星形成ゼミ
SF newsletter 355#1 - #6

川邊
2022年11月11日

SFN 355: #1 - #6
1. Analytic Approach to the Late Stages of Giant PlanetFormation
2. Quantifying kinetic substructure in star-forming regionswith statistical tests of spatial autocorrelation
3. Parameters of the Radcliffe wave from masers, radio starsand TTs
4. Synthetic polarization Maps of an Outflow Zone fromMagnetohydrodynamic Simulations
5. Revealing the dust grain polarization properties as afunction of extinction and distance toward NGC1893
6. ALMA-IMF IV – A comparative study of the main hothocres in W43-MM1: detection, temperature andmolecular composition

1. Analytic Approach to the Late Stages of Giant PlanetFormation, Adams et al.
• 巨大ガス惑星の形成
第一期: (rock/ice) core 形成
第二期: Mp ~ 10 地球質量程度になると、ガス降着が始まる=> envelope
第三期: core+ envelopeが、 ~ 20 地球質量を超えると、ガスの暴走的降着が始まる• 早いガス降着による巨大ガス惑星の成長期(ガス惑星形成の第三期: Mp >20 M地球)を記述する解析的な記述を試みた。
• 中心の惑星と周惑星円盤(CPD)への質量降着における、ガス密度と速度場を与えることで、降着エンベロープの注密度を求める。
• 粘性の関数として周惑星円盤の表面密度に対する定常解を求めた。
• 惑星磁場は、 CPD 内側を削るので、直接膠着と円盤経由の降着を区別する境界条件を与える• その結果、惑星やCPDの性質が決められ、惑星/円盤への降着起源による、または円盤粘性による輝度なども決まる• SEDの準球対称的な取り扱いにより惑星形成過程での輻射特性を調べた。
解析解は、原始惑星の物理的特性(CPDの構造、密度分布、SED)が、仮定した物理量(惑星質量、惑星軌道、降着率、惑星磁場強度)にどう依存するかが得られた。

原始惑星系円盤内の環境と惑星の種々のパラメータ
種々のパラメータ(惑星、CPD)
惑星周辺で取り扱う領域: Rp < r < RH (Hill radius)
Planet Mass: Mp
Mass Accretion Rate: dMp/dt (Mdot). (~ 1MJ/Myr)
Magnetic truncation radius: Rx (disk midplane)
Magnetic capture radius: Rσ (vertical point)
Outer disk radius Rd: ~ centrifugal Radius Rc
Magnetic field strength: Bp
Semimajor axis of forming planet: a (~ 5au)
Viscous parameter: αDensity distribution: ρ(r, θ)
Velocity field: v(r, θ)Column density: Ncol (r, θ)Surface density (steady state): Σ (r)Disk (PPD) scale height

Disk (PPD) active layer幅 (disk accr.)~ 100 g/cm2

At a = 5 au
RH ~ H ~ 2T

~ 180-350
g/cm2(a =5 au)

コアへの活発なガス降着解• 星形成問題で得られているガス降着解を適用• 圧力は無視すると、Hill球に侵入したガスの塊は、惑星に向かって弾道軌道で落下（=>角運動量保存)• 角運動量を与えると弾道軌道が決まる => 速度場(式省略)も決まる。

θ0: ガス塊の初期位置(polar angle)
Ω: PPDのangular velocityè解析解と数値解
解析解

Tanigawa+2012

周惑星円盤：粘性、磁場の効果1/2
粘性 (viscous accretion disk)=> CPDの定常解(column density distribution)

惑星磁場 => disk truncation
極方向からgas infallが起こる

magnetic truncation zone
magnetic capture radius

α= 0= 10^-4= 0.001=0.01
magnetic truncation radius(動圧 ~ 磁気圧)

周惑星円盤：粘性、磁場の効果2/2
円盤サイズ(Rd)と磁場truncation(RX)a = 0.1 AU もしくは内側 è Rd/Rp ~ 2 è < Rx/Rp
Hot Jupitorの領域では、惑星磁場があると、CPDは形成されない(一方、非常に強い 磁場の場合は、magnetic braking => 角運動量輸送)
また、粘性がない場合には、Disk accretionは起こらないので、惑星は成長しない
a= 5AUでは、M0 ~ 2 x 10-7 MJ
a= 0.05 AU では、 M0 ~ 0.2 MJ(遠心力半径内=惑星半径で得られる半径内の 質量を M0）

惑星+周惑星円盤のSED
惑星等への質量降着=> Luminosity => 輻射平衡の式から惑星表面温度Tp, Td => SED
L(planet) = L(disk accretion) + L (direct infall) + L(internal)L(disk) = L(disk surface) + L(mixing) + L(viscosity)
Planet + CPD + infalling envelope
Planet + CPD only
Mp = 1 MJ, a = 5au
Mp = 1 MJ, a = 5au ,dMp/dt = 1 MJ/Myr,dMp/dt = 1 MJ/Myr, Bp =100 gauss
Bp =10, 10^1.5, 100, 10^2.5, 1000 gaussPlanet+ CPD(attenuated)envelope

SED: a = 5 au Planet casedMp/dt = 1 MJ/Myr, Bp = 500 gauss
Mp = 0.1, 10^-0.5, 1, 10^0.5, 10 MJ(νL ν [erg/sec]

Mp = 1 MJ, 500 gauss
dMp/dt = 0.1, 10^-0.5, 1, 10^0.5, 10 MJ/Myr
0.001 Lsun

0.3 mJy (10 um)
for d=60 pc□SED: Mp = 1 MJ casedMp/dt = 1 MJ/Myr, Bp= 350 gauss
a = 10 (red), 10^0.5, 1, 10^-0.5, 0.1 (blue) au(νLν [erg/sec])

dMp/dt = 1 MJ/Myr, a= 5 au
Bp = 10 (red), 100, 1000 (blue) gauss(νLν [erg/sec])a < 1auの場合
CPDも小さいÞ SEDへの寄与
小さい(中間赤外)

