The Star Formation Newsletter #340 10-18

東大M2 森井嘉穂

10. Clustered star formation towards Berkeley 87 / ON2. I. Multi-wavelength census and thepopulation overlap problem
11. An ALMA Survey of Protoplanetary Disks in Lynds 1641
12. Dispersal timescale of protoplanetary disks in the low-metallicity young cluster Dolidze 25
13. Analysis of physical processes in eruptive YSOs with near infrared spectra and multiwavelength
light curves
14. An HST Survey of Protostellar Outflow Cavities: Does Feedback Clear Envelopes?
15. Discovery of an Edge-on Circumstellar Debris Disk Around BD+45598: a Newly Identified
Member of the Pictoris Moving Group
16. The Extraordinary Outburst in the Massive Protostellar System NGC6334 I-MM1: Strong
Increase in Mid-Infrared Continuum Emission
17. Long-term V (RI)c CCD photometry of pre-main-sequence stars in the association Cepheus OB3
18. MRI-active inner regions of protoplanetary discs. I. A detailed model of disc structure
Kaho.M 2021/06/04 SF Newsletter

OMC-A Lynds 1641にある101原始惑星系円盤のALMA観測。ダスト連続波で89、12COで31、13COで13、C18Oで4個の円盤を検出。23/101は遷移円盤で20は連続波で受かった。
赤外線で明るいClass II円盤に注目。ダスト質量を見積もり、本領域の原始星、他領域と比較した。
→Lynds 1641は比較的大質量なダスト円盤が多い(中央値11.1%&'.(!".$ 𝑀⊕ ) 27%はMMSN(∼ 30 𝑀⊕ )と同等かそれ以上円盤の質量ー降着率関係を調べ、粘性円盤寿命が領域の年齢と似ていることを明らかにした[MGM2012]512はダスト連続波でもCO及びその同位体でも>5,000 auの構造が見られ、起源について議論した。大きなダスト粒子の降着流とかKaho.M 2021/06/04 SF Newsletter11. An ALMA Survey of Protoplanetary Disks in Lynds 1641
- 惑星を形成するためには円盤は十分な質量もち、物質の散逸前に惑星形成が行われる必要がある(~10 Myr)
- 円盤は小質量星周りでも20%程度- 原始惑星系円盤のサーベイ観測は様々な領域に対して行われ、ü円盤質量が中心星質量や領域の年齢、進化段階に依存すること
ü星形成環境が円盤進化に影響を与えることが明らかになった- しかし、質量が年齢と単調減少ではないことなどまだ理解は不十分- 環境と円盤進化において原始惑星系円盤段階の効果を調べるため、様々な進化段階の円盤が多く存在する ひとつの星形成領域を調べる

Figure 1

Lynds 1641in Orion A (~1.5 Myr)
Megeath et al. (2012,2016) Spitzer survey of Orionで円盤をもつ若い星700天体が同定され、Orion VANDAM survey(Tobin et al. 2020)で新たに165天体も観測された対象天体 Class IIの円盤101天体(Grant et al. (2018)から選抜)、うち23%は遷移円盤-6 以下のClass II天体(724)のうち、HOPSや70 µmで検出されており、連星間距離が不明or <800 auの連星ではないもの<注> Herschel では対象領域の全Class II天体を検出していない(本研究に入っていない) & HOPSで観測されているのはクラスター/フィラメント領域で、散らばって分布するClass II天体は含まれていない→本研究の対象天体は若く、赤外で明るく、おそらく大質量をもつ、Class IIの中でも初期の円盤観測 ALMA Cycle 7, Band 6 (CO, 13CO, C18O (J=2-1)), ~1.3” 1.0”
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結果1. 連続波

Figure 2- イメージベースでGaussian fitしmaximum flux > 4 rms →検出(89/101)- Gaussian天体を仮定した‘uvmodelfit’を行い、長軸FWHM、長短軸比、position angle、fluxを測定

500 au

赤字はnon-detectionを意味- S/N > 30 かつGaussian天体を仮定した場合のフラックス密度 >(点源を仮定した場合のフラックス密度+3 sigma)→分解 (13/89)

