星形成ゼミ#356 16-22
岩崎一成 (国立天文台)

16. Time-dependent, long-term hydrodynamic simulations of the innerprotoplanetary disk II: The importance of stellar rotation
17. The effect of metallicity on the abundances of molecules inprotoplanetary disks
18. Exponentially amplified magnetic field eliminates disk fragmentation
around the Population III protostar
19. Universal Properties of Dense Clumps in Magnetized Molecular Clouds
Formed through Shock Compression of Two-phase Atomic Gases
20. Inferring the Gas-to-Dust Ratio in the Main Planet-Forming Region ofDisks
21. Synthetic ngVLA line observations of a massive star-forming cloud
22. The eclipse of the V773 Tau B circumbinary disk• 星の角運動量進化 : star-disk相互作用が重要• Hydrodynamic TAPIR disk code with a stellar spin model• Diskにおける星磁場の影響，円盤の内縁半径，星回転進化を整合的に解く• 高棹さんが最近、星と円盤の磁場を介した相互作用のシミュレーション論文を出したので参照のこと

• 背景• これまでの原始惑星系円盤の化学モデルは太陽金属量を基にしたものが主• 観測的にはいくつかの量について金属量依存性があることが知られている。
• マゼラン雲の観測  mass accretion rateは金属量に反比例 (De Marchi+2013)• 銀河外縁部観測  低金属量の方が短い寿命 (Yasui+2010,2016, 理論Nakatani+2018)• 金属量の違いがどのように化学構造に依存するかは未解明

手法とモデル• Radiation thermo-chemical code PRODIMO (Woitke+2009)• Radiation transfer of stellar and background radiation• Steady-state chemical network (Kamp+2017)• Various kinds of heating and cooling processes.

• モデル• 中心星：M=0.7Msun, T=4000K, L=Lsun, Lx=2.6e-4Lsun• 金属量 Z1 = 0.85Zsun (standard T Tauri in the code),
Z01 = 0.1Z1, Z001 = 0.01Z1• Dust-to-gas mass ratio decreases
in proportion to the metallicity• Dust disk structure• Size distribution amin=0.05 um, amax=3000um, f(a) ∝ a^-3.5• Composition 60% amorphous lab. Silicate,15% amorphous carbon, 25% vacuum.

温度構造と輻射場の金属量依存性• 温度構造• 金属量の低下は、特に円盤表層の領域のダストとガスの温度を上昇させる。

• UV輻射場• 𝜒𝜒: 920um～2400umのhabing fluxで規格化したflux• Dust減光量が減るために，金属量が小さい方が、円盤の奥までUVが到達できる化学組成の分布• ガス相・固体相 (H2O, CH4, CO, CO2,HCN, CN)• 大雑把な傾向• 金属量が減少するにつれ、赤道付近にあるガス相分子の空隙は埋められる。
 UV輻射が増加するので、固体から分子が脱離• 赤道付近にある分子組成(total)の空隙は、金属量の減少とともに埋まる(例外：H2O)

分子の総数
Z=1をスケールしたntotで割る• 分子の量は単純にZ=1を金属量に従ってスケールした値とは大きく異なる。
• ガス温度や輻射場が増加し、分子の量が金属量に対して非線形に変わる。
• 大雑把には、ガス相にある分子の量は減少すると増える。(例外：CO2)• 大雑把には、固体相にある分子の量は減少する。(Z01とZ001の間ではすべてで成り立つ。Z1と比較すると例外たくさん)• 質量推定に使われるCOは金属量にスケールさせると大幅にCO量を過少評価する• 分子の量にすると、COの金属量依存性は弱い

雪線• 雪線の定義• 赤道面で、固相にある分子が気相にある分子と一致する場所• 雪線の金属量依存性• ガス温度が上昇し，UVが増加するので、大雑把には雪線は外側に移動する。
• 固相のリングができる (CO, CN)• CNはリングが細くなる• H2O雪線はあまり金属量によらない。

背景• Pop. III stars  金属量が0の宇宙最初期にできる星• 銀河より先にできて、UVや金属汚染に効く。

• 磁場の役割が未解明• 初期宇宙の磁場は弱い ∼ 10−18 (Ichiki+2006, 二次摂動理論)• ガス雲の重力崩壊による増幅は十分磁場増幅しない 𝐵𝐵 ∝ 𝑛𝑛

• 乱流ダイナモ23• 近年のMHD計算では、重力収縮の間に1桁か2桁しか磁場が乱流ダイナモによって増幅しない。

この研究では、原始星周囲を回転するガスで磁場をギリギリ捩じることで増幅できないか調べる。

※Hirano+(2021)では、水素原子のみの場合(水素分子が何らかの原因でない)に、原始星の周りの回転による磁場増幅を調べている。今回は水素分子冷却がある場合の研究

