SFN #374 42-55
担当：小道 雄斗（東大相川研D1）4243444546474849505152535455

L1448-mmを空間分解能(~30 au)で観測
・H13CN, CH3OH輝線は回転+アウトフロー(MHD円盤風)を示す
・モデルから推定されたmass-loss rateは、上記の円盤風が十分な角運動量を輸送できることを示唆

イントロ• 原始星へガスが降着するには、角運動量を抜く必要がある(角運動量輸送問題)• 主な解決案としてはMHD円盤風が主流だが、円盤風のlaunching pointは円盤中心付近にあり、高い分解能が必要なことから観測事例が少ない

観測
観測天体：L1448-mm (L1448-C, Per-emb 26)
Class 0天体、距離 ~ 300 pc• ALMA 12m array, Band 7• 分解能 ~ 0.1” (30 pc)
この天体に関しては、従来の分子輝線観測の分解能は~ 0.3” – 1”程度だった

結果(全体像)• SiO: jet, PA = -18°
• 円盤サイズ(gaussian modelのFWHM):
0.15” ± 0.01” × 0.12” ± 0.01”(~ 45 ± 3 × 36 ± 3 au)• CH3OH輝線mapの中央に穴がある。
continuumの最大輝度温度は110 Kであり、CH3OHの昇華温度よりも高い。
diskのdustが光学的に厚いことよりも、continuumのover-substractionが効いている(光学的に厚いだけなら上層由来の輝線が見えるはず)
CH3OH

SiO (8-7) peak

白: continuum
赤, 青: SiO (65-75 km/s)

lineがoptically thinだと仮定した場合の表式
jetの軸から垂直方向のintensity 分布のとき０となってしまう。

結果(各物理量・アウトフローの構造)• 円盤質量には不定性が大きい
ダスト特性により0.01 – 0.08 𝑀⊙ の幅がある• jetに垂直方向のPV図
エンベロープの降着＆回転モデルでフィッティング→中心星質量 0.4 ± 0.1 𝑀⊙ , 比角運動量 130±20 au km/s
• 光度(9𝐿⊙ )と中心星質量から降着率を推定→𝑀ሶ acc ≃ 2 − 3 × 10−6 𝑀⊙ /yr• CH3OHのmoment1→回転運動とアウトフロー成分(南北での速度差)が見える• H13CNのPV図→z = 30 – 60 auで軸付近に高速度成分も見える

議論(MHD円盤風)• 回転成分のあるアウトフローはMHD円盤風の可能性• redshilft側のH13CN, CH3OH輝線に着目• 軸対称の回転shellモデルを用いて解析→結果はPV図の黒線• 根元からz = 260 auまでにかけて、𝑣𝑧 = 1 → 3 km/s
回転速度は4 ± 2 km/sでほぼ一定• Anderson+03の式を用いて更に解析
0付き: launching pointでの値
定常かつ軸対称, エネルギー・角運動量保存,
遠方で重力が無視できることを仮定

議論(MHD円盤風)• 複数のzで𝑟0 (launching point)を解析• 𝑟0 ≃ 10+13−8 auと推定
X-windは𝑟0 ≲ 0.1 auなので不適• Magnetic lever arm parameterも推定した結果、1.7-2.3程度→プラズマベータは103-104と推定• Wind mass-flux
より𝑀ሶ DW ≃ 4 × 10−6 𝑀⊙ /yrと推定。合計で質量降着率の2.5-4倍。
• mass-fluxとaccretion rateの比も別途計算すると4程度になり、上と整合的。

𝑟0

星形成領域NGC 1333について、電離度と宇宙線電離率を観測から推定
・YSO周辺で局所的に宇宙線加速が起きている可能性
・集団的星形成における宇宙線の役割の重要性を示唆イントロ・観測• 星形成領域における電離度と宇宙線電離率は物理・化学双方から重要• 電離度と宇宙線電離率は分子輝線観測により行われてきたこれまでの観測→電離度の空間依存性や、原始星への降着などで宇宙線電離率は増加？
• 観測対象: NGC 1333
距離約300 pc, 低質量の星形成領域• 観測: H13CO+(1-0)とDCO+(1-0)の観測
NOEMAとIRAM 30 mの観測結果を統合• Herschelの観測から得られたN(H2)分布とJCMTによるC18Oの分布も使用

解析・結果• 電離度・宇宙線電離率の推定(Caselli+98)

H13CO+, DCO+の柱密度は励起温度を仮定し導出• CO depletion (fD)
C18Oの受からない薄い場所からの寄与を補正• 数密度分布(スケール長δLは近傍のL1451より)

