遷移段階円盤Sz91のサブミ
リ波および近赤外線を用いた高分解能観測塚越崇 (茨城大学)

百瀬宗武(茨城大), 橋本淳(U. Oklahoma), 工藤智幸(NAOJ),
S.Andrews(CfA), 齋藤正雄(JAO/NAOJ), 北村良実(JAXA),
大橋永芳(NAOJ), D.Wilner(CfA), 川辺良平(JAO/NAOJ),SEEDS project member

Transition Disk• 近/中間赤外線フラックスの減少
AA49CH03-Williams

ARI

14 July 2011

19:21

• 円盤内側の穴構造を示唆• 円盤進化・惑星系形成の理解へのキーとなる天体
Photometry from optical to mid-IR wavelengths
Spitzer IR spectraaStellar photosphere
Range of SEDs for typical accreting T Tauri stars

FQ Tau10–9

Weak-excess, anemic,or homologouslydepleted disk

bCoKu Tau/4
Classic transition
or cold disk

10–10

λFλ (erg s–1 cm–2)

s. 2011.49:67-117. Downloaded from www.annualreviews.org
MONDAI LIBRARY on 10/27/11. For personal use only.

10–10

様々な理論モデルが提唱↓cd
円盤の密度/温度分布と速度構造を高分解能観測で明らかにする事が重要
10–11

10–11

10–9

GM AurUX TauCold disk

Cold disk orpretransition disk

10–9

10–10

10–10

10 0

10 1

Williams&Cieza 2011

10 2λ(µm)

10 010 1

10 2

SED v.s. Direct Imaging
Rin=47AU

Rin(SED)=50AU
Rin=33AU

Rin(SED)=18AU
Rin=39AU

Rin(SED)=45AU
Brown+2009

Transition Disk Obj.: Sz91
Lupus IIISz91(d~200pc)

13CO(1-0) Nagoya 4m telescope[Tachihara et al. 1998]

SpT:M0.5
M=0.49M⦿
t=5MyrdM=10-10M⦿/yr• 特徴的なSED [Romero+12]• IR超過無し - Class III- 大きな穴構造• ~20µmに大きなdip- cold dustが多く残存• ~100µmに超過Transition Disk Obj.: Sz91
• AzTEC/ASTE 1.1mm
survey[Kawabe+13]• 近傍星形成領域のマッピングサ

Lupus3ーベイ(Lup,Cha,Oph)• 分解能~30”• Sz91@1.1mm• 27.2 6.0 mJy• 観測領域内214個classIIIの中で唯一の検出

円盤構造は?
-> 高分解能観測へSz9115’Lu

Observation
SMA• Submillimeter Array• 345GHz continuum: Compact and VEX• 0.5-1.5” resolution• CO(3-2) line: Compact• 2-5” resolution• HiCIAO/Subaru• Ks-band polarized intensity• ~0.2” resolution• SEEDs project survey [Tamura+2009]

SubaruSMA 345GHz連続波(a) all UV(b) 50-600kλ

0.43”
1.4”
x1.0”

200AU

1σ=2.1mJy/b0.7”
x0.3”

100AU

1σ=2.8mJy/b

Fig. 1.— Cleaned maps of3.6
the 345
GHz continuum emission created by all UV data (a) andmJy• F(345GHz)=32.150–600 kλ (b). The contours start at ±2σ with the intervals of 2σ, where 1σ =2.1 and 2.8

Rout=170 AU• ダスト円盤サイズ:−1mJy beamin (a) and (b), respectively. The red cross indicates the stellar position in each=> ダストのdepletion/clearing• 星の位置にピーク無し
panel. The synthesized beam sizes in HPBW are shown at the bottom-left corner in eachpanel: 1."" 4 × 1."" 0 with P.A.=−9.◦ 8 and 0."" 7 × 0."" 3 with P.A.=13.◦ 0 for (a) and (b), respectively.

K-band Polarized Intensity(PI)– 15 –(a) Ks-band PI + 345 GHz• 三日月状の放射• 偏光角は中心対称に分布• サブミリ波放射の内側に分布• 南北にギャップ構造• inner holeの存在を示唆• サブミリ波とconsistent(a) Ks-band PI + 345 GHz
円盤内側での散乱光• Rin=65AU, inc.=40deg.
• 楕円フィッティングより
100AU– 15 –100AU(b) Ks-band PI + pol. angle

Fig. 4.— (a) Polarized intensity (PI) image with thesuperposed on the 345 GHz continuum emission (coposition is shown by the red cross. The best-fitline. The inner are of 0.!! 2 diameter (filled circle) is

subtraction process and is masked. (b) Polarization

SMA CO(3-2)輝線M/S
5000

4.5

• 中心星付近にピーク• 南北方向に速度勾配
3’ 45”

4500

consistentDEC (J2000)• ダスト円盤長軸方向と4.6”
x1.8”