質量 𝑀"#$% =& '()*) +) ,-./0(𝜅* = 𝜈/100 GHz = 2.254 cm'g !+, T = 20 K)

中央値は𝟏𝟏. 𝟏G𝟑𝟐.𝟗
D𝟒.𝟔 𝑴⊕ 、transition disk(20/23)は16.1 𝑀⊕
Figure 4
本観測で最も多いのはM1(Teﬀ=3680, ~0.4-0.5 𝑀⊙ ,1Myrの前主系列星)

100 𝑴⊕
10 𝑴⊕

L1641内で最も多いのはより後期段階のM4(Hsu et al. 2012, Fang et al. 2013)

Figure 5Blues: transition disks→サンプルバイアス
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他の進化段階にある領域とL1641の結果を比較 (本解析で用いた温度とκで質量を再計算)
VANDAM survey (同じ領域, ~1.5 Myr), ONC, OMC1, 2, Ophiuchus (1 Myr), Lupus, Corona Australis (1-3Myr), Chamaeleon I, Taurus (2 Myr), IC 348 (2-3 Myr), σ Ori (3-5 Myr), and Upper Scorpius (5-11 Myr)

Figure 6

本観測とVANDAM surveyの比較(左)温度とκを統一(右)温度はLbolに基づいたもの(Tobin et al. 2020)
進化

Figure 7
本観測と様々なsurveyの比較(左)- 最も老いた領域(Upper Scorpius)が小質量側、若いVANDAM
原始星円盤が大質量側に位置- 本観測(L1641 Class II)は検出率の高さと比較的大質量な円盤を検出したことが分布の原因- L1641 unbiasedは70 µmの観測がされていない(本観測に入っていない)天体を考慮した場合(質量は上限値)→unbiased surveyの必要性(右) 感度による違いをなくすため、2.8 𝑀⊕を下限とした場合- L1641Class IIは他と大きく違わない
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Figure 8-

本観測と様々なsurveyの質量分布の比較

年齢が増えるほど質量は低い方にシフト
L1641のサンプルバイアスを考慮するとより低質量側にシフトする
L1641 Class IIの分布はOMC1,2, Taurusと似ている
ピークはUpper ScorpiusとCorona Australisが数桁大質量側にシフトしている
黒 L1641 Class II
灰 ALMA survey
青 Class 0
橙 Class I
緑 Flat赤線 検出された中で最も低質量なダスト円盤質量

年齢
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結果2. CO イメージベースでGaussian fit+目視で検出を判断 → 12COで31、13COで13、C18Oで4つの円盤を検出
ガス質量を求めるには13COとC18Oが必要だが、3天体しかないので断念

Figure 9↑12CO1000 au↑13CO
CO及びその同位体のフラックス
12COと13COの間はPearsonの相関係数は0.82、C18Oとは0.99の強い相関が見られた
連続波と12COの間の相関係数は0.56で、連続波とC18O, 13COの間には相関なし

Figure 13[MGM2012] 512 (M5.5 ± 0.9)

↑C18O
ü 南側にarc構造(起源は後述)
ü 12COではおそらく自己吸収による穴がみられる
ü 広がった成分のダスト質量は円盤質量の約50%(65 ± 32 𝑀⊕ )
ü エンベロープ成分だとすると、envelope/disk 比からJørgensen
et al. (2009)の分類ではClass Iに分類される<注意>式１がarcの質量の見積もりに適しているか不明。円盤質量は光学的に厚い場合低く見積もっている可能性あり。
Kaho.M 2021/06/04 SF Newsletter11. An ALMA Survey of Protoplanetary Disks in Lynds 1641
議論1. L1641とオリオン内の他の領域
ONC 低質量な円盤(Eisner et al. 2018)
OMC2(ONCの北部、より低い星密度) 小質量星形成領域と同様の円盤populations (Terwisga et al. 2019)
L1641(ONCより低密度、低い背景放射) 1600以上のClass II, III天体(ONCと同程度)