議論• 数密度 vs. 電離度
密度と電離度の分布カーネル密度推定→高密度側で電離度上昇
北西側に対応(bubbleの存在が以前に示唆)
モデル(実線)では宇宙線のlocal sourceを考慮せず• 宇宙線の局所的な加速電離度と同じく、北西側などで宇宙線電離率も上昇
アウトフロー(矢印)、ダスト偏光(白線)、X線源(赤X)との比較→X線源周辺での電離率上昇は見られないYSOの周辺では上昇がみられる
電離率の高い、細長い領域は磁力線と概ね平行(SVS13やPer-emb-15から磁力線沿いに電離が進んだか)
北西部はSVS 13付近からのbubbleやoutflow cavityの影響も受けている可能性

議論• YSOからの距離と宇宙線電離率
YSOから15000 au以上離れると宇宙線電離率の低下傾向が見られる
観測された領域の広い範囲では𝜁 ∼ 1017 s −1
• MHD波のカットオフ波長
イオンと中性粒子の衝突頻度が波の周波数より低いと波が減衰する→ カットオフ波長は0.054 pc (11000 au)であり、MHD乱流が生じているなら観測可能かもしれない
南側のfilamentの亜音速乱流のスケールは観測例があり、上記の値と同程度• 円盤サイズへの影響
当領域でのダスト放射円盤の観測例は6/12であり、平均サイズは30 auと小さい
初めに誕生した星によって宇宙線電離率(電離度)が高くなると、磁気制動が効きやすい可能性 (角運動量が小さい、磁場が強い可能性もある)２つの異なる宇宙線電離率推定手法を、数値計算と疑似観測から検証
・Bovino+20の手法は宇宙線電離率をfactor 2-3の精度で推定。
・Caselli+98は宇宙線電離率を2桁ほど過大評価してしまう可能性がある。

イントロ• 宇宙線電離率𝜁2 の推定は、星形成領域の物理・化学進化を明らかにする上で重要• ２つの異なる手法が存在する
・Caselli+98
HD存在度などを仮定。RD, RHはH13CO+から推定導出上の仮定が多い(電離度推定時にHD2+, D3+を無視するなど)
・Bovino+20
o-H2D+の柱密度を使用。柱密度を推定している箇所の奥行Lを仮定する必要。

• Bovino+20を使用した場合の観測・解析条件の影響と、２手法の違いを評価するために数値計算を実行

手法• 磁気流体計算＆化学反応ネットワーク計算
20 𝑀⊙ の磁化した&乱流状態にあるBonnor-Ebert sphereのcollapseを計算 Bovino+19
コードはGIZMO(Hopkins+15)を使用
KROMEパッケージ(Grassi+14)を用いて、重水素を含んだ化学反応(134種4616反応)を同時に計算
宇宙線電離率を変化させて複数計算• Post-processで疑似観測
POLARISを使用して輻射輸送計算し、疑似観測から分子柱密度を導出

・異なる時刻や、単一鏡と干渉計の双方でテスト・LTEまたはLVGを採用した場合や、各分子の(1-0)遷移輝線を使用した場合なども調査

結果・議論Bovino+20を使用した場合の結果• 各パラメータで宇宙線電離率𝜁2 を推定したときの、平均値と本来の値との比(上)と分布(下)SNの高い、柱密度がpeakの50%より高い
高密度領域に着目全体として、本来の𝜁2 から2, 3倍程度の誤差に落ち着いているLVGを使うかどうかで結果は変化するため、可能であれば複数の遷移からTexを決めるべき高密度領域で平均した𝜁2 に注目すべきで、空間依存性を議論するのは危険結果・議論
Caselli+98を使用した場合との比較• Caselli+98の場合、本来より2桁ほど𝜁2 を過大評価してしまう• 主な原因・電離度を評価する際の仮定
・今回の計算では、HCO+の重水素化が弱く
CO depletionが高いが、Caselli+98はそれに未対応
Bovino+20を使う際も、Lの推定などに誤差が生じる(N(H2)がpeakの20%までに対応する空間スケールが適していそう)• 複数の惑星をもつ系をランダムにシミュレーションし、結果を元に、惑星がmigrationしてできたかその場で形成したかを分類• 得られた経験則から実際に観測された惑星系も分類できるか議論

惑星形成過程をplanet migrationとその場形成に分類
動径方向の質量集中度合い(Sc)と惑星軌道の間隔(Ss)により形成過程は分類可能かもしれない