Star Formation NewsletterNo. 339 9-16
高橋実道（NAOJ）

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中心星のx線光度と円盤からの質量降着率の関係
光蒸発を考えると、x線光度が大きいほど降着率が小さいはず
Orion Nebula Cluster のyoung star 332天体で確かめる。
先行研究と比べると弱い反相関が得られたが、soft band (0.5-2.0KeV)だけで見ると反相関がより強くなる。

背景

サンプルデータ・ONCで先行研究から降着率と質量が・円盤から中心星へのガス降着と、中心星からのX線放射は得られているものを選ぶ
星・円盤の進化を考える上で重要。
・Gaia で距離が分かっているものに限定し、・降着のあるYSOsは降着がないYSOsよりX線光度が距離が離れているものを除く。
低い傾向がある(Preibisch et al. 2005)。
・理論的解釈はいくつか考えられているが、X線光度が大きいと ・質量 0.2-2Msun,
年齢 5.5<log(τ[yr])<7.3に制限
光蒸発により降着率が減少する可能性が考えられる↓(Ercolano & Pascucci 2017).
332天体
X線光度と降着率の関係
Drake et al. (2009)ではONCの39天体
Bustamante et al. (2016)ではONCの431天体
で、反相関が確かめられた。
しかし、先行研究の手法だと、反相関が出やすいバイアスがあった。
この論文では別の手法で先行研究の結果をチェック
・同程度の質量、年齢の星でX線光度と降着率の反相関が見られるか検証
・フレアやX線スペクトル硬度の影響を調べる。

結果
質量降着率、Lxと星質量の相関
傾きなどは基本的に先行研究と整合的サンプルの取り方には寄らない

質量降着率とLxの相関
左：上図のﬁtting関数を引いた残差に対して相関をとる。
弱い反相関が得られる（傾きは星の進化モデルに依存）
右：Lx,soft (0.5-2.0keV)との相関
シミュレーションでは、<2.0keVが円盤風に寄与
より強い反相関が見える
星の進化モデルを変えても統計的に有意な反相関がでるLx,char(Lxから、ﬂare による増光の寄与を除いたもの）の相関
左：星質量との相関
右：Lx,char と降着率の相関より強い相関が出る（3D MHDシミュレーションでは、フレアによって降着は増加/減少する場合がある。）

Lxの年齢に対する依存性も考慮して残差をとった場合のLxと降着率の相関。
より強い相関が見える。
（年齢の推定に関するモデルの不訂正がある。）

14

SU Aur (class II) のVLT/SPHERE での偏光観測（分解能~7 au）
円盤につながる複数のdust tail. 円盤に落下する物体。
円盤には渦状腕と、内側のmisaligned disk による影が見える。
SU Aur は降着の終盤を見ている。

背景
近年の散乱光の観測で、円盤の内側と外側でmisalignしている円盤が観測されている。
misaligned disk の起源として、・伴星や惑星と円盤の相互作用・降着による角運動量輸送
これらを検証するには、大小両方の空間スケールの観測が重要。

SU Aurは良いサンプル
距離 158.4+-1.5 pc, classical T Taurilog(L/Lsun)=0.9, 質量~2.0Msun,
年齢4-5.5Myr
500 au の非対称な構造が付随
西にダストテイルが散乱光で観測
ALMAで西側に数百auのガステイルが観測

DESTINYS program の結果を、
VLT/NACO, HST/STIS, ALMA の観測と合わせて紹介する。

結果
円盤についてdark lane
円盤に影が見える(中央)近赤外干渉計で見えた inner disk （左）inclination angle 52.8 西が手前
→incline したinner disk の影
2011, 2014, 2019年の観測で動いていないので、伴星ではない明るさの非対称北東が明るい。
ALMA観測からposition angle122.9
北東が手前なら前方散乱で説明できる。
影の説明とも整合的
渦構造 (右)南西に6本 (pitch angle 25 -49 )北東に4本 (pitch angle 7 -22 )
北東が手前なら、projection で理解できる。
ガス降着によって引き起こされる不安定性起源か。

結果
エンベロープについて
dark lane がtailまで伸びている
tail が手前から円盤に降着している場合、影の角度の変化を説明できる。

northern tail:他の4本より暗く、向きが異なる。
円盤付近で暗くなる→円盤に裏側から降着
後方散乱で暗くなることと整合的。

ALMAの12COでも、tail 1 はred shift,northern tail は blue shift していて整合的

13COの結果から、tail は円盤の傾きを変えるだけの角運動量を持てるくらいはmassive
Tail 1 はAB Aurの方向に伸びている。
二つは連星で、tailは二つをつなぐ構造？

11

ALMAによるedge on 天体SSTC2D J163131…の高分解能観測 (12CO, 13CO 2-1)
質量1.2Msun、円盤はmassiveだが星への降着の証拠は得られたかった。
CO map で垂直方向にコンパクトな分布が得られた。ガス円盤は連続波や散乱項と比べて2倍広がっている。
COがfreaze-out する赤道面では見えず、表面からの放射が見えている。
円盤の温度構造をモデル計算、r<200 auで表面が~33K、赤道面が~20K, r>200 auでは~30Kでほぼ等温
外部からのUVradiation が原因か。

12

著者らのモデル計算コードRadChemTをClass 0/I 天体のL1527に適用、ALMAのC18O(2-1),
CARMA 12CO(1-0), N2H+(1-0)の観測を再現し、円盤、envelope, outﬂowの寄与を区別する。
SEDや2D imageのﬁtting から光度と密度構造を推定し、その後化学組成を計算する。
C18OとN2H+が factor 3の誤差で一致

1314N/15Nの高分解能観測。ALMAを用いて4つのinfrared-dark cloudsを観測
3mm continuum core で14N/15N=80-400。幅は単一鏡での大質量星形成領域の観測よりも小さい。
平均として、エンベロープの方が14N/15Nが大きい。コアでの値を知るには高分解能が必要。
コアの物理状態との相関は見られない。

15

大質量原始星のKバンドでのスペクトル観測（iSHELL）
8天体でBr-γが観測 low-mass PMS starと似ている。
Br-γから降着率を推定 10^-8~10^-4Msun/yr 程度、episodic accretion で質量を得ているか。
outﬂowか inﬂow による吸収が見える。

16

中心星落下するペブルによる地球型惑星の成長についての計算。
金星、地球、テイア、火星の軌道、質量は、火星軌道周辺で形成されたペブルの原始惑星への降着と整合的。
二世代のペブルが降着するとすると、地球と火星については同位体比も定性的に合う。
地球の水、炭素量は、第一世代のペブルから供給できる。