ü L1641は若いONC領域、より老いたσ Oriよりも大質量なダスト質量分布(OMC1に類似、OMC2よりわずかに低質量)→ダスト質量分布は、領域の年齢、進化段階、外からの光蒸発などに依存
惑星形成のタイミング
若い系のALMA観測から、Class IIに進化するまでにダスト質量は急減すると提案されている。
PerseusのClass 0, I円盤のサーベイからは、Class 0段階に惑星形成が始まるなら必要な惑星形成効率は15%、Class I段階からの場合30%と示唆(Tychoniec et al. 2020)→Class II段階からの場合より厳しい
Grant et al. (2018)はHerschelの観測からL1641でダストが育っていることを発見
ü しかし、本観測で検出した円盤のうち27%が30 𝑀⊕より大質量(中央値11.1 𝑀⊕はPerseusのClass 0, I円盤質量くらい)→ L1641の大質量円盤は、たとえ低い効率でも、巨大惑星を形成できるかもしれない

Kaho.M 2021/06/04 SF Newsletter11. An ALMA Survey of Protoplanetary Disks in Lynds 1641
議論2. 遷移円盤
古典的にはClass II円盤とClass II円盤の間に位置する段階の円盤と考えられていたが、Ansdell et al. (2016)やvan der Marel et al. (2018)はtransition diskがミリ波で明るいことを発見(大質量円盤を示唆)→異なる進化パスをもつ天体？(惑星の形成やcondensation frontによるリング形成→large cavityの生成)
ü 本研究で見積もったtransition diskの質量は全体平均よりわずかに大きいが、統計的には似ていた<注意> cavityの成分により過大評価している可能性あり

Figure 14

ü SEDにより判断した以外にもサンプルはあるかもしれない
ü 高解像度観測により、gapが検出できるかもしれない(SEDではdipが見えている)議論3. 質量ー質量降着率
質量降着率はFang et al. (2009, 2013) and Kim et al. (2016)から引用
log-log spaceで相関係数は0.44 (transition diskは0.42)
点線はviscous lifetime 𝑡,-./ = 𝑀,-./ /𝑀̇ 散らばりはあるが、概ね~1.5 Myr
散らばりの原因：降着率の変動性、距離の不定性、光蒸発や惑星形成がもたらす降着率への影響、envelopeからのinfallなど

Kaho.M 2021/06/04 SF Newsletter11. An ALMA Survey of Protoplanetary Disks in Lynds 1641
議論4. [MGM2012] 512のarc構造
エンベロープ/降着 streamerやoutflow cavity、見えていない摂動などが起源？
ローカル環境からの質量獲得による構造は他の天体で見られている(Per-emb-2, [BHB2007]1, SU Aur, HL Tau)
この天体が特殊なのは、連続波でも検出されていること(→ダストサイズは100 µm以上を示唆)もし、この放射がaccretion streamerなら、ダスト粒子は物質がエンベロープや円盤に落ち込む時に成長できることを意味
定量的には小質量雲の分裂片がYSOと相互作用する流体力学モデル(→accretion burstの可能性を示唆)や非理想MHDモデル(Lebreuilly et al. 2020) (←ダストが成長している観測事実と一致)と似ている。

Figure 15原始星なのか前主系列星なのか- SEDはenvelopeの存在を示唆- Whitney et al. (2003)ではClass I 後期に対応→pole-onでみた原始星?
光球+disk/envelope- 2.2-24 µmのspectral indexを用いた分類ではClass I (Caratti o Garatti et al. 2012)↑前景放射に敏感- Megeath et al. (2012)は3.6-4.5 µmのspectral indexから円盤を伴う前主系列星と分類どちらにせよ境界に近いだろう

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OMCの原始星304天体のエンベロープとアウトフローをHubble Space Telescope 画像を用いて調べた。近赤外線画像は中心星の散乱光からエンベロープ内の構造を80 auの分解能で分解。1.60 µmの形態に基づき、(1)未検出(2)点源(3)双極キャビティ(4)単極キャビティ(5)不規則に分類。(2)が最も多かった
SEDから決めた進化段階と分類に相関があり、Classs 0原始星はほとんんど(1)で、Class Iは(3)や(4)、flatは(2)キャビティの形状をフィットしたが、原始星の進化に伴うキャビティの成長は見られなかった→進化とともに質量流入が低下することや、低い星形成効率はアウトフローキャビティの成長によるエンベロープの除去(だけ)では説明できなさそう。
Kaho.M 2021/06/04 SF NewsletterQ エンベロープ密度がClass 0段階からflat-spectrum段階の間に1/50倍になる(Furlan et al. 2016)→Class Iで急減?
Q アウトフローのフィードバックでエンベロープは取り除かれ、infallは止まるのか
Q アウトフローキャビティと進化段階の関係は？
HOPS天体のHSTでの観測(80 au)からキャビティを空間分解し、進化段階との関係を調べた

