測 深さの波長依存性が，サブミクロン粒子による減光によるものと整合的

可視光の測光データ(Vband)赤外線(W1とW2band)のfractionalflux increase
赤外線(W1とW2band)から見積もった
色温度

星の寄与

• 可視光減光から，900日前に，赤外線で増光•

W1 (3.8um)で，0.4 magnitudes とW2 (4.5um)で 0.8 magnitude•

色温度を見積もると，1000 ± 100K程度。

••

赤外線フラックス(W1とW2)は時間とともに減少しているが，色温度はおおよそ一定
最大光度は0.04 L☆，放射領域は0.01 au^2～(750Rearth)。衝突で加熱された放射源が0.1auのサイズにとどまっている。

• 一つの説明は，「中心星から2auから16auで，super-Earthか，mini-Neptneサイズ同士の衝突による結果を見ている」
giant impactはenergeticな現象•生成されるデブリ量•
典型的には衝突した質量の1%程度。中心星の周回する。
•
衝突によって溶解・蒸発する。
•
dropletの剪断と，蒸気の冷却＆凝縮により小さいダストが形成。サイズ分布はよくわかっていないが，サブミクロンから0.1m程度。
•
optical depthの波長依存性からサブミクロンダストが支配的•衝突によるトルクで，高速回転する
 衝突前の惑星よりもサイズが大きくなる

可視光プロファイルから衝突後物質の速度と軌道長半径の制限
curtain model (Kennedy et al. 2017)• 一次元的に伸びたcloudが星からの光を減光する。フラックスの時間変動から，cloudの速度を制限する。
•𝑢𝑢 = 𝑅𝑅/𝑅𝑅∗• cloudの端が星の中心の中心を通り過ぎるときにfluxの時間変動が最大となる。
 速度の下限 7.5 km/s (sharp edgeの仮定をしているので，実際は有限の幅があることを考えると下限値)
 16 auよりも内側SPHシミュレーション• 25Mearthを45.77km/s(1.4vesc)で衝突させる。
• 22% rock, 67.5% water,10% H/He
• 2.1x10^6 particles• 衝突によって形成された天体は，数百太陽半径に広がる。

• ただ，粒子数が少なくて，計算の都合上設定した最小密度(smoothing lengthが長くなって，近傍粒子が多くなりすぎないように)になってしまっている。

• ただ観測を説明できるような計算ではないと思われる。

post-impact bodiesのサイズと，Hill半径＆Bondi半径の比較＆冷却過程の調査• 衝突後天体は，Hill球の中にいないとダメ(衝突後天体の重力が中心星重力より強い)•

そうでないと膨張する (0.1au/cs(1000K) = 60 days)• Bondi radius内の蒸気だけ，衝突後天体に束縛され，マイクロサイズダストになる

観測された
fluxによる制限• 図a•

2.4 auより外では，Earth-massより重い衝突後天体のHill半径が，赤外線フラックスで見積もられた放射領域を説明するのに十分な大きさになる。
← 衝突前天体の1%のダストができたとすると，このくらい• 図b•

面密度分布を仮定して，放射冷却過程によるフラックスの時間変動を解く•

初期に7Rsun, 1000Kとする(観測から)。破線はRemitで密度を0にしたもの(Remitの値は結局論文中で見つけられなかった…)。

•冪が小さい，つまり物が外側にたくさんあれば，観測と同程度の時間fluxを維持できる。

• 分子雲の主要構成要素のH2の量を測定することは難しい
 12COの積分強度から見積もる• Xcoの見積もり方• CO luminosity vs virial mass (Scoville+1987, Solomon+1987)• CO luminosity vs visual or infrared extinction (e.g., Frerking, Langer & Wilson 1982)• CO luminosity vs X-ray absorption (e.g., Sofue & Kataoka 2016)• CO luminosity vs dust emission (e.g., Planck Collaboration XIX 2011)

New method (Sofue & Kohno 2020)
12COと13COの相関からXcoの変動を考慮して分子雲質量を見積もる• 励起温度を，光学的に厚いと仮定した12COから見積もる• 13COの光学的厚みを見積もる• 12COと13COの励起温度は同じと仮定• 13COの柱密度を見積もる• H2と13COの組成比からH2柱密度を見積もる (Y13CO = (5±2.5)*1e5)• 速度毎に微分柱密度を定義

SCL_13LとSCL_12Xの相関

SCD_12X• FUGIN CO surveyの結果を使う。8個のGMC• SCL_12Xは，SCL_13Lが大きくなると増加が鈍化。鈍化の大きさは領域に依存• fitting formulafittingから
𝛼𝛼 = 0.3 − 0.54,
SCDc = 1.6 − 4.4 × 1021 cm−2 K km s −1 −1

各領域で似たような相関 opacityや内部構造・観測の分解能に依存しない

SCD_13L

Xco factorの分布
SCL_12とSCL_13の相関から逆にXcoを求める

 Xcoの値は(0.9-5.0)x10^20 cm−2 K km s −1 −1
 12COピーク強度とXcoは反相関 輝度温度Tb(12CO)が増加すると，Xcoは単調に増加
し，Tb(12CO)>20で，2x10^20に落ち着く dense coreにおける12CO intensityのsaturationに対応しているかも
全てのGMCでの平均のXcoは，(2.17 ± 0.27) × 1020 cm−2 K km s −1 −1
Xcoには空間的な変動があるが，平均値は別のトレーサーを使った値の間の差と整合的

議論とまとめ• Xcoの変動の原因• 12CO (J=3-2/1-0)強度比 は，Tkinとn(H2)による。Xcoと12CO強度比の間には明確な相関がなかった。
 Xcoの変動は単なる温度と密度の変動によるものではない• 一定のY13CO=N(13CO)/N(H2)を使っているためか• Xcoの銀河半径分布• Xcoは銀河半径とともに増加する。金属量の低下のせいだと考えている• Arimoto, Sofe & Tsujimoto (1996)の結果よりも大きい• R<2pcにデータがないことと，8kpcでの規格化の影響か

連惑星系形成シミュレーション• 2, 3, 4, 5 個の惑星をencounterさせる。潮汐による散逸の大きさはパラメータ。
重力不安定性によってできた惑星を想定しているらしい。初期条件にどうGIのことが考慮されているのか，いまいちわからなかった。

• 褐色矮星の近赤外での変動 L dwarf (1300K~2500K)，T dwarf (400K~1300K)• L5からT8までの18天体をモニタリング。
• young L and T dwarfsは，field objectsよりも変動がある確率が高い• young T dwarfで変動をもつ割合は，56+20-18 percentで，field Tdwarfは25+8-7 percent• ただ，この割合の違いは1σなので，より多くのサンプルが必要• L1512 starless core
• コアスケールによく揃った磁場があり，大スケールの磁場の方向と整合的• 化学解析により，1.4 Myrより古いことが示唆されている。
• DCF法を用いて磁場強度を推定した結果，L1512はsuper critical (λobs = 3.5±2.4)• infall motionが見えないこと，振動するenvlopeがあることと不整合