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塚本 裕介 学術振興会特別研究員 (PD) 名古屋 大学

円盤分裂によって形成 した クランプ の 性質 Tsukamoto Machida & Inutsuka 2013 a rxiv1307.6910. 塚本 裕介 学術振興会特別研究員 (PD) 名古屋 大学. 概要 . 円盤分裂で形成する「クランプ」の進化は未解明 十分な空間分解能を確保しつつクランプへの質量降着や輻射冷却を同時に解いたシミュレーションが必要 →本研究 結果 クランプは 形成後主に円盤からの質量 降着によって進化 質量が 0.03M_solar(30Mjupiter) に達すると セカンドコラプス する

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  1. 円盤分裂によって形成した • クランプの性質 • Tsukamoto Machida & Inutsuka 2013 • arxiv1307.6910 塚本裕介 学術振興会特別研究員(PD) 名古屋大学

  2. 概要 • 円盤分裂で形成する「クランプ」の進化は未解明 • 十分な空間分解能を確保しつつクランプへの質量降着や輻射冷却を同時に解いたシミュレーションが必要 →本研究 • 結果 • クランプは形成後主に円盤からの質量降着によって進化 • 質量が0.03M_solar(30Mjupiter)に達するとセカンドコラプスする • セカンドコラプスまでの時間スケールは1000-2000年程度 • 遠方惑星を円盤分裂で説明するには質量降着を弱めるメカニズムが必要と思われる クランプ

  3. 自己重力不安定による円盤の分裂 Boley+ 2009 • 自己重力的に不安定な円盤は • エンベロープからの円盤への十分強い質量降着がある場合 (Stamatellos+ 2011) • 輻射冷却が十分強い場合 (Gammie 2001, Boley+ 2009) 分裂し10木星質量程度の「クランプ」が形成　　 • 分裂の条件(Gammie 2000) • ただし、大局的な面密度変化が起こらない 準定常状態についての条件 • クランプの形成当初の性質 • 軌道半径:~10-100AU • 半径: ~ 1 AU • 中心温度 : ~100 K • 質量: 10Mj • 「ファーストコア」とほぼ同様の構造 • 遠方惑星形成の有力なメカニズム 1 1000AU 30AU Kuzuhara+2013

  4. Kratter+ 2010 クランプ形成後の進化 • 円盤分裂後システムはどのように進化する？ • 原始星に進化し連星系になる(Kratter+ 2010) • 褐色矮星になる(Stamatellos+ 2009) • 中心星に落下して生き残らない(Baruteau+ 2010) • 惑星(特に遠方惑星)に進化(Vorobyov+ 2011,Naykshin 2010) • クランプの軌道進化、内部進化、セカンドコラプスまでの寿命などを明らかにすることが重要 本研究では内部進化に主に着目 Vorobyov+ 2011

  5. クランプの進化を理解するための予備知識ファーストコアとセカンドコラプスクランプの進化を理解するための予備知識ファーストコアとセカンドコラプス 中心の温度進化 水素分子の 乖離反応 断熱 断熱 等温 Larson 1969 等温収縮 段階 輻射冷却>圧縮加熱 ファースト コア段階 輻射冷却<圧縮加熱 r AU g/cc T

  6. クランプの内部進化と寿命 • 輻射冷却によってクランプが進化する場合 (Nayakshin 2010, Galvagni+ 2012) • クランプの寿命(セカンドコラプスに至る時間スケール)は数千-数万年程度？ • 円盤からの質量降着の影響はよくわかっていない 1000K 1000K M=30Mj 温度 M=10Mj 温度 時間進化~数千年 M=5Mj Nayakshin 2010 Galvagni+2012 10^2 10^3 10^4 10^5 時間 (年) 0.1 1 10 半径(AU)

  7. クランプの内部進化を理解するために • クランプの進化を決定づけるメカニズム • 円盤からの質量降着　 • 輻射冷却 • どちらが効くかを明らかにするためには • 円盤のダイナミクスとクランプへの質量降着 • 輻射輸送 • 0.01AU程度の構造を分解 • 現実的な状態方程式 • さらに本研究では分子雲コアが初期条件 →円盤の形成進化も同時に計算 クランプ

  8. 基礎方程式(FLD近似輻射流体力学方程式) 輻射圧 輻射輸送 物質場との相互作用 輻射圧による仕事 輻射場との相互作用 Smoothed Particle Hydrodynamics 用に離散化した方程式を用いる(Whitehouse & Bate 2005,6)

  9. 初期条件とモデル • 中心密度が10^-7 g/cm^3に達したらシンク粒子を挿入(r_acc=2AU). • オパシティモデル:Semenov 2003 • 状態方程式: Tomida+ 2013 • 分子雲コアから計算開始 →円盤の形成、分裂、クランプへの質量降着が考慮可能 • 全質量: 1M◎ • 半径:~4000AU,初期温度:10 K • 剛体回転 • 粒子数: 520 000体 ～8000AU Semenov2003 オパシティモデル Opacity Models

  10. 面密度進化 クランプ落下 クランプ形成 100AU 新たなクランプ セカンドコラプス

  11. 温度進化 100AU

  12. クランプの軌道と中心温度の進化 • 実線:クランプ形成後(密度>10^-11 g/cm^3) • 破線:中心流体素片の分裂前の進化 • 7個のクランプが形成、2個がセカンドコラプス ρ>1e-11 で断熱進化 中心の温度進化 100AU 1000 Clump2 (シアン) 温度(K) 円盤内で 複雑な温度進化 100 Clump1 (青) 10 クランプの軌道 典型的な温度進化 密度 (g/cm^3)

  13. クランプの構造の進化 • 各進化段階のクランプの構造(R<10 AU) • n~3 (Tc<100K), n>~4 (Tc>100K)のポリトロープ球でよく近似できる Clump2 (シアン) 温度(K) 中心の温度進化 クランプの温度構造 密度 (g/cm^3)

  14. クランプ質量の時間進化 Clump2 (シアン) セカンドコラプスは質量が ~0.03 Msolarで起きている Clump1 (青) クランプ形成後も質量増加 1000-2000年で セカンドコラプス

  15. 考察:クランプの最大質量 • セカンドコラプスを起こす直前(ρ~10^-7,T~1000 K)のポリトロープ球の質量 • M~0.03M_solarがクランプの最大質量 • これ以上重いクランプは存在しえない (セカンドコアになる)

  16. 考察2:セカンドコラプス時の輻射強度 • クランプがセカンドコラプスを起こした後セカンドコアへの質量降着によって増光する

  17. まとめと今後の課題 • クランプは重い円盤中では質量降着によって非常に速く進化する →褐色矮星や連星に進化しやすい • 中心星落下問題も（通常の惑星形成同様）存在する • 遠方惑星を説明するには円盤との相互作用を弱めるメカニズムが必要と思われる →例えば円盤とクランプに傾斜角があると落下時間は急激に長くなる(e.g., Xiang-Gruess+ 2012)

  18. 今後の研究の方向性 • 円盤形成、進化(そして分裂)における磁場の影響を磁気散逸効果を取り入れながら調べる • 分子雲コアから円盤の形成、初期進化における化学進化、ダスト進化を明らかにする →惑星形成の初期条件の解明 Tsukamoto+ 2013 理想MHD MHDw Ohm

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