𝑀̇ (envelope density)

opening angle
inclination angle

Kaho.M 2021/06/04 SF NewslettermodelClass 0
optical depthの影響

Class II, flat
ダスト密度の低さ

10059/141

31/141edge-on

51/141

Class 0, Iが多い
Kaho.M 2021/06/04 SF Newsletter←観測-分類 全304天体

Class II, flat多めI(x+2)-2I(x+1)+I(x)=0
観測から得たedge
モデルのcavity wall

1. スライスしてedgeを探す

2. モデルから得たcorrection ratioで補正3. edge幅固定してフィット→30天体で成功
振幅Aとcavity half-opening angle θからエンベロープ半径Rが決まる

Lbolとキャビティの大きさに相関あり？
ほぼClass I天体という影響大Kaho.M 2021/06/04 SF Newsletter5-50 のopening angleがTbolや降着率に依らず検出→エンベロープ進化はアウトフローキャビティーの成長に駆動されていない

Arce & Sargent (2006) 相関あり(Class IIを考慮した場合)
Velusamy et al. (2014) Tbol<100 Kでクリアな増加
Seale & Looney (2008) 相関なし
Heish et al. (2017) Class 0でトレンドあり
本研究ではClass 0が少なかったこともあり相関なし
最大でもClass I後期段階でアウトフローで取り除かれる体積は40%→エンベロープ密度の急減はアウトフローのフィードバックのみで 説明するのは難しい
低い星形成効率(30-40%)を説明するにも不十分<注>巻き上げられたガス全てを散乱光で測定できているとは限らない

Kaho.M 2021/06/04 SF Newsletter

NGC6334I-MM1におけるアウトバースト。UC HII regionのMM3よりも明るい(25, 37, 53 µm)
アウトバースト前後でluminosityは16倍に。アウトバースト前の明るさは、HC HII regionを駆動するのに必要な電離光子率を生み出せる6.7 𝑀⊙ の原始星を示唆
流体モデルによると、MM1のイベントは長い継続時間(~40-130年)をもつ
Kaho.M 2021/06/04 SF Newsletter- FU Ori (Class 0)に始まり、20個をこえるClass I, II の小質量原始星でアウトバーストが確認されている→星がゆっくりと連続した降着と急速で間欠的な降着で形成されていることを示唆- アウトバーストの間隔は数ヶ月から数百年まで様々- 大質量YSO(S255IR-NIRS3)でも2年ほど続くアウトバーストが確認された(Caratti o Garatti et al. 2017; Liu et al. 2018)- 大質量原始クラスターNGC 6334 I (d~1.3 kpc)でもALMAを用いて2015年にアウトバーストが発見された-

MM1, MM2 extremely line-rich hot molecular cores, (HC)HII region-(→MM1B, MM2B), bipolar outflows
MM3 (UC)HII region NGC6334F-

MM1B を中心としたミリ波アウトバースト-

HartRAO 26m telescopeで2015年1月から複数のメーザーでフレアが観測された→降着イベントを示唆-

ALMAとHartRAOによる継続的な観測では、強まった連続波とメーザー放射が継続-

MM1周囲でのアウトバーストの結果、VLAで強い6.7 GHzメタノール
メーザーが検出された-

この論文ではアウトバーストが始まって初の中間赤外線イメージをALMAの結果とともに紹介する
Kaho.M 2021/06/04 SF Newsletter

観測データ1.

SOFIA 近赤外 Level 4 (FORCAST 25 and 37 µm) and Level 3 (HAWC+ 53 µm)

2.

