Herbig Be型星 HD100546 原始惑星
系円盤表層における水氷分布観測
Mitsuhiko Honda (Kanagawa Univ.),
A.K. Inoue (Osaka Sangyo Univ.),
S. Takatsuki,T. Nakamoto (TITech),
T. Kudo, M. Tamura, H. Terada, N.
Takato (NAOJ),
M. Fukagawa (Osaka Univ.)

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スノーライン（雪境界線）• H2O氷が昇華・凝縮する位置– ダスト温度が約110-170Ｋの場所（ガス圧による）– 中心星光度、ダストの光学特性・サイズ等に依存– 太陽系では3～4.2AU (巨大ガス・地球型惑星境界)– 光学的に厚いと1AU以内？
スノーライン– 地球型惑星に大量の水？
（表層）

スノーライン（赤道面）

Chiang et al. 2001

惑星形成における氷ダストの役割••

粒子の合体成長を促進
固体質量(面密度)の増加 (e.g., Hayashi et al. 1985)•木星型惑星のコア成長を助けるsnowlineはガス惑星と地球型惑星領域の境界• 地球型惑星への水供給の初期条件として、観測的な制限が望まれる• これまで、円盤氷ダストの観測的情報は限られていたのが現状• 近年、ようやく少しづつ進展
開始
Chiang et al. 2001
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ALMA resolved CO snow line (Qi et al. 2013 Science)• N2H+ の分布に~30AUの“穴”– COが気相に入るとabundanceが減るイオン– CO snow line を空間分解した• CO snow lineの惑星形成における意義:– CO snow line 以遠で固体面密度の上昇→天王星・海王星コア形成を助けた？(Dodson-Robinson+2009)– H2O ice snow line が重要と思われており、その半径はより内側にあると思われている

H2O Snow line を間接的に導出(Zhang+2013)• SST/IRS, Hershel/PACS, Hershel/HIFI による
TWHya円盤からのH2O line をモデリング• 4-4.2 AU のリング状に H2O vapor 面密度が上昇しているモデルだと、観測されたライン強度を説明可能
Snow line at ~4.2 AU
in TW Hya disk ?
ただし、間接的な導出であり、直接空間分解していない！

Disk Ｈ２Ｏ ice obs.

(Malfait et al. 1999)
HD142527• 44,62mm emission feature(Lattice mode, Malfait et al. 1999)– ＨＤ１４２５２７＋a few• 3mm absorption feature(OH stretching mode)– CRBR2422.8-3423(Pontoppidan+2005)– ＨＫＴａｕＢ, ＨＶＴａｕＣ (Terada+2007)– Many sources (Boogert+2008)– ASR41, 2MASSJ1628137-243139, UY
Aur (Aikawa et al. 2012)(Terada et al. 2007)
HV Tau C

Water ice exists, but “radial”
distribution is not clear!
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Difficulties on tracing Ｈ２Ｏ ice“radial” distribution in disk
• 44, 62mm emission feature– Observable only from space/airplane– Low spatial resolution (∝l/D)• 3mm absorption feature

Face-onEdge-on– Radial distribution towardedge-on disk is unclear

How aboutface-on disk ?
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Face-on disk as a good target totrace Ｈ２Ｏ ice radial distribution• The 3mm ice absorption feature should be imprinted in thescattered light spectrum via albedo effect (Inoue+2008)– We can observe radial H2O ice distribution via K(2.2mm),
H2Oice(3.1mm), and L’(3.8mm) imaging observations!
– Possible to detect (surface radial) snow line in the future

Edge-onFace-on

ＨＤ１４２５２７=145AU(Fukagawa et al. 2006)

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SilicateＫ Ｈ２Ｏ Ｌ

Silicate + Water ice

Ｋ Ｈ２Ｏ Ｌ

(Inoue, Honda, et al. 2008)

Ideally, spatially resolved scattered light spectrum isprefered, though it is hard for current instruments
We can get very coarse “spectra” via K, H2O, and L
imaging of disk to show water ice absorption

