電波観測で見る原始惑星系円盤の構造と進化	

原始惑星系円盤研究会 2013年8月19日-22日	
国立天文台 秋山 永治		

アウトライン
1. イントロダクション
原始惑星系円盤観測の経緯
原始惑星系円盤の概要
電波・赤外における円盤観測領域
2. 円盤の内側構造 (~ 数10 AU)
Transitional Disk
円盤層構造
COスノーライン(chemistry)
3. 円盤の外側構造 (100 AU以遠)
4. まとめ星雲仮説

Swedenborg 1688-1772	

Kant 1724-1801	

Laplace 1749-1827	

1. ガス雲が重力収縮する。
2. 回転軸方向では収縮が進み、動径方向では収縮が進まず円盤形状を形成させる。
3. 重力と円心力で釣り合う。
4. リング形状が生じ惑星が形成される。	

星形成標準シナリオ	
∼104-5 yr	∼105 yr	

1.分子雲中で高密度コアが生まれる	
∼105-6 yr	

2. 中心に原始星が誕生し外層からの降着により質量が増加する	
∼106-7 yr	

4. 質量降着が終わり若い星と円3. 星風が発生して双極流を作る	盤が見えるようになる	Shu, Adams, & Lizano 1987	

原始惑星系円盤	
AB Aur.	

Fukagawa+2004	
HD 142527	

McCaughrean & O’Dell 1995	

SAO 206462	

Muto+2012	
J16042165–2130284	

gap	

Fukagawa+2006	

円盤は複雑な構造を持つ	  Mayama+2012	Diversity of Exoplanets
HD100546	 SWEEPS-10

Eccentric planet	Planet in a gas disk	
Trot = 10 h only!	
HD 189733b	

Free-floatingplanet	

Hot Jupiter	
similar to the Solar system	

標準モデルでは全てを説明する事は困難。 	

今回の取り扱う天体 	
Class 0/1	Class 2/3	L1527	

MWC 480	

Tobin et al. 2012	

Kusakabe et al. 2012	

高桑さんレビュー
町田さんレビュー	

深川さんレビュー武藤さんレビュー奥住さんレビュー野村さんレビュー	デブリ円盤	
フォーマルハウト	Boley et al. 2013	
奥住さんレビュー	原始惑星系円盤概要< 1000AU、10-1 ~ -3 Msun、1 – 10 Myr	
動径方向と鉛直方向に温度・密度分布あり	
UV、X-ray, CR	
運動、組成円盤の質量分布 	

1 dex	
Williams & Cieza 2011	

円盤の観測位置とSEDとの関係
SED:天体を波長ごとの強度分布で表したもの
黒体放射であればプランクの式で表されるカーブになる	
近赤外

中間赤外
電波
典型的なSED	：星近傍からの熱放射~数AU：円盤表面の散乱光：~数10からの熱放射：円盤赤道面からの熱放射

dust disk	
波長によって見ている場所が異なる。	
star	
Dullemond et al. 2007参考	Transitional Disk 	Transitional Diskの発見
IRASサーベイの結果、少数のサンプルに中心に穴が開いている天体がある事が判明した。
Strom et al. 1989
“The presence of IR excesses for λ > 10 µm… and the absence ofexcess emission at λ < 10 µm… may diagnose disk clearing in the
inner regions of the disk. If so, these observations may represent
the first astrophysical evidence of disks in transition from massive,
optically thick structures... to low-mass, tenuous, perhaps
postplanet-building structures.”	

