星周円盤の形成進化過程
塚本裕介
東京大学理学系研究科
天文学専攻
博士課程3年

町田正博
九州大学
理学研究院
地球惑星科学部門

小久保英一郎国立天文台
理論研究部

Outline イントロダクション
 計算手法と初期条件
 結果
 単一星周囲の円盤進化

 連星の円盤進化

円盤進化過程を研究する観測的モチベーション(1)Name
Mass (Mj)
Distance(AU)HR
8799: 1. 5 M_solar,3つの惑星/褐色矮星:b,c,d

距離:
24 AU,37
AU, 67 AU
HR8799b7-10
質量: 7,10,c 10 M_j
7-10Marois etal 2010

2438GJ758 : d 0.97 M_solarc5-72つの惑星/褐色矮星:b68
距離:30 AU, 19 AU
e7-1012
質量:10-40 Mj ,12-47 Mj
GJ758

b10-3030•コアアクリーションモデルでは説明が極めて難しい(Dadson-Robinson et al 2009)Class0フェーズの重力丌安定による円盤分裂なら形成する可能性がある!（遠方ではより有利）(Inutsuka etal 2010 Machida etal 2010)
ただし、輻射冷却を適切に取り扱うことが丌可欠 (Boley 2008)

20AU

30AU

円盤進化過程を研究する観測的モチベーション(2)•相互に傾いた円盤やジェットが付随する連星系•恒星の自転と軌道面が傾いた連星系(Hale 1994)

Roccatagliata etal 2010

どのような形成、進化シナリオならこれらの連星円盤を説明できるか？
Chen etal 2010

•円盤と軌道面が傾いているとKozai効果
によって連星系での惑星の形成過程(Xieand Zhou 2011)や軌道進化(Fabryckyand Tremaine 2007)に大きな影響を不える。

円盤進化過程で考慮すべき過程
D論での仕事Tsukamoto & Machida 2011



分子雲コアの速度構造
 剛体回転？乱流的？
 連星形成、円盤への降着過程が大きく変化



円盤の熱進化、輻射冷却過程
 冷却時間 : ~10^4 yr
 円盤の冷却時間が分裂を決める(Gammie 2000)→輻射流体力学計算

Tsukamoto etal in prep
Future works
 原始星からのirradiation
 Irradiationによって円盤が安定化される?(Stamatellos etal 2011)
 磁場の効果 惑星形成が促進される(Machida etal 2011)
 SPHでもMHDが可能になりつつある(Iwasaki etal 2011, Burzle etal 2011)
Buzle etal 2011

円盤進化過程で考慮すべき過程
D論での仕事Tsukamoto & Machida 2011



分子雲コアの速度構造
 剛体回転？乱流的？
 連星形成、円盤への降着過程が大きく変化

円盤の熱進化、輻射冷却過程
 冷却時間 : ~10^4 yr
 円盤の冷却時間が分裂を決める(Gammie 2000)→輻射流体力学計算

Tsukamoto etal in prep
Future works
 原始星からのirradiation
 Irradiationによって円盤が安定化される?(Stamatellos etal 2011)
 磁場の効果 惑星形成が促進される(Machida etal 2011)
 SPHでもMHDが可能になりつつある(Iwasaki etal 2011, Burzle etal 2011)
Buzle etal 2011

分子雲コア内の速度構造
 理論的には剛体回転の初期条件が多く用いられてきた(Machidaetal2010, Walch 2010) 一方、P(k)∝k^-(4-3)の乱流場を不えると観測の回転エネルギーの分布を再現することができる(Burkert & Bodenheimer
2000)→乱流速度場がコア内にあると考えても矛盾しない
コア内の乱流によって円盤の形成進化はどのように変わるか？

Machida etal 2010

Outline イントロダクション
 計算手法と初期条件
 結果
 単一星周囲の円盤進化

 連星の円盤進化

パラメータ各パラメータの組み合わせに対して1000回div-free乱流場をassignし、典型的な角運動量の速度場を採用した。
 いままでのβパラメータとの関連を見るために相対頻度

としてβ_effを導入するとおおむねβ_eff=0.1α_k

典型的な値

角運動量^2

計算手法
 流体:独立時間刻み

SPH 重力:Tree法 θ=0.5
 粒子数: 50万体
 状態方程式:

2000-6000AUα(ρ_c=4.0e-14 g/cm^3,c_s=190 m/s)Second collapse以後はsinkparticleを導入する

初期条件
 一様密度球

熱エネルギー

0.60.40.2

 全質量: 1M◎

乱流エネルギー
0.03 0.06

α_kOutline イントロダクション
 計算手法と初期条件
 結果
 単一星周囲の円盤進化

 連星の円盤進化

乱流が強い場合の円盤の進化過程(α=0.4,α_k=0.3)
フィラメントが付随

フィラメント→円盤

原始星形成

フィラメント降着円盤面進化

赤:A1 緑:A2

モード解析

100AU

 alpha=0.4
 上:alpha_k=0.3

振幅

 R=100AU 下:alpha_k=0.06
200AU

 降着の様子によって角運動量輸送の性質が変わる

10000

時間 (years)

20000

円盤の角運動量の進化
初期分子雲コアの角運動量からの円盤角運動量の傾き• 乱流の強度と傾きには強い相関は無い• 乱流が弱くても10 deg のオーダーで傾く

α=0.4

•

α_k=0.3

α_k=0.06
α=0.6

Θ

(deg)

α_k=0.1

α_k=0.03
α_k=0.1

α_k=0.06
時間 (years)

Outline イントロダクション
 計算手法と初期条件
 結果
 単一星周囲の円盤進化

 連星の円盤進化

分裂の形態 (α=0.2)•連星はフィラメントの動的な分裂によって形成される•先行研究とも整合的(Offner etal 2010, Walch 2011)

α_k=0.1
200AU-200AU
フィラメントの動的な分裂による形成-200AU
200AU
2000AU

α_k=0.3500AU

α_k=0.6-500AU-500AU

500AU-2000AU--2000AU-2000AU連星系の時間進化 alpha_k=0.3(ムービー)

円盤の角運動量の進化
 円盤のなす角は25000年後も~70 deg 軌道面とのなす角:30, 60deg
 降着が非一様で、潮汐進化が効かないような場合(r>40 AU)傾きを保てる

相対傾斜角

伴星のθ
主星のθ主星のθ伴星のθ結果とまとめ

単一星が形成する場合
 降着はフィラメント構造から主に起きるた

Roccatagliata etal 2010

め異方性が強い→渦状椀のモードに影響 乱流の強さによらずディスク面は主降着期に大きく変わる→ディスク面から傾いたjetの存在を説明.
(Cunningham et al. 2009)
連星が形成する場合
 連星はフィラメントの動的な分裂によって形成する
 星周円盤は一般的には軌道面や分子雲コアの角運動量から傾いている→ (1) 方向の違うジェットを説明 (Chen etal2008)
さらに、円盤面の傾きをその後も保つことができれば(r>40AUでは観測的にも見つかっている),(2) 連星系での惑星形成に大きな影響(Tsukamoto & Makino 2007, Marzarietal2009、 Xie and Zhou 2011)(3) 系外惑星の軌道の起源(Fabrycky &Tremaine 2007, Narita etal 2010).

Chen etal 2010