設定

• 熱進化

• Barotropic EOS, Z=0のガスの1zone熱化学進化計算から• 密度閾値𝑛𝑛th• 𝑛𝑛th = 1019 cm−3 ∶ t=100yrまで。Radiusがaccreting primordialprotostarになるよう• 𝑛𝑛th = 1016 cm−3 : t=1000yrまで。

• 初期条件• Bonner-Ebert球の密度分布を60%だけ全体的に大きくする• 𝑀𝑀 = 4.83 × 103 𝑀𝑀⊙ , 𝑅𝑅 = 2.38 pc, Ω = 1.31 × 10−14 s −1
• 𝛼𝛼0 = 0.533, 𝛽𝛽0 = 0.0209• No tubulence• パラメータ• 磁場強度 𝐵𝐵0 = 0, 10−20 , 10−15 , 10−10 G (B00, B20, B15, B10)• t=10 yr (t=0は原始星形成時間)• 磁場は原始星表面でkGまで増幅• 10−12 G → 103 G• R<10auの領域で磁場が増幅• t=1000yr• 磁場が増幅している領域が500auまで広がる• B00では複数の原始星が形成されるが、磁場入りモデルではできない。

• 大局的な渦巻構造で形成• 磁気制動により降着赤道面の断面• 回転による磁場の増幅• Nrot: 原始星ができてからの回転数。
• R<10 auの領域は3yr程度で数回回転• 磁場が増幅している領域は、Nrot≥1になる
領域• 増幅のメカニズム
1.

Prototarの回転により周囲の磁場が増幅。

2.

増幅率は誘導方程式で決まる

3.

Rotation-dominated regionは徐々に外に広がり，そこで1が効く。

 ただ回転によるダイナモは、poloidal磁場を捩じってtoroidalを作るだけではだめで、poloidal磁場も増幅しないと指数増幅しないが…。
重力収縮で𝐵𝐵𝑟𝑟 ができて、うまい具合になっているのか？

• 原子ガスの磁場に対する集積方向𝜃𝜃を変えて分子雲形成を調査• 磁場にほぼ沿って原子ガスを圧縮すると乱流が卓越した分子雲• 磁場に傾けて圧縮すると磁場が卓越した分子雲• 高密度コアの統計的性質は、高密度になるに従い、母体の分子雲の物理的性質に影響しなくなる。

• 背景• Dust surface densityは，dust連続波で測定される (optically thinな外側)• Gas surface densityは，HDや12COをつかう。
• Isotope ratioや化学反応ネットワーク，固体への吸着などによる。

• M>1.4Msunの若い星は，遅い内部攪拌と大きな降着率により，光球の組成は 降着した円盤ガスのもので決まる。
•  降着が起こるinner diskのgas-to-dust ratioがわかるのでは？

方法• 星が，non-accreting field starのものと同程度の鉄abundanceで作られたと仮定。
𝑋𝑋Fe,bulk 。光球のガスの割合faccが降着流からきているとして、降着流の鉄abundanceを𝑋𝑋Fe,acc とする。
観測される光球の鉄abundanceは，(CAMstars formalism(Jermyn & Kama 2018)を使って計算。Photosphereとbulk ofstarのmixingを考慮)
𝑋𝑋Fe,obs = 𝑓𝑓acc 𝑋𝑋Fe,acc + 1 − 𝑓𝑓acc 𝑋𝑋Fe,bulk• 降着流は星周円盤から生まれ、円盤は星と同じ組成をしているとする。

• 不揮発性の鉄は降着流に固定されているので、𝑋𝑋Fe,obs と𝑋𝑋Fe,bulk の違いは、gas-to-dust比の変化を表す。
• Fe, Mg, Si, Ca, Sc, Tiに対して• Bayesian Multinest sampling algorithmを使って log 𝛿𝛿の事後確率分布を求める。

Gas-to-dust

結果• Dust-enriched inner diskは，いわゆるGroup IIやfull dustdisksと呼ばれ、pebbleがinner diskにdriftしたと予想• Dust-depleted inner disksは、transitional categoryに属し，dust ringとinner cavityが存在。

ngVLAを想定した疑似観測 at 4kpc

• HCO+, NH+, N2H+, COは、数時間の観測でsub-arcsecでマップできる• Higher frequencyでは、大スケール放射の欠損が効いてくる。単一鏡のデータが必要• 視線方向の重なりの効果で、観測から得られる速度構造と３次元速度構造は異なり、特に光学的に厚い輝線のblue asymmetryは有効な重力崩壊の指標でない可能性• 150日にも及ぶ70%のeclipsが多重星系V773Tau(連星同士が連星を組んでる)で観測され、Bの周連星円盤が示唆される