SEDから得られる円盤構造
Primordial Disk
穴やスパイラル構造のないスムーズな密度分布を持つ円盤。
典型的なSED	
dust disk	star	

SEDでは近赤外領域で明るさの減少が見られないフラットな曲線を示す。	

SEDから得られる円盤構造
Pre-transitional Disk星近傍で穴が開きつつある円盤。

典型的なSED	
dust disk	star	

SEDでは近赤外領域で明るさの減少が見られるが、中心星の表面は見えない。	

SEDから得られる円盤構造
Transitional Disk星近傍穴がある円盤。

典型的なSED	
dust disk	star	

SEDでは近赤外領域で明るさの減少が見られ中心星の黒体放射が見られる。	

SMAの原始惑星系円盤一覧 	

Andrews et al. 2011 Mathew et al. 2012
Brown et al. 2012
Cieza et al. 2012
Isella et al. 2010	

Transitional Diskの形成メカニズム
ダスト成長(Grain Growth) 	

880um	
Birnstiel et al. 2011	
SEDは再現するがsubmmのデータが再現しない。	

Transitional Diskの形成メカニズム
光蒸発(Photoevapolation) 	
SubaruHD141569A i =52° 	t = 3.5 Myr	t = 0	

数10AUスケールの穴が形成されない	CO(v=2-1)のPV図	
r ~11 AUで光蒸発によるclearingが発生している(Goto et al. 2006)。	
典型的なfull diskのPV図	
数AUの穴をTDは再現できそうだがそれ以外は非常に困難である。	
Owen et al. 2011	

Transitional Diskの形成メカニズム
複数の惑星(Multiple Planets)	

LkCa330	

LkCa330	

GM Aur	

穴は形成されるが、更に10^3-5の減少が必要。
Zhu et al. 2011	

複数の惑星でmm波submm波の観測データを再現可能。
Isella et al. 2013	

観測例 1~ 円盤の物理構造 ~	円盤の温度 	IRAM/PdBI	
大100AUの温度 [K]	τ	
小Pietu et al. 2007	
有効温度 [K]	

Herbig Ae型星
T Tauri型星

T ~ 20 – 100 K
T ~ 10 – 30 K	

HD 163296の円盤の層構造 	
十分な空間分解能である傾斜角を持つ円盤を観測した
場合、層構造が見られる。	

円盤	
観測者	

放射面(photosphere)	
速度が違うので背面側からの放射が観測者から見える。	

ALMA SV band7	

de Gregorio-Monsalvo et al. 2013	

直接円盤の層構造を観測で確認した。	

円盤の層構造 simulation 	
高空間分解能低	存在量分布あり	  温度分布あり	存在量分布なし	  温度分布あり	存在量分布なし	  温度分布なし	

Semenov et al. 2008	

Dust Trap (Pressure Bump)	

ALMA cycle0 band9
Oph IRS 48 Transitional Disk
0.44mm	CO(6-5)	

• 45 – 80AUにかけて局所的なmmサイズのダストが溜まっている(9 Me)。
• ガスとumサイズのダストはドーナッツ状に存在する。
• Pressure bumpの有力候補。
van der Marel et al. 2013

18.7um 	ESO/L. Calçada	円盤の乱流成分	
Δv(r) =2kBT (r) 2+ξ
µ mH

ξ：乱流成分の速度幅	
ローカルな速度成分	SMA	HD 163296
SMA CO(3-2)Δv = 0.044 km/s	

Hughes et al. 2011	
乱流成分 0.4Cs
参考 Guilloteau et al. 2012 PdBI CS(3-2)
DM Tau 0.4 – 0.5Cs 	HD142527 円盤からのガス流入	
ALMA cycle0 band7	

円盤から惑星へのガス流入?	

HD142527	  その他の観測結果	
ALMA	

VLT/NACO	

13CO(3-2)	

Ksバンド	

C18O(3-2)	

NIRの観測でも物の流れを示すものは	  見られない。	
Avenhaus et al. in prep.	  	
Fukagawa et al. submitted	  	LkCa15とHD163296 ダスト成長1 	13CO(1-0)
IRAM/PdBI	

