星形成ゼミ
岩崎一成 (国立天文台)

• 8個のyoung associationにおいて，様々な手法から同定された連星系(主星は太陽型)を統計的に調べた。
• companion rateは，星で>0.52 ± 0.03, Jupieter-likeで>0.57 ± 0.11
• 星とjupiter-likeの分布にはギャップがある。BD-desertに対応• JL companionの頻度は，associationの質量と，おそらく年齢が大きくなると小さくなる。

• 褐色矮星• 形成メカニズムの一つ• self-gravitating objectが，質量をまだ十分獲得していないままにeject される。
• もしこれが正しいとすると，乱流，UV輻射，星密度などの外的要因によって，早期のejectionを起こすような動的な摂動が変わると考えられる。
 外的要因の影響を調べる• 質量関数のlow mass側も知りたい••

天体: IC1396•

Cepheus OB2 associationに属する直径3度(47pc at 900pc)若いHII領域•

中心の連星HD206267によって電離•

年齢は2-5Myr•

UVの褐色矮星形成への影響を探るのに最適

機械学習を使った星団に属する星の選定•

Gaia DR3データから，Gaussian Mixture Model(GMM,教師無し学習)を使ってmemberとnon-memberに分類する。
••

Gaia DR3で同定されたmemberとnonmemberを訓練データとして，RF(教師あり学習)を使って可視光データ(Subaru HSC data, Pan-STARRS DR1 data)をinputとしてmemberを分類•••

411天体/2771天体をmemberとして分類

訓練データがbrighter member set (50%がr2<19.5)にバイアスしているので，substellarのmemberもちゃんと分類できるように，何とかしている

SED fitting (星パラメータの見積もり)•近赤外JHKデータ (UKIDSS DR11と2MASS NIR)•NIRデータのcounterpartがある1156HSC sourceに対しておこなう。

•input (距離 900±10pc), extinction 1-1.5 mag•

output (Teff, luminosity), 年齢と質量はHR図で0.01-1.4Msun, 0.5-10Myrのisochroneから求める(Baraffe et al. 2015)。ここから外れる天体は除外•

最終的に393天体がconfirmed member•

しかし，UKIDSSの感度の影響でsubstellar source (0.09 Msun)までしか同定できない。

Pre-main-sequence locusを使ってさらに小質量星を同定•

可視光のcolor-magnitude図( (r2-i2) vs r2, (r2-Y) vs rs, (i2-Y) vs i2)上で，PMS locusを引いて，それに近くてr2=22mag以下の65天体を同定

 全体で458天体で，detection limitは最終的に0.03 Msun• 質量分布• 0.1~0.15 Msunくらいに深いくぼみがある。
• 0.06Msunあたりに二つ目のピーク• ONC region (Drass+2016)も同様なbimordal分布• secondary peak(0.03-0.05Msun)はNGC2024(Levine+2006)，Trapezium cluster(Slesnick+2004)にもある• Star-to-BD ratio• 6 ± 0.8 for 0.03-1 Msun
• 動径分布• 内側でratioが増加(BDが欠乏)• 大質量星によってBD形成が阻害？

star-to-BD ratioの比較• 星面密度依存性• 負の相関 (>50Msun pc^-2)• dynamical interactionが効くという結果と整合的(e.g., Bonnell 2008)• UV強度依存性• 理論：UVによってinfalling gasがerodeされる? (Whitworth & Zinnecker 2004)• star-to-BD ratioとUV強度に明確な相関はない。

• log(flux)>4で負の相関が見えるが，星面密度も大きいので，FUVだけの効果を切り分けられない。
• 他の観測とも整合的 (Muzic et al. 2019, Almendros-Abad et al. 2023)

AF Lep b• 𝛽𝛽Pic moving groupの中で，４番目に発見された惑星。
• dynamical massとluminosityが見積もられている。

