The Star Formation Newsletter #368 15-28

原田直人（九州大学）

15. ALMA-IMF VII - First release of the full spectral line cubes: Core kinematics traced by DCN J=(3-2)
16. The role of magnetic fields in the formation of the filamentary infrared dark cloud G11.11–0.12
17. A Parsec-Scale Catalog of Molecular Clouds in the Solar Neighborhood Based on 3D Dust Mapping:
Implications for the Mass-Size Relation
18. On the survivability of a population of gas giant planets on wide orbits
19. The diverse chemistry of protoplanetary disks as revealed by JWST
20. Three-dimensional SPH Simulations of FU Orionis Star Flares in the Clumpy Accretion Model
21. Constraints on the dust size distributions in the HD 163296 disk
from the difference of the apparent dust ring widths between two ALMA Bands
22. Lowest accreting protoplanetary discs consistent with X-ray photoevaporation driving their final dispersal
23. Parsec scales of carbon chain and complex organic molecules in AFGL 2591 and IRAS 20126
24. γ -ray detection from occasional flares in T Tauri stars of NGC 2071 – I. Observational connection
25. Modelling UX Ori star eclipses based on spectral observations with the Nordic Optical Telescope − I. RR Tau
26. Multiples among B stars in the Scorpius-Centaurus association
27. The Mdot–Mdisk Relationship for Herbig Ae/Be Stars: A Lifetime Problem for Disks with Low Masses?
28. ALMA Survey of Orion Planck Galactic Cold Clumps (ALMASOP): The Warm–Envelope Origin of Hot CorinosJWSTによる原始惑星系円盤の観測• IRAS 23385+6052 (high-mass ~9Msun)• GW Lup, V1094 Sco, Sz 98• J16053215-1933159 (low-mass ~0.14Msun)

19. The diverse chemistry of protoplanetary disks as revealed by JWSTMIRI-MRS spectra
GW Lup• 若い円盤周りの典型的なスペクトルJ160532• No silicate emission• Two broad bumps due to C2H2
@ 高い柱密度 (~1021cm-2), 高い温度 (~500K)
PAHsのemissionは全天体で未検出19. The diverse chemistry of protoplanetary disks as revealed by JWSTContinuum-subtracted MIRI-MRS 14.3-17.3 μm spectra
CO2 lines• Q-branch @15μm が最も顕著• R- & P- branchも弱いが見える• Q-branchのhot bandや13CO2もいくつかの天体で検出
H2O lines• Sz 98, GW Lup, V1094 Scoで検出• J160532: a few weak lines• IRAS 23385: 未検出
H2 S(1)やHI recombination linesもいくつかの天体で検出19. The diverse chemistry of protoplanetary disks as revealed by JWSTJ160532の MIRI-MRS 13.3-16.1 μm spectrum• C2H2やHCN (weak) が検出• C6H6やC4H2もはっきり受かっている ßこれらのlineはJWSTの円盤観測で初検出

19. The diverse chemistry of protoplanetary disks as revealed by JWST

• Q-branchの形や位置から温度を制限できる
暖かいほどbroadなfeatureが見える• IRAS 23385のCO2 では低温の150Kだけが整合的19. The diverse chemistry of protoplanetary disks as revealed by JWST

議論：Diversity in chemistry• J160532のinner diskはC2H2に富む• V1094 ScoはCO2/H2Oが最低値, Sz 98も同様に低い• IRAS 23385(high-mass source)：他のT Tauri sourceと際立った違いはない (放射領域は広いが…)
GW Lupはいわゆる ”CO2-only” source (Spitzerでも強いCO2 emission ＆ 他の分子輝線は未検出)• 今回CO2の色々なlineが検出 à CO2の柱密度はSpitzerのデータを使った時より２桁高い(weaker optically thin featuresを捉えるのが大事)• JWSTでH2Oなどの他の分子も検出されたがCO2/H2Oは他の天体より依然として高い