ALMA SV
band7	

1.3mm cont.
CARMA	
LkCa15	

continuum	CO	rc = 125 AU	
dust growthなしのsimulationIsella et al. 2012	

de Gregorio-Monsalvo et al. 2013	

LkCa15とHD163296 ダスト成長2 	13CO(1-0)
IRAM/PdBI	

ALMA SV
band7	

1.3mm cont.
CARMA	
LkCa15	

continuum	CO	rc = 125 AU	
dust growthありのsimulation
Isella et al. 2012	

de Gregorio-Monsalvo et al. 2013	

HD 163296 円盤風(?) 	
ALMA SV band6 & 7	CO3-2(band7)ではスポット状の造でCO2-1(band6)では連続的な帯状の構造をしている。
resolve outの影響
Knot A2とA3の位置は2012年の時
点でproper motionから予想される位置を示している。

Klaassen et al. 2013	

・ morphologyが似ている。
・ band7のemissionはknotの位置とほぼ一致している。
・ 速度成分が一致している。
redとblueの方向が円盤のものと一致(但しmean vel. = -18.6 km/s)

円盤風の可能性が高い。

大質量星の周りのケプラー円盤 	
天体：G35.20-0.74N
距離：2.19 +0.24/-0.20 pc
質量：18±3 Msun

光度：~3×10^4 Lsun
円盤質量：3 Msun
円盤サイズ：2500 AU以上	ALMA cycle0 band7	

Sanchez-Monge et al. 2013	

観測例 2~ chemistry ~	円盤で検出された主な分子 	M 	 M 	K 	K 	K 	K 	K 	K 	

F 	

F 	

F 	

A 	
CN 	
CN 	
DCN 	
HCN 	
H2CO 	
H2CO 	
N2H+ 	
DCO+ 	
HCO+ 	CO 	

T Tau型星 :CO, HCO+, CN, N2H+, CCH, CS, H2CO, DCO+, DCN, HD, HC3N
Herbig型星:CO, HCO+, CN, HCN, CS, H2COT Tauri型星の方が分子が豊富に存在する。
Öberg et al. 2010, 2011	

TW Hyaの例	

Williams & Cieza 2011	

Herbig型星 vs T Tauri型星の分子量
AB Aur	DM Tau	N/N(13CO)	

N/N(13CO)	

H2	

1.5×10^6	

1.0×10^7	13CO	

1	1	HCO+	

1.5×10^-4	

2.0×10^-3	HCN

1.3×10^-5

7.0×10^-4	

CS	

< 8.0×10^-5	

3.0×10^-4	CCH< 5.0×10^-4	

1.0×10^-3	CH3OH	

<2.0×10^-1	0	

Molecular Species	Schreyer et al. 2008, Pietu et al. 2005	

Herbig型星の方が分子が少ない。
Herbig型星では分子が気体で存在しダストに吸着していない。
grain surface chemistryが起きにくい。

スノーライン 	
スノーラインは惑星系形成を考える上で非常に重要→ どこにどの種の惑星が形成されるかを左右する。	
rocky planetesimals	

icy planetesimals	snow line	

スノーラインを観測したい	  Hayashi 1981	

H2Oのスノーライン、本田さんの講演	HD 163296 COのスノーライン1 	
SMA	

271GHzcont	

341GHzcont	

COのスノーライン：155 AU	
Qi et al. 2011	

HD 163296 COのスノーライン2
H3+ + HD → H2D+ + H2 + 220K (Wootten 1987, Roberts & Miller 2000)
H2D+ + CO → H2 + DCO+ COが凍る~20Kで効率的にDCO+が生成される (Caselli et al. 1999, Pagani et al. 2012)。
ALMA SV band7	

リング構造	

Mathews et al. 2013	

[DCO+]/[HCO+]=0.3 104大きい。
DCO+がCOの凍結領域付近(110 – 160 AU)で増加している。
→ COのスノーラインを検出した。		

TWHya COのスノーライン	

N2H+ + CO → HCO+ + N2
N2H+が多く存在すればCOはdepletionしている事を意味する。	
ALMA cycle0 band7	

Qi et al. 2013	

COが減少している
B. Saxton & A. Angelich/
ところでN2H＋がNRAO/AUI/NSF/ALMA(ESO/NAOJ/NRAO)	
増加している。
COスノーライン R〜 30 AU
chemistryならではの手法	
Qi et al. 2013c	

Deuterium Enhancement TW Hya (1)DCN J=3-2	

1050-5-10	

DCN (J=3-2) 217.238 GHz @ ALMA band 6	1050

Oberg et al. 2012	-5-10	
The contour levels are at 50%,75%, and 90% of the peak value.	

