The Star Formation Newsletter#373 31-45
鹿大D2 城戸31.Multi-wavelength detection of an ongoing FUOr-type outburst on a low-mass YSO
32.New insights on the accretion properties of Class 0 protostars from 2 micron spectroscopy
33.CMZoom IV. Incipient High-Mass Star Formation Throughout the Central Molecular Zone
34.Shadowing in the protoplanetary disk of ZZ Tau IRS with HST
35.The outflow of the protostar in B335: I
36.Protostellar disk accretion in turbulent filaments
37.Testing magnetospheric accretion as an Hα emission mechanism of embedded giant planets: The case study for the disk exhibiting
meridional flow around HD 163296
38.Cloudlet Capture Model for the Accretion Streamer onto the disk of DG Tau
39.The ALMA Survey of 70 µm Dark High-mass Clumps in Early Stages (ASHES). X: Hot Gas Reveals Deeply Embedded Star Formation
40.The 2022-2023 accretion outburst of the young star V1741 Sgr
41.The Initial Mass Function Based on the Full-sky 20-pc Census of ∼3,600 Stars and Brown Dwarfs
42.The CO outflow components ejected by a recent accretion event in B335
43.Spatially resolving the volatile sulfur abundance in the HD 100546 protoplanetary disk
44.Mapping the Vertical Gas Structure of the Planet-hosting PDS 70 Disk
45.Dust Polarization of Prestellar and Protostellar Sources in OMC-3

34.

・ZZ Tau IRSのinner diskがouter diskに落とす影の影響をHSTの観測データから検出
・半径方向に非対称な強度分布、ダークレーンを隔てた2つの領域におけるピークの位置が対称 → 影の影響？
・inner diskとouter diskの傾きがずれた円盤モデルを作成したところ、観測をうまく再現できた
・12COの輝度温度分布も影による影響で説明できることから、2つの円盤の傾きが異なることを強く示唆する結果となったinner diskとouter diskがずれの検出方法
ずれを直接観測
可視光/近赤外でouter diskにできた影を観測
ガスの速度場の歪みを観測
・<10°のずれは大きな影を、10°<のずれは2本の細い影を作る・影が落ちた領域では面密度によって冷却タイムスケールが異なるため、outer diskの面密度を求めるのに最適な研究
Hashimoto et al. 2021

ZZ Tau IRS・中心星質量: 0.1-0.2 Msun、ダスト円盤の質量: 24-50 Mearth・r ~ 60 auにouter ring, i ~ 60 degree
・0.9mmダスト連続波では三日月構造を検出、ダストはミリサイズまで成長
・inner diskはedge-onに近いことが報告されているが直接検出はされていない
・innder diskによる影の存在が示唆されるが、これまで報告されたことはない

HSTで観測された散乱光の画像から影の有無を確認する

HST (1.6μm)

半径方向の強度分布
・cavity/gap構造は検出できなかった・r ~ 300 auの円盤及びダークレーンを検出
・r ~ 1arcsecで強度が減少
ダークレーンは実在する構造
・円盤上部では南東に、円盤下部では北西に強度分布の偏り、非対称性が見られる
inner diskが作った影による影響？

ALMA 12CO (3-2) mom1map
・ミリ波観測ではr = 58auにダストリングを検出したが、近赤外の画像ではr ~ 80 auまでをマスクしているため同様の構造は検出されなかった。ずれによって形成されるであろう影の存在も確認できず。

観測データからはずれを示唆する構造を検出できなかったため、
MCRTを用いてモデルを作成
outer diskに影を落とす傾きが異なるinner disk + outer disk

MCRT: ガスとよく結合されたミクロンサイズのダストと赤道面に位置するミリサイズのダストで構成された2層円盤モデルを作成する
小さいダスト:
標準的な星間物質ダストモデル (n(s) ∝ s−3.5, s = 0.025 − 0.2μm)

大きいダスト:dust Model2 in Wood et al. 2002 (n(s) ∝ s
inner diskの傾斜角は5-30°でふり、観測をよく再現できた15°を採用

面密度:スケールハイト:h ∝ r p, p = 1.15−3.5, s = 0.01 − 1000μm)

— 観測との比較
観測で確認された、ダークレーンを境に円盤上部と下部とで非対称な強度分布と南東から北西方向に続くダークレーンをモデルで再現できた— 懸念点
SEDでフラックス密度の欠乏が見られたため、edge-on円盤によって星からの放射がブロックされていると考えられていた。しかし今回のモデルでは、隠される影響がedge-onよりも小さい i~60°を採用しているにも関わらず、SEDを再現できなかった。

— 今後の課題
観測画像とSEDを同時に満たすようなモデルを作成する必要あり

— 12CO・光学的に厚いため、円盤の表層の温度をトレース・南東の方がピーク強度が高いのは、中心星からの放射を直接受けているからと考えられる— 870μm連続波
・影があればその影響を受けて輝度温度が小さくなるはずだが、南東と北西とでほとんど同じ輝度温度を示す→ ダスト連続波で見られる非対称性は影ではなく、ダスト粒子の特性か面密度に由来している可能性あり

43.