ALMA Band 4, 7, 8, and 9 (2.2, 1.0, 0.76, and 0.43 mm) within 8 months

3.

HartRAO メーザー放射

4.

アーカイブデータ

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Figure 1

Figure 2
ミリ波フラックスの比
MM1:MM2
2.1 (pre) → 10.5 (proto)MM2
かすかな18 µm放射(IRS-I-2)。SiO 3-2,CS 6-4の青方偏移成分と一致

MM1が最も明るい(c) spectral index 𝑆# ∝ 𝜈 $ image
MM1, 2, 4はダスト連続波が支配的
MM1の一部とMM4はほぼoptically thick (α~2)
MM3はα~-0.1 optically thin free-free emission

アウトバースト前には検出されなかった
6.7 GHzメタノールメーザー

MM1とMM2両コンポーネントがみえる

中間赤外線で明るい
outflow cavityをトレース→𝑇!"#$ ≥ 120 𝐾を示唆

MM1
アウトバースト前は中間赤外線18 µmで未検出

MM3 UC HII領域
中間赤外線はダスト連続波が支配的

Kaho.M 2021/06/04 SF Newsletter←UC HII領域の影響を除いた中間赤外線画像

Figure 3

ALMA Band 4
Band 7HAWC+
Band 9 FORECAST
Band 8(b:左) outburst SED+RT models (Robitaille 2017)(c:右) pre-outburst SED+RT models 赤色は(b)のbest-fit-(a)メーザー放射のlight curveü アウトバースト前にMM2とMM3で上昇
ü 12.2 GHzのフレアは数ヶ月で消えたü 6.7 GHzは未だ強い

ベストフィット(b)はoutflow cavityとpower-law envelopeをもつ
𝐿6789: = 49,000 ± 8,000 𝐿⊙の中心星の場合に対応- pre-outburstの場合(c)、アウトフロー の開口角が半分で𝐿<8=6789: = 4,300 ± 900 𝐿⊙に対応
MM1、MM2ともにホットコア分子(𝑇=> = 150 − 200 K)が検出されている大質量原始星をもつため、ミリ波のフラックス密度からLuminosity ratioを見積もった→ 𝐿??+,<8= = 2,900 ± 600 𝐿⊙& 𝐿??+,6789: = 47,600 ± 7,800 𝐿⊙
比は16.3 4.4 (マグニチュード3のアウトバースト)

Kaho.M 2021/06/04 SF Newsletterb_
大質量原始星の全光度 (Meyer et al. 2021) 𝐿 = 4𝜋𝑅\]^%^𝜎𝑇`aa+ 𝐺𝑀∗ 𝑀̇ dee /𝑅\]^%^ (1)𝐿ffg,\]` の半分が太陽金属量をもつZAMS光球からくるとすると、progenitorは𝑀∗ = 6.7 𝑀⊙ , 𝑅∗ = 2.6 𝑅⊙ , 𝑇`aa = 22,000 K (Tout et al. 1996)でB1.5VとB2Vの間電離光子率は𝑄 = 2.1×10bb phs Dg > 1.7×10bb phs Dg (HC HII領域MM1Bの1.3 cmフラックス密度を再現するのに必要な量)→MM1BはMM1の光度の大部分に貢献している
光度の増加分Δ𝐿 = 𝐿hhg,ijklm − 𝐿ffg,\]` = 4,4700 ± 7,900 𝐿⊙ が全て降着起源だとすると、降着率は6×10Db 𝑅\]^%^ /2.6 𝑅⊙ 𝑀⊙ yr Dg

アウトバーストで獲得した質量~0.1-0.3 𝑀⊙ 、MM1Bアウトバーストの寿命~40-130年を示唆
継続時間(Δ𝑡 > 6 yr)を考慮すると全降着エネルギーは𝐸dee = Δ𝐿Δ𝑡 > 3.2 ± 0.6 ×10no J
他のバースト(S255IR-NIR3やG358.93-0.03)よりも継続時間もエネルギーも3倍
FU Ori (Class 0)のタイムスケールに似ている
本研究の結果は、様々な原始星質量のアウトバーストの研究の重要性、センチ波から中間赤外線までの進化を継続的にモニターすることの重要性を強調する

