Star Formation Newsletter#348 24-29
武藤恭之

No. 26•••••

ALMA で観測された Herbig stars 周囲の円盤の統計
36天体のデータを使用、225 pc 以内での completeness は 64%, Orion を除いた 450 pc 以内では38%
Herbig 型星の円盤は、T Tauri 型星に比較して、ダスト量が多く、サイズが大きい傾向にある• ただし、最もサイズの大きな T Tauri 円盤は、最も大きな Herbig 円盤と同程度の大きさ
Group I 天体の方が、Group II 天体に比較して重い円盤を持つ傾向にある• Group I/II: 中間赤外の SED に Blackbody component がある／ない• Group II は、外側に惑星を作れず、内側までダストが落下してきているのではないか
Herbig 型星の方が重い円盤を持っているのは、中心星質量が重い方が重い円盤を持つという傾向と整合的。また、重い星の方が重い系外惑星を持っているという傾向ともつながりがあるサーベイのサンプル

円盤質量の導出
Herbig star 周囲の円盤が重い円盤サイズ分布
Unbiased: 観測の空間分解能を考慮
空間分解できていない天体は、観測されている最小サイズと同程度の円盤を持つと仮定

円盤質量分布について、星質量の違いを補正すると、ほぼ同じ分布になる

α = 1.8 for Lupus
α = 2.4 for USco
α = 1.4 for Herbig

Group I vs Group II

Group I の方が重くて大きい傾向
同程度のサイズ・質量の円盤で比較すると、Group I ははっきりした穴があるが、Group II は中心付近が詰まっているGroup I が、惑星を外側で作れた天体の可能性

No. 28• MHD wind の効果を取り入れた、一次元円盤進化モデルの定式化と解析解• 円盤風の効果：• 角運動量の引き抜きによる質量降着の増加• 円盤質量そのものの引き抜き• 従来の粘性トルクを表す α パラメータに加え、円盤風の効果を表すパラメータを２つ入れ、１次元モデルの定式化を行う• １次元進化モデルの解析解を議論• 円盤風の効果で、円盤質量が急激に無くなる• 円盤は、Mdot – Mdisk のプロットで様々な位置に来ることになり、その correlation
は初期条件に依存する

定式化

乱流トルク

パラメータの導入
乱流トルク

乱流トルクによる質量降着
円盤風トルク

円盤風トルクによる質量降着
円盤風による角運動量持ち去り
円盤風による質量損失

円盤風トルク

円盤風による質量損失仮定

αSS, αDW, λ は定数。温度は r^{-1/2} で一定
記号ξ は、local な wind による
mass loss rate に対応

定常解

粘性トルクのみによる質量降着 (ψ=0): ξ=0Wind のみによる質量降着 (ψ=∞): ξ=1/(2λ-1)

自己相似解αss と λ が時間的に一定である場合、以下のような形の厳密解が存在

Σc と円盤質量の関係
解のパラメータ： 初期の accretion rate
αDW の仮定によって、いくつかの解の可能性がある
Hybrid: αDW が定数
Σc-dependent wind torque: αDW が Σc の –ω 乗に比例

円盤進化

Σc-dependent wind torqueHybrid solution

円盤質量星への降着率

星への降着率 vs 円盤質量の面上での進化

初期円盤質量を固定した
場合の isochrone

様々な初期円盤質量の場合

Wind の効果を考えると、Mdot-Mdisk
面上で、同時刻の円盤は様々な位置に来る

No. 29•••

Tabone et al. (2021) の円盤進化モデル（論文28）を用いて、観測されている円盤のdemographics を議論• 様々な星形成領域における disk fraction の観測（Fedele et al. 2010）• Lupus の円盤質量分布（Ansdell et al. 2016）と質量降着率（Manara et al. 2019）• Lupus は、external photoevaporation の効果が小さい
円盤風の影響のみ（粘性トルクを無視）を考慮して、観測されている円盤の分布を説明できる• 様々な初期の accretion timescale を持った円盤を考えれば良い• ただし、全ての星形成領域で、初期の accretion timescale の分布は同じとして説明可能
観測されている円盤の Mdot や Mdisk から、初期の accretion timescale の分布が示唆される

・Disk fraction の観測とモデルの比較・示唆される初期の質量降着率分布

Lupus の円盤質量分布

No. 24••••

デブリ円盤の観測の解析では、astronomical silicate から成るダストのモデルが使われることが多い
実際の円盤に、水氷のダストがあったら、円盤のパラメータをどのように間違えるかを議論• Photometry の観測と、空間分解された円盤の明るさの slope の観測を、モデルを用いて調べる• 水氷を入れた円盤モデルの疑似観測を、 astronomical silicate のモデルで解析する
Ice fraction が 50% 以上の場合、inner disk のサイズを overestimate する• 実際には氷が昇華している円盤を、大きなサイズの円盤と間違える
Ice fraction が 90% 程度の場合• ダストサイズ分布のベキを、factor 1.2 程度間違える• 円盤質量を factor 0.4 程度低く見積もる• 中心星がA0型星の場合、最小 grain size を factor 0.2 程度低く見積もるが、中心星が太陽型の場合、最小 grain size を factor 4-5 程度大きく見積もる。円盤の明るさの radial profile が無く、photometry の観測のみを使うと、間違いは factor 7-14 程度にまでなる

No. 25••••連星周囲の円盤からの jet 放射についての、物理過程の詳細を、3次元非理想MHDシミュレーションを用いて調べる• 円盤に垂直な方向の角運動量輸送や、連星によるトルクも考慮
円盤の spiral 構造が、outflow 内に打ち出されることが分かった• この構造を、jet spiral wall と名付ける• Jet の spiral 構造が、円盤の spiral に少し遅れて現れている
円盤に垂直な方向の角運動量輸送は、連星系の全角運動量を決めるのに重要な役割を果たしている。また、連星の重力トルクが、様々な現象の原因になっている。
単独星の場合に比較して、連星の場合は、円盤の降着率が 20% 程度増加し、円盤風のフラックスが 50% 程度増加する

No. 27•••大質量星形成領域 IRAS 18264-1152 における molecular hydrogen の、VLT を用いた近赤外線観測。これを、CO(2-1) の molecular jet と比較• 角度分解能 0.2 秒角程度。これまでで最も良い。
領域に 9個の点源を検出。4個は Brγ や連続波の状況から、若い jet 天体と推定
H2 jet の観測から、extinction, 温度、柱密度、質量などを導出。この領域に、stellar cluster があることが強く示唆される。星の数密度で 4000個 / pc^3 程度。