背景• hot start or cold start?
• 巨大惑星の形成時の初期エントロピーは形成過程に依存• 光度-質量比で議論される。
• direct imagingで，等級と色がわかれば，星モデルを仮定して，表面温度と光度がわかる。
• 惑星の軌道や，主星の運動から惑星質量に制限• L-T遷移 (褐色矮星)• 褐色矮星のTeffが減少するに従い，雲が光球からなくなり(沈降)，carbon-bearing分子がCOからCH4に変わる。
• モデルでは，L-T型が遷移する光度は，表面重力に敏感だと予言されている。だとすると年齢に依存。
• L型矮星は古いものほど赤い  LT遷移光度が年齢とともに減少 (Baudino et al. 2015)• free-floating天体では，LT遷移光度は，年齢に依存しない?(Dupuy & Liu 2012)

AF Lep bを加えて，𝜷𝜷Pic moving groupのmass-luminosity関係を調べる。
また，恒星の伴星であるsub-stellar天体と，free-floating sub-stellar天体の性質を比較する。

• dynamical mass-luminosity relationと理論モデル(Marley+2007)の比較• Marley+2007•

Hot start••

重力不安定性による形成を想定

Cold start:•

core-accretion modelに相当。降着衝撃波での冷却が効く• 最近の理論モデル(Mordasini+2017)の比較• Mordasini+2017• planetesimal accretion＋コアへのsettlingで，core accretion modelでも形成時に大量のエントロピーを保持できて，hot startっぽくなるらしい。
• 観測結果をよく再現する(モデルの詳細は読み切れなかった…)。

色-等級図• 色々なassociationとmoving groupを取ってきた。
L-sequence

T-sequence• 重い(明るい)天体(MK<12.5)は，BPMGにおけるsub-stellar伴星と，free-floating天体および他のassociation(異なる年齢)の間でほとんど差がない。
• 暗い天体は異なる特徴を示す。
• free-floating天体は，年齢によらずに，L-T遷移は，MK~13付近で起こる.
(色J-Kで，very redからblueへ遷移。分子吸収によるもの。
図では右方向)• substellar伴星は，M_K=14.5までL-sqeuenceにある。
T-sqeuenceにあるものは見つかっていない。
こちらも年齢には依存しないようだ。
※赤くて暗いfree-floating天体が見つけにくいというバイアスがあることに注意

モデルとの比較
雲なしモデル(COND)と雲ありモデル(DUSTY)

赤：substellar伴星黒：free-floating

10Myrでのisochrone
cloud settlingがL-T遷移の原因と考えられている

大気に雲ありダストたくさん大気に雲なし free-floating天体は1200Kくらいで遷移 substellar伴星はより低い温度(8001000K?)で遷移
free-floatingと伴星でなぜL-T遷移が起こる温度に違いが生まれるのかはわからない。
 伴星の大気の金属量が高い可能性 (AF Lep b, 51 Erib)。進化に影響？
 回転速度？回転速度が上がると，鉛直混合速度が低下。
証拠はない。
 形成過程の違い？
 free-floating天体の観測(SHINE,GPIES)はT-planetに最適化されているので，暗いL-planetが見つかっていないだけの可能性もある

太陽型星周囲の，super-Earth, warm Jupiter, cold Jupiterの条件付き発生確率を算出• super-Earthをもつ天体が，cold Jupiterをもつ確率～22.28.3−5.4 %• cold Jupiterをもつ確率は10%• cold Jupiterをもつ天体が，super-Earthをもつ確率～66.0+18.0−16.0 %• super Earthをもつ確率は30%• warm Jupiterとsuper-Earth, warm Jupiterとcold Jupiterの間の条件付き発生確率も算出(値はアブストにない)
これらから惑星形成モデルに制限したらしい。

DG Tauのストリーマーが，円盤へのcloudlet捕獲で説明できるか調査• cloudletは，速度がまだ自由落下速度より小さい時に潮汐で引き延ばされる。引き延ばされたcloudletが，円盤に到達すると，高密度ガスクランプができる。
• 潮汐力が周囲ガスからの抵抗力より大きいためには，周囲のガスが低密度で温かい必要がある。
• ALMAによるCS(5-4)観測のmorphologyと視線速度を再現する。