19. The diverse chemistry of protoplanetary disks as revealed by JWST

議論: CO2 vs. H2O• CO2やH2OはOHラジカル(O + H2 à OH + H)から形成• OH + CO à CO2 + H @100-250K• OH + H2 à H2O + H @higher T• H2Oが豊富になり自己遮蔽できるようになると、H2OとCO2のバランスはH2O側に傾く
à H2Oが弱い天体はどのように解釈する？
• dust-gas比やC/O比を変えるとCO2とH2Oのどちらにも同程度の影響…
• 小質量星なら円盤表層が低温になり、H2O形成が抑制される
ß GW LupやJ160532の結果と整合的, IRAS 23385は明るいがH2O emissionが弱い• Inner diskにdeep dust + gas cavityを作る(次のスライド)19. The diverse chemistry of protoplanetary disks as revealed by JWSTDALI codeから得たH2O & CO2の2D abundanceモデル（Disk parameterは同じ Bosman+ 2022）
H2Oが弱い天体をどのように解釈する？
• H2O snowlineよりは大きく、CO2 snowlineよりは小さい半径のdeep dust + gas cavityを作る• Disk w/o cavityの場合,
𝜏!"#$%& = 1面より上にH2Oが豊富に生成• Disk w/ cavityの場合,(cavity edgeを除いて) H2O/CO2は激減

19. The diverse chemistry of protoplanetary disks as revealed by JWST

圧力バンプによるダストトラップの役割• (snowlineより) 外側でダストが留まると、H2OやCOなどが氷に閉じ込められる＝ 内側で O/H, C/H… が低くなる
J160532 diskで見えたstrong C2H2 emission• C2H2はgrain sublimationで生成hydrocarbon “soot” line は~400-500K (Li+ 21)• 他の円盤は “soot” lineが𝜏=1面の下に隠れてる？
• Accretionなどの加熱イベントが最近起こった？

21. Constraints on the dust size distributions in the HD 163296 disk from the difference of the apparent
dust ring widths between two ALMA Bands• ダストリングが圧力バンプで形成されたと思うと、大きいダストほど効率的に集まる à 長波長側でリング幅が細く見えるはず• 同じリング内でガスの物理量は同じと仮定すれば、観測波長によるリング幅の変化はダストのサイズ分布だけに寄るà モデルを作って観測波長によるダストリング幅の比(& spectral index)からダストのサイズ分布を推定する！(HD163296 diskに適用)

21. Constraints on the dust size distributions in the HD 163296 disk from the difference of the apparent
dust ring widths between two ALMA Bands
モデル• ダストサイズ分布：power lawを仮定、𝑎!"' = 1𝜇𝑚 は固定• 不透明度: DSHARP dust opacity model (Birnstiel+ 18)
Gaussian圧力バンプへのダストの集積を仮定• ガス乱流𝛼による拡散とradial driftによる集積の平衡状態… Dullemond+ (2018)• 𝛼 ⁄St ≪ 1 を仮定すると、Stはダストサイズに比例するので…

21. Constraints on the dust size distributions in the HD 163296 disk from the difference of the apparent
dust ring widths between two ALMA Bands

リング中心を基準としたoptical depthの空間分布のモデル

サイズ分布などは与えたので上式を数値的に解く(top panel; 𝑎!() = 10cm)• Band4/6(破線/実線) ＆ ベキpの比較• Band4の方がnarrow ß 長波長の方が大きなダストをトレース• pが極端な場合、最大/最小サイズのダストの寄与が支配的になる
à 違いは見えにくくなる21. Constraints on the dust size distributions in the HD 163296 disk from the difference of the apparent
dust ring widths between two ALMA Bands

Spectral index 𝛽• リング中心で最小• Peak opacityを持つダストサイズが支配的な所で最大• リング中心の𝛽はベキに依存：pが小さいほど𝛽も小さい

21. Constraints on the dust size distributions in the HD 163296 disk from the difference of the apparent
dust ring widths between two ALMA Bands

各最大ダストサイズ𝑎!() とベキp に対するリング幅の比(left)• リング幅の比(Band 6/4)が1.2以上になるのは図の右上の限られた範囲
spectral index 𝛽 @リング中心 (right)• 𝑎!() < 0.1mmか小さいダストの寄与が大きい(𝑝 > 4)時、 𝛽~1.7

21. Constraints on the dust size distributions in the HD 163296 disk from the difference of the apparent
dust ring widths between two ALMA Bands