Kaho.M 2021/06/04 SF Newsletter

Cygnus-X subregionにおける、視線方向の複数成分の重なりによる問題を、近赤外線観測の減光から解決しようと試みた
本質的に赤い天体と、減光によって赤くなった天体を切り分ける指標Rintを定義し、若い星を見つける方法を確立
若い天体の均質なカタログを得ることができる。本手法により最近できた星や形成途中の星を571天体発見。距離や減光を個別に見積もった他の点源と合わせて3005天体のカタログを作成した。
Kaho.M 2021/06/04 SF Newsletter原始惑星系円盤の散逸は惑星が物質を集めるのに許される時間を決定するため、惑星形成論において基本的なパラメータ。
円盤散逸は中心星や円盤自身や周囲の環境などで決まるが、“円盤の金属量”も重要かもしれない。議論中
低金属量環境では、円盤は早く散逸する? 観測的はMagellanic Cloudsでは数十 Myrの降着円盤の証拠が示唆されている
Dolidze 25 (太陽に近接した若い星団で最も金属度が低い)の円盤の散逸タイムスケールを、Chandra/ACIS-I観測と可視/赤外のカタログから調べた→円盤をもつ割合は~34 %、クラスターの年齢は1.2 Myr。10 Myrより若いクラスターと比較すると、年齢から予想されるより低い割合だった。
Dolidze 25における円盤進化は環境に影響されている。O型星の少なさや星密度の低さを考慮すると、円盤の散逸タイムスケールは、光蒸発や動的な衝突ではなく低金属量によるのではないか。
Kaho.M 2021/06/04 SF Newsletter61個の変化の激しいVVV YSOs (ΔKs=1-5 mag)について、噴出イベントの背景となる物理を調べた
46 YSOからはHI再結合線が同定され、磁場が支配的な降着が観測された。KsとW2の振幅の比が、variable accretionとvariable extinctionを切り分けるのに良い指標だと発見。
周期的な変動をするものもあった(最大5年)。伴星との力学的相互作用が降着率を制御していることを示唆。しかし、星ー円盤の相互作用も考える必要がある。
Kaho.M 2021/06/04 SF Newsletter2.2 µmのhigh-contrast imagingにより、若い星K1 star BD+45 598に付随するほぼedge-onのデブリ円盤を発見。~70 auのリング(傾き角~87 )。NOEMA 1.3mmでリングに沿った連続波放射を検出。LIR/Ltot~6 10-4でAU Mic周りのデブリ円盤より高い値を示した。様々な特徴はβ Pictoris Moving Group(~23 Myr)のメンバーと一致するが、銀河系内での位置はわずかに異なっている。→70pc以上に広がっている可能性~10-100 Myrの惑星系の初期進化を明らかにする上で重要な天体といえ、この系に存在する惑星質量のcompanionを探す北半球のhigh-contrast imaging platformとして理想的Kaho.M 2021/06/04 SF Newsletter2.2 µm dataNOEMA

best ﬁt model

Residual

best ﬁt model

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Cepheus OB3にある13個の前主系列星のCCD 測光観測の結果(2007年2月から2020年11月)すべての恒星が強い光度変動を示した

Kaho.M 2021/06/04 SF Newsletter短周期super-Earth sizeの惑星がどのようにできたか。原始惑星系円盤内側領域の構造理解が必要
高温内側領域では、MRI不安定性に不安定で、MRI-active zoneの外側edgeで局所ガス圧が極大になる
内側円盤がMRIによって粘性降着する定常状態モデル(降着や中心性からの放射による円盤加熱、垂直方向の縁エルギー輸送、現実的なダストopacity、円盤電離や非熱的な電離源へのダストの影響など考慮)→太陽質量程度の星周りの円盤(𝑀̇ ∼ 10!A 𝑀⊙yr !+、小さいダスト粒子)の内側円盤は光学的に厚く、降着加熱は中心面付近で解放される。中心面温度や圧力極大の位置は中心星の照射からわずかに影響を受け、内側円盤は対流不安定
圧力極大の位置は熱電子とイオン放射が効率的になる温度がしきい値となって決まる
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