3500

color: CO(3-2) 1st moment
black: CO(3-2) integ. int.
white: 345GHz continuum-39º 3’ 55”
7m12s

7m11s
RA (J2000)

3000

km/s

• 1.5-6.1 km/s

3.5

3’ 50”• 回転円盤を示唆• Rout=420AU

4000

SZ91

16h7m11s

円盤構造: SEDフィッティング-12• 2コンポーネントモデル
円盤 + inner hot component-4-610(a)-1010-1150

14.5

14.0-13-14
14.5-1514.0-1613.5
100

15.0

150

200-13-14-15-1613.5(b)-17250Ωc [log10 str]

10-9

Ωc [log10 str]c

• モデリング-2

15.0

15.5

reduced χ210-2

20-1215.5

reduced χ2λFλ (erg sec-1 cm-2)∑ [log g cm ]450100150200250(c)-17-6

Tc [K]Tc [K]-4-2∑c [lo-12Reduced χ2 distributions of the SED fitting in Tc -Σc (a), Tc -Ωc (Fig. 106.—

panels. The color scale shows the reduced chi2 value. The upper limit of10log str which is the solid angle of the dust inner hole.
10−11.2• 円盤モデル: power-law proﬁle-1310-14[Kitamura+02]• 柱密度分布: Σin(r/Rin• 温度分布: Tin(r/Rin)-q• g/d比: 100:1• κν [Adams+1988]• hot component: 単温graybody

1101001000
Table 2. λFixedparameters in the SED fitting
(μm)

)-p

S = B( , Tc )[1exp(c )]cParameter

Fixed Value

M! (M" )0.491

AV (mag)

2.01

Teff (K)37241

Rin (AU)

65

Rout (AU)170i (degree)

40.0

p1.5

q0.5

円盤構造: SEDフィッティング• 円盤放射で>70µmデータを再現

Table 3. Best-fit parametersin the SED fitting
g/d=100:1λFλ (erg sec-1 cm-2)

10-9Parameter

10-10Value

Stellar parameters
R∗ (R" )1.29±0.03
4148±55

10-12T∗ (K)L∗ (L" )0.49±0.02

10Tin (K)32.5±3.9

Σin 1 (g cm−2 )0.67±0.03

β0.5±0.1

Mdisk 1 (10−3 M" )2.4±0.8

10-11

Cold outer disk

-13

10-14

110100λ (μm)

1000

1 The surface density and the(既知の)Transition
Diskの中disk mass are[Andrews+2011]
shown in theで最も軽い円盤gas+dust density and mass by as-円盤構造: SEDフィッティング
10-9• ~20µmデータを再現

10-10

λFλ (erg sec-1 cm-2)• Hot componentを追加• ベストフィットとなる[Tc,Σc, Ωc]をχ2平面で探す• 初期値を変えて6000 runs

10-11
10-12
10-13
10-14

optically thin
optically thick110100λ (μm)

円盤内側(inner hole)にhot dustが存在

1000

Hot component
min. χ2プロット

optically thin:Σc Ωc=const.
optically thick
172K

optically thick: Ωc=const.

• optically thin --- 186K, Mc=3x10-9 M⦿
• optically thick --- 172K, Mc>6x10-7 M⦿

optically thin
186K

Implications of hot component 1• 局所的な放射源がinner holeにある• 周惑星系円盤• 光学的に厚い周惑星系円盤とすると[e.g.
DʼAngelo+03]• 幾何学的に薄い円盤であればΩc -> R~60R⦿
• 3-65AUのヒル半径より十分に小さい• Tc=172 K

Implications of hot component 2• 中心星に照らされたリング構造• 単温graybodyによるSED再現=>広がった円盤ではなくʻリングʼ構造• Tc -> リングの位置 [円盤温度分布を外挿]• R=2.0AU (optically thin: 186K)• R=2.3AU (optically thick: 172K)• Ωc -> リングの幅• optically thin: dR>53AU• optically thick: dR=0.01AU

Implications of hot component 2• 中心星に照らされたリング構造• 単温graybodyによるSED再現=>広がった円盤ではなくʻリングʼ構造• Tc -> リングの位置 [円盤温度分布を外挿]• R=2.0AU (optically thin: 186K)• R=2.3AU (optically thick: 172K)• Ωc -> リングの幅• optically thin: dR>53AU• optically thick: dR=0.01AU

R=2.3AUにある光学的に厚いリングSummary• Transition disk(TD)天体Sz91の高分解能観測• submm, NIR• 円盤構造を空間分解• 大きいinner hole(~65AU)

進化したTD?

• 既知のTDの中では最も軽い円盤• 穴内にhot dustが残存• 周惑星円盤のような局所的な放射源• 2.3AUにある光学的に厚いリング• ALMA cycle1による高分解能&高感度観測へ• 穴内におけるダストとガスの分布• ガスの運動