モデルを使ってHD163296 diskのダストサイズ分布に制限を与える• inner ring: wB6/wB4 = 1.04 (pink),
𝛽*+' = 1.27 (cyan)
à 0.9mm < 𝑎!() < 5mm, 𝑝 < 3.3• outer ring: wB6/wB4 = 1.27 (red),
𝛽*+' = 0.51 (yellow)
à 30mm < 𝑎!() < 10, mm, 3.4 < 𝑝 < 3.7• 32個のHerbig Ae/Be systemsの降着率と円盤質量の関係を調べた• 円盤の(dust) 質量に対して降着率は大体flat (~10-7 Msun/yr)• ほとんどがT Tauri型星と同じようなトレンドに従うが、一部の天体(12/32) は降着率が高い＆ダスト質量が小さい
à 円盤寿命 < 0.01 Myr

27. The Ṁ–Mdisk Relationship for Herbig Ae/Be Stars: A Lifetime Problem for Disks with Low Masses?

観測ターゲット• 32 Herbig Ae/Be systems• 距離は450pc以内• 𝑀∗: 1.3-16.9 Msun
＊29天体は < 3 Msun

27. The Ṁ–Mdisk Relationship for Herbig Ae/Be Stars: A Lifetime Problem for Disks with Low Masses?

星への質量降着率• H𝛼 とBr𝛾 から求めた値(Wichittanakom+ 20; Grant+ 22)を使用
̇• 𝑀の中央値:
10$..01 𝑀⊙ yr $3
ダスト質量• ALMAデータから求めた値(Stapper+ 22)を使用• 円盤質量はダスト質量 x100

27. The Ṁ–Mdisk Relationship for Herbig Ae/Be Stars: A Lifetime Problem for Disks with Low Masses?

̇ #"45 の関係は3桁以上に渡ってflat (log30 𝑀̇ = −0.03 ± 0.21 log30 𝑀#"45 + (−6.99 ± 0.52))• 𝑀-𝑀• もとのmm波 fluxとLaccの関係を見てもflat⇔ low-mass systemsとはかなり異なる傾向 (Testi+ 22; 青点)

27. The Ṁ–Mdisk Relationship for Herbig Ae/Be Stars: A Lifetime Problem for Disks with Low Masses?

• 重い円盤側ではT Tauri型星と重なるが、軽い円盤側では降着率がT Tauri型星よりかなり高い
ß Herbig Ae/Be型星の判断には降着の兆候が必要だが中間質量星で >10-9 Msun/yrの観測は難しい27. The Ṁ–Mdisk Relationship for Herbig Ae/Be Stars: A Lifetime Problem for Disks with Low Masses?

• 重い円盤側ではT Tauri型星と重なるが、軽い円盤側では降着率がT Tauri型星よりかなり高い
ß Herbig Ae/Be型星の判断には降着の兆候が必要だが中間質量星で >10-9 Msun/yrの観測は難しい• disk lifetime: 𝑡#"45 = 𝑀#"45 /𝑀̇ を見積もると、12/32天体が 0.01Myrを下回る (~1Myrが多数派)

27. The Ṁ–Mdisk Relationship for Herbig Ae/Be Stars: A Lifetime Problem for Disks with Low Masses?

Group IとIIの比較• Iはunimodal, IIはbimodal• 外れ値天体の多くがgroup II＊分類はSEDに基づき(Meeus+ 01)、円盤構造を反映している27. The Ṁ–Mdisk Relationship for Herbig Ae/Be Stars: A Lifetime Problem for Disks with Low Masses?

̇ #"45 のflatな関係はHerbig Ae/Beの分類の際のバイアス
𝑀-𝑀
Discussionでは単寿命(>0.01Myr)の”outlier”天体に注目
円盤寿命の見積もりが間違ってる？
• Group IIは光学的に厚い？ à ダスト質量を過小評価• ガスダスト質量比が100より大きい？
à ガス質量を求めた先行研究の値と比べても大差なし• 円盤風由来のBr𝛾 によって降着率を過大評価してるかも？

27. The Ṁ–Mdisk Relationship for Herbig Ae/Be Stars: A Lifetime Problem for Disks with Low Masses?

見積もりが正しい場合…
• Group IIは巨大惑星が外側にいないà rapid accretion à compact disk & high accretion rate
… Group Iの円盤にはキャビティがよく見られる一方でGroup IIには見られないことから、Group IIは大きな半径で巨大惑星をつくるポテンシャルがなくradial driftがよく効きコンパクトな円盤を持つのではないかという解釈に基づく• 光蒸発や連星の相互作用によって円盤がコンパクトに？
• たまたま降着率が高い時期を見ているだけ？