• The image with higher S/N ratio was obtained.
• It becomes capable of applying to the model fitting much better.	

Deuterium Enhancement TW Hya (2)Multiple pathways to deuterium enhancements in protoplanetary disks.

S/Nの高いALMAのデータを用いて温度を正確に求めた。	

DCN forms at higher temperature than DCO+.
DCN formation : via CH2D+ at T > 30 K
DCO+ formation : via H2D+ at T < 30 K

Oberg et al. 2012	

円盤で初めてのc-C3H2の検出	
ALMA SV band6 HD163296	
12CO(3-2)	

c-C3H2の分子構造	

c-C3H3(6-5)	 c-C3H3(5-4)	 c-C3H3(3-2)	
tentative	

tentative	

Vrtilek et al. 1987	
ダブルピークを検出	  →	  穴が開いている可能性あり	  観測	  モデル	  残差	  穴のある円盤モデルでフィットした結果
内径 = 30 AU、外径 = 165 AU (COの円盤サイズは500AU以上)
MWC 480, LkCa15, GO TauでH3CNの検出 (Chapillon et al. 2012)	

円盤の外縁部の構造 	Similarity Solution Disk ModelØ Similarity solution for the surface density (Hughes et al. 2008)
Demonstration	

Log Σ(r) [g cm-2]

Ø Radial temperature distribution
Same as power-law disk modelØ Difference between the two models
truncation caused by power-law	
power-lawy[AU]	

•power-law	x[AU]	

similarity	
y[AU]	

normalized surface density	
distance where Σ(r) starts decreasing
exponentially	

similarity
Log r [AU]routx[AU]	

log nH2[1/cc]	

Similarity Solutionの成功例1
SMA	
HD31648	

velocity [km s-1]	

velocity [km s-1]	

offset [arcsec]	

HD163296	

Hughes et al. 2008	

Power lawよりもSimilarity Solutionの方が観測をよく再現する。

Similarity Solutionの成功例2
NRO45/ASTE	
12CO(1-0)	

MWC 480	
12CO(3-2)	

13CO(1-0)	

C18O(1-0)	

PL1	

Tmb [K]	

PL2	

SS	02

4 6 8 10
Vlsr [km/s]	

複数のガス輝線でもsimilarity solutionが有効であることを確認	
Akiyama et al. 2013 accepted	

TW Hyaの最新結果1
HST	
F171M	

r^2の重みをつけるとgapが顕著に見える。イメージング手法の一つ	
1”	

gap	
80 AU	

Debes et al. 2013	

TW Hyaの最新結果2• 電波ではΣ(r)が緩やかに減少するモデルとよく合うが、NIRでは急激な減少の方がよく合う。
→層構造があることを指示している。
• 6 – 28地球質量の惑星が80AUの場所にあると思われる。
• 太陽系では木星が形成されるtime scaleは10^7年程度。しかし
TW Hyaでは7×10^6年で海王星軌道の約3倍の場所で海王星型惑星が形成されていると思われる。
→惑星形成論で予測されるtime scaleと合わない。
早く惑星を形成させるメカニズムが必要である。可能性として円盤の一部でgravitational instabilityが発生していれば、中心星から離れたところでも短時間で惑星を形成する事ができる。まとめ
1. Transitional Diskの詳細構造が明らかになってきた。形成メカニズムについてはまだ不明。
grain growth、photoevapolation、multiple planetsによる効果を調べたが、どれも完全に説明することは困難。
2. 温度や密度の層構造
HD163296で円盤の層構造を直接確認した。
3. COのスノーラインの検出。
chemistryの力を駆使
4. 円盤外縁部の構造
電波ではexponential tailの構造だが、NIRではtruncationに近い構造と一致する。