40 Diagnosing 0.1–10 au scale morphology of the FU Ori disk
using ALMA and VLTI/GRAVITY

41 Constraining the Formation of the Four Terrestrial Planets in the Solar System
42 Runaway Young Stars in the Orion Nebula

43 The physical and chemical structure of Sagittarius B2– V. Non-thermal emission in the envelope of Sgr B2

44 The chemical structure of the very young starless core L1521E
45 First clear detection of the CCS Zeeman splitting toward the pre-stellar core,
Taurus Molecular Cloud-1

46 Variability of H emission in young stellar objects in the cluster IC 348
47 Impact of Cosmic-

401

YSOは定常降着で想定されるより10-100倍暗い = 非定常降着➔ outburstとしてYSOで観測される (e.g. FU Orions)YSOモデルより見積もられる降着率⚫ Low (e.g. T Tauri) … 1e-7[Msun/yr] ➔ magnetospheric streams from the inner disk
⚫ High (e.g. FUors) … 1e-4 [Msun/yr] ➔ HOW?
観測ターゲット：FU Ori & FU Ori S (companion) … 典型的な降着バーストYSO

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2

観測①：VLTI/GRAVITY (2-2.45 μm) … 近赤外⚫ Structure: simple geometric model⚫ VLTI-compact (uniform disk) + VLTI-extended (2D Gaussian) components

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観測②：ALMA Bands 3 (86-100 GHz) & 4 (146-160 GHz) … サブミリ波  ダスト連続波⚫ Structure: only marginally spatially resolved⚫ SEDs: fitted with radiative transfer models with distinct physical properties

例. あるdust slabのSEDモデル
観測されたSEDを再現するように、総パラメータ数を最小にする放射componentsを探索する

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4

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Thermal and magnetorotational instabilities (e.g. 2D sims of Zhu et al. 2009)✓ It is not yet very clear to us whether or not this can also explain the vertical dust
temperature profile of the FU Ori disk.

Millimeterサイズ粒子が FUOri(_dust1) にあるのに FUOriS にない (観測説明には不要) 理由➔ 仮説としては、Quiescent stageのFUOriSでは円盤平板中心に沈降して or 縦方向に光学的に厚いため観測できず、一方Accretion burst stageのFUOriでは縦方向に攪拌され観測される

407⚫ 主な放射源は円盤の内縁部 R<10[au]⚫ おおよそ中心対象構造 & face-on⚫ FU Ori円盤における降着率⚫ R<0.4[au] … H2O & CO 吸収を再現
 dM/dt~1e-4[Msun/yr]⚫ R~0.4-10[au] … エネルギースペクトル
を粘性加熱で再現
 dM/dt~1e-4[Msun/yr]⚫ このため、R<0.4[au]の内縁円盤が短い力学的時間で変化せず維持される⚫ FU Ori円盤のR<10[au]において、垂直方向へのダスト堆積の証拠 (cm bandsでの追観測などで確認する必要がある)478

ガスの電離度：化学反応率、化学組成、温度 (加熱・冷却)、ガスと磁場の凍結強度➔ 降着円盤進化における決定的な要素(e.g. MRIがactiveになるかどうか → 角運動量輸送・ガス降着を左右)
電離度の低い円盤中層はMRIがinactive → 微惑星形成

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星周円盤は様々な過程で電離する⚫ FUV (中心星、近傍星、銀河背景光) : 表層
⚫ X-ray (星のコロナ) : mean-free-pathが長いため、円盤内部まで到達⚫ 円盤内の放射性核種 (1MeV粒子に崩壊する) : 円盤中層
⚫ Cosmic-Rays (宇宙線; 高エネルギー光子・電子) : >100[g/cm^2]まで到達可能⚫ Galactic CR background … 電離率 ~ 1e-16 [/s] ➔ 中心星の磁気圏を突破できない⚫ 一方、中心性から生じるCRsであれば円盤電離が可能。近年のモデルでも、ジェット・降着ショックによって加速されたCRsが調べられている。
⚫ 太陽磁気圏の存在により、CR fluxを直接求めることは困難⚫ 現状のベストはVoyager Iによる記録だが、銀河背景宇宙線のスペクトルは未だ不明である⚫ 中性ガスにおけるH3+の量から間接的に見積もった値は、電離率 ~ 1e-16 [/s]⚫ 原始星観測より得られた値は、星近傍ほど高くなっていた。星への降着ショックによって加速されたCRsが起源と考えられる。

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降着中の早期型星における宇宙線加速が星周円盤に及ぼす影響を調べる⚫ 比較的年老いたT Tauri型星を想定する。無視できない降着(>1e-9[Msun/yr])をしているが、高密度エンベロープは存在しない。
中心星: 1 [Msun], ~1[kG]⚫ 進化の最終段階で星質量は獲得しきっているが、円盤からの降着が続いているT Tauri starsを想定⚫ facc: covering fraction of accretion hot spots on the stellar surface⚫ facc = 1e-3 – 1e-1  dM/dt = 1e-9 – 1e-6 [Msun/yr]

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電離率：4 sources:CRs: Σ~100[g/cm^2]まで。円盤中層まで到達しうる。
⚫ 外部CRsは磁気圏 (or T Tauri圏)でシールド⚫ 星からのCRsであれば電離可能⚫ 2 additional effects: mirroring, funneling
FUV radiation⚫ Σ~0.01[g/cm^2]; only disk surface layers

X-rays⚫ Intermediate column densites
Radionuclides (Al, Fe, Cl)⚫ Decay of short-lived radionuclides in the disk midplane

Galactic CR
background

Galactic CR
backgroundafter shielded47

Without CRs

FiducialHigher accretion

10-17 [s-1]*dashed line … minimum-mass solar nebular(MMSN)のmid-plane

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MRI-active regionを評価⚫ Magnetic Reynolds number (Re) … プラズマと磁場の結合度⚫ Ambipolar diffusion number (Am) … 中性ガスとプラズマの結合度⚫ 先行研究の数値シミュレーションを採用⚫ Re > 3000 (Flock et al. 2012b)⚫ Am > 0.1 (Cleeves et al. 2013a)

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典型的な早期型星の降着率 (dM/dt~1e-9-1e-6[Msun/yr]) の場合、星への降着ショックによる宇宙線加速により、円盤表面における宇宙線の電離率が >1e-15 [/s] になる。これは銀河背景宇宙線によるものより一桁は大きい。
入射宇宙線は星から10[au]以内の中間・高密度 (>10[g/cm^2]) での円盤の電離率を上昇させる
T Tauri円盤においてMRIが有効となる半径・柱密度を調べたところ、宇宙線フィードバックによる電離がMRI-active regionを円盤中層まで拡張することがわかった
宇宙線を加速させる降着・宇宙線を減衰させる降着流の高い柱密度・降着を促進するMRIの関係は、宇宙線フィードバックループを形成する。
それは降着を調節してluminosity variableを生じさせる

4115421643174418451946204821

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