・揮発性物質である硫黄の円盤での化学過程を観測結果とDALIを用いて調べた論文
・HD100546 円盤内での硫黄の存在比は1.0x10-8と星間空間の存在比と比べて3桁小さいことがわかった
・OCS, H2CS, CSは気相状態での０

HD 100546
・推定年齢が~5MyrのHerbig Be星・2つの遷移円盤と内側に小さな円盤を持つ・どちらのギャップもそれぞれ、惑星の存在が示唆されており、見積もられた半径で点源が観測されているFedele et al. 2021

ALMA/APEXで観測された各分子のスペクトルキューブデータ以外にも、積分強度図やケプラーマスクを使ってCLEANしたり、visibility上でSNRが大きいものをフィルターにかけたりして、各分子の検出を試みたがいずれの方法でも検出できなかったため、上限値を見積もった。
観測データを用いてS含有分子の存在比に制限を与え、S/Hgasの半径方向のプロファイルを作ることを目的として、DALIを用いて円盤のモデルを作る。

モデル設定
円盤全体で一様な存在比モデルと、半径方向に存在比を変えるモデル
面密度スケールハイト

垂直方向のダストの密度星のスペクトル: B9V, 光度: 36 Lsun
Lx: 7.94 x 1028 erg s-1
chemical network: UMIST 06 network

S/Hを10-12~10-16の間で変えて観測結果と比較
・硫黄はHD 100546円盤で著しく欠乏している
・CSはS/H ~ 5x10-9, SOはS/H ~ 5x10-8であれば観測を再現できた
標準的な存在比よりも2桁ほど小さい各分子の半径方向の強度プロファイル (一様存在比モデル)— 観測
SO: 内側円盤の端でピークをとった後、~125auで急激に小さくなり、外側のダスト円盤で再度増加する。
CS: 中心星の位置でピークをとり、その後緩やかに減少していく— 一様存在比モデルと観測
SOとCSの強度分布を同時に満たすモデルは存在しない

各分子の半径方向の強度プロファイル (存在比変更モデル)

各分子の半径方向の強度プロファイル (一様存在比モデル)— 観測
SO: 内側円盤の端でピークをとった後、~125auで急激に小さくなり、外側のダスト円盤で再度増加する。
CS: 中心星の位置でピークをとり、その後緩やかに減少していく— 存在比変更モデルと観測
半径方向に異なる各領域のS/HをMCMCで求めた・異なる半径ごとに最大3桁程度存在比が変わる
・キャビティ、内側円盤のすぐ外側 (=惑星の位置)、外側ダスト円盤でS/Hが高くなっている
・10-10の領域は大きいダストが枯渇していることが原因

各分子の半径方向の強度プロファイル (存在比変更モデル)

どちらのモデルにしても、S/Hの標準的な存在比より2桁ほど小さい
・過去の研究でも、いくつかの天体円盤では存在比が非常に小さいことが報告されてきた。
→ 何かしらの化学反応経路を失ってる？

— 存在比変更モデルと観測
半径方向に異なる各領域のS/HをMCMCで求めた・異なる半径ごとに最大3桁程度存在比が変わる
・キャビティ、内側円盤のすぐ外側 (=惑星の位置)、外側ダスト円盤でS/Hが高くなっている
・10-10の領域は大きいダストが枯渇していることが原因

H2S, SO, SO2, CSがSを含む分子として最も多く存在するだ
ろうとモデルによって予想されている(Pasek et al. 2005)

高さの関数としての気相/固相状態の分子存在量を計算— inner cavity
赤道面付近でHS, CS, SOの存在量がわずかに多い— inner dust ring
気相状態の分子が比較的多く存在する。特に赤道面では95％の硫黄がH2CSやOCSとして存在する。
— outer gap
赤道面は40K程度になるため、ほとんどの硫黄はiceとして存在する。特に固相状態の多くの硫黄はOCSとして存在する。
— outer dust ring
赤道面ではiceが優勢になる。CS, OCS iceは高さに関係なく存在量が大きいが、H2S iceは急激にその存在量を減らす

31.

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