磁場が強いと、
Disk truncationによる
SED上のgap

星形成 vs 惑星形成
• 粘性依存性- 粘性がない場合にはガス惑星は作れない(初期惑星コアへのガスの十分な降着が期待できない)。
- 粘性が小さくても(α~10-4)、十分CPDは維持できる。
Disk accretionでガス惑星が形成- FU Ori burst的な現象がCPD+惑星でも期待できるかは不明• 温度に関しては、PPDは温度範囲が広い。それに対して、惑星形成では100 K (CPD外縁)-1500 K(惑星表面)• 星の質量降着率は、〜 vs^3/G。惑星形成の場合は、PPD環境に大きく依存する

2. Quantifying kinetic substructure in star-forming
regions with statistical tests of spatial autocorrelation
Arnold et al.
相関がないときは、I =0
Stellar velocities, vx, vy, sをμとして採用し、Iを計算

••
•
•
•

Moran’s I statistics で空間的な運動サブ構造を定量化できるか調べた
Hierarchical vs monolithic model of star(cluster) formationを区別するためには、 サブ構造があるかどうかを調べる必要あり
ここでは、 Moran’s I statistics をN体シミュレーションに適用。異なった初期条件を与え、進化を追った。
その結果、 Moran’s I statistics が有効であることがわかった(< 6Myrの星形成領域でどちらが効果があるかを判断できる。10 Myrを超えると、monolithic model 的なサブ構造がない初期条件と合わなくなることもMoran’s I statistics で予想可能か)
Moran’s I statisticsは、初期の空間構造が消え去っても、数-10Myrを超えて、星形成の初期条件の運動構造について情報を与える

3. Parameters of the Radcliffe wave from masers, radiostars and TTs, Bobylev + (Astronomy Letters,2020)• Radcliffe wave: 2020年に発見された、太陽近傍のおよそ2kpcに及ぶコヒーレントなガスの波状構造(Alves+2020:下図参照)• Maser源やRadio Stars、YSOsを使って、z方向のamplitudeと波長、速度の変化の振幅を求めた。
• Masers: zmax=87 +-4 pc、波長λ=2.8+-0.1 kpc,Wmax = 5.1 +- 0.7 km/s (鉛直方向の速度成分)• Gaia DR2 x all WISE: zmax=118 +-3 pc, λ=2.8+-0.1 kpc

メーザ源の鉛直位置(z)や鉛直方向の速度成分の空間方向の相関4. Synthetic polarization Maps of an Outflow Zone from
Magnetohydrodynamic Simulations
Bino, Basu, Machida et al.
• Prestellar core: hourglass形状の磁場• 一方、観測からprotostellar coreでは、複雑な構造は観測されている：回転や分子流の影響で磁場構造が歪むと考えられる• 原始星コアについて、resistive, nonideal MHD シミュ
レーションを実施。輻射輸送コードPOLARISを利用し、磁場マップを作成• シミュレーション結果(トロイダル磁場優勢の場合)から作成した擬似磁場マップと、Ori-KL source Iと比較。磁場の軸が、天球面から15度傾いている場合には観測をよく再現(SiO輝線が、磁場方向に沿った偏波を持つと仮定)

5. Revealing the dust grain polarization properties as afunction of extinction and distance toward NGC1893
Bijas +
• Dust Pol at optical で天球面に沿った磁場成分をトレース• I-band pol (AIMPOL) dataを使って、星形成領域での偏波率PをAvと距離dの関数として調べた。
• Av vs 偏波効率(efficiency) P/Avと、d vs 偏波”率(rate)”P/dを broken
power law 等で解析。
• P/Av は、 Av ~ 0.9 magでブレーク• P/dは、1. 5 kpc でブレーク• NGC1893領域のダストでは、2つのカテゴリーに分けられる。1)背景ダスト: Av < ~1, d~2 kp, 2) NGC1893方向にあるアーム上のダス
ト: Av > ~1, & > 2kpc
• 背景ダスト higher P/Av, but lower P/d• アームダスト lower P/Av, slightly higher P/d• High Efficiency (P/Av) => dust grain alignment偏波”率”(P/d) => dust grainの分布6. ALMA-IMF IV – A comparative study of the main hot
cores in W43-MM1: detection, temperature andmolecular composition• W43-MM1 (d=5.5 kpc): 大質量形成領域で、幾つもの大質量高密度コアと分子流が存在• ホットコアを含む高密度コアを探査し、分子組成を調べ、他のホットコアと比較した： ALMA data （scale resolution = 2500 au)を利用• 結果1: W43-MM1は、ホットコアが豊富：1つの低質量ホットコア(core#11, 2Msun)と7つの大質量ホットコア(16-100 Msun)を含む。
• 結果2: 励起温度(CH3CN)=120-160 K• 結果3: COMsのIntensity は大きくばらつく(factor~30)が、コア毎には2-3倍のintensityのばらつきを示す。大質量コアでは、おおよそ同じような励起温度と分子組成を持つことを示唆• その他の個々の結果- core#11: 輝線は比較的optically thinなので、dust cont.との比が高い- core#1 (most massive core): richer line spectrum with N-bearing moleculesand ethylene glycol- core#2: O-bearing molecules like OCS, CH3CHO, CH3OH (peakがdust と一致しない=> outflowによる氷マントルの昇華に生成を示唆)