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Ice in HD142527 disk
(Honda et al. 2009)

3mm absorption featurepresent in scattered light
No feature
D(K-H2Oice) = ~1 mag

Total spectrum
3.1mm feature

ＨＤ１４２５２７=145AU(Fukagawa et al. 2006)11

Dark Lane

Disk ice observations around
Herbig Be star HD100546• NICI on Gemini South K(2.2), H2Oice(3.1),L’(3.8) imaging
 2012/3/30(Honda et al. in prep.)12Extracted 2-4mm “spectra” ofHD100546 disk scattered light

Weak 3.1mm featurepresent !
 Water ice exist
near the disk surface
13Extracted 2-4mm “spectra” ofHD100546 disk scattered light
ＨＤ１４２５２７

吸収バンドの深さに差があるか？
そもそもどの位の深さが期待される？
 モデル計算必要

Weak 3.1mm featurepresent !
 Water ice exist
near the disk surface
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H2Oバンドの減光等級 H2O Depth
表面輝度SB [Jy/arcsec2]

0.1

K 2.2μm

HD100546
HD142527

H2O 3.1μm

L’ 3.8μm

SBHcont
2O

H2O Depth-0.9 +/- 0.2-1.3 +/- 0.1[H 2O depth] º -2.5log(SBcontH 2OobsH 2O/ SB)

SBHobs2O

éëlog(SBL'obs ) - log(SBKobs )ùû
obslog(SBHcont)º(logllogl)+log(SBH 2OKK )2O(log lL' - log lK )0.01
2

λ [μm]

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Effect of photodesorption to ice
grains in the disk surface
Condensation
front = 0.1, 1, 10at 3mm

Disk scale height
Grain size ~1mm

• FUV Photodesorption destroys surface ice– (e.g. Dominik+2005, Oka+2012)• Earlier spectral type of HD100546(B9.5Ve) thanthat of HD142527(F7III) can make weaker 3mmabsorption  photodesorption may be effective?16

[H2O Depth]モデル計算との比較(Takatsuki et al. in prep.)(例) サイズ 1 μm, PSなし R = 0.5AUin• HD100546円盤のパ100
Rout = 150AU
ラメータを使用
050-0.2(Mulders+2012)
T* = 10500K
0-0.4• [H2O depth]はサイ
R* = 1.8Rsun-0.6-50
ズ・場所に大きく依存-0.8
i = 45°-100• 観測された深さで、Ｐ-1-100 -50 050 100
Ｓあり・なしを区別す
d = 103pc
るのは難しいがサイ[H2O Depth] PSなし PSあり
ズは制限可能か？
0.23 mm-2-0.5

1 mm

0～-10～-0.4

0.3 mm-1～-20～-1

0.1 mm0～-2.5 0～-2.5

H2O Depth

17HD100546-0.9 +/- 0.2

HD142527-1.3 +/- 0.1

Summary• 3色 (K, H2O ice, & L’ disk imaging) 撮像でface-on
disk で water ice radial distributionを求めることが可能 (Inoue et al. 2008)• Case study 1: Herbig Fe HD142527 円盤の散乱
光中に 3mm 吸収を検出 (Honda et al. 2009)• Case study 2: Herbig Be HD100546 円盤の散乱
光中にも若干浅い3mm 吸収を検出 (Honda et al. in prep.)– HD142527よりも 3mm 吸収が弱いのは中心星がearlyなのでUV photosputtering が効いている？
– しかし、モデル計算（現在進行中）によると、吸収の深さはサイズにも複雑に依存するので解釈は単純ではない
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今後の課題• HD97048, HD169142 のデータ取得済…
• 観測：– より内側に迫る！
 IWAに優れたPDI観測手法
当初の目的の雪線検出へ！

– 散乱光の分光観測
 多色撮像よりもより信頼性の高い氷の検出
ベガ型星などでは重要• 理論（計算）：– PDI観測をした場合の理論予想計算求む…
• 氷の吸収等が偏光スペクトルにも見えるのか？

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