[論文レビュー] Evolution of Disk Accretion

Nuria Calvet, Lee Hartmann+1 more|arXiv (Cornell University)|Feb 23, 1999

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 72被引用数 6

ひとこと要約

本稿は、若年低質量星における質量降着率のレビューを行い、紫外過剰および発光線を用いて降着率を推定する。包層を有する原始星における低降着率は、断続的な高降着率の降着を示唆しており、α ≈ 10⁻² の粘性円盤モデルは内側円盤の降着を自己整合的に説明できる。一方、近接した連星が円盤の進化を加速させることで、検出不能な円盤を有する弱線T Tauri星の説明が可能になる可能性がある。

ABSTRACT

We review the present knowledge of disk accretion in young low mass stars, and in particular, the mass accretion rate and its evolution with time. The methods used to obtain mass accretion rates from ultraviolet excesses and emission lines are described, and the current best estimates of mass accretion rate for Classical T Tauri stars and for objects still surrounded by infalling envelopes are given. We argue that the low mass accretion rates of the latter objects require episodes of high mass accretion rate to build the bulk of the star. Similarity solutions for viscous disk evolution suggest that the inner disk mass accretion rates can be self-consistently understood in terms of the disk mass and size if the viscosity parameter alpha is approximately 1e-2. Close companion stars may accelerate the disk accretion process, resulting in accretion onto the central star in less or equal than 1Myr; this may help explain the number of very young stars which are not currently surrounded by accretion disks (the weak emission T Tauri stars).

研究の動機と目的

• 若年低質量星における質量降着率の現在の理解を統合すること、特に原始星段階および古典的T Tauri星段階における降着率を対象とする。
• 若年星的対象における質量降着率を導出するための観測的手法（紫外過剰および発光線）を評価すること。
• 非常に若い星が検出可能な降着円盤を持たない理由を調査し、近接した連星が円盤の散逸を加速させる可能性を提案すること。
• 一定のアルファパラメータを有する粘性円盤進化モデルが、観測された降着率を自己整合的に説明できるかどうかを評価すること。
• 初期段階における観測された低降着率と、星の質量を形成するための高降着率エピソードの必要性を調和させること。

提案手法

• 降着光度を推定するための紫外過剰測定値を用い、関係式 L_acc ≈ (GM_*×𝑒)/R_* を用いて質量降着率を導出する。
• 発光線診断（例：Hα、He I）を用いて、線の光度と理論的スケーリング関係に基づき降着率を推定する。
• 粘性円盤方程式の類似解を用い、一定の粘性係数αを仮定して時間依存円盤進化をモデル化する。
• 理論的円盤進化軌道を、古典的T Tauri星および降着包層を有する発酵星の観測降着率と比較する。
• 動的相互作用を用いて角運動量輸送を強化することで、連星の存在が円盤降着時間尺度に与える影響を検討する。
• α ≈ 10⁻² の仮定の下で、観測された降着率が円盤質量およびサイズと整合するかを分析する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 古典的T Tauri星および包層に取り囲まれた原始星における質量降着率の現在の最良推定値は何か？
• RQ2 若年星的対象における質量降着率推定において、紫外過剰と発光線測定値はどのように比較できるか？
• RQ3 一定のαパラメータを有する粘性円盤進化モデルは、内側円盤領域における観測された降着率を説明できるか？
• RQ4 なぜ一部の非常に若い星は検出可能な降着円盤を持たないのか？近接した連星が円盤散逸を加速させる役割を果たす可能性はあるか？
• RQ5 初期段階における観測された低降着率を踏まえると、星の質量の大部分を形成するにはどのような降着歴が必要となるか？

主な発見

• 古典的T Tauri星の質量降着率は、約10⁻⁸〜10⁻¹⁰ M☉/yrの範囲にあり、典型的な値は10⁻⁹ M☉/yr程度である。
• 降着包層を有する原始星は、通常10⁻¹⁰ M☉/yr程度の著しく低い降着率を示しており、星の形成には断続的な高降着率の降着が必要であると示唆する。
• 粘性係数α ≈ 10⁻² の粘性円盤モデルは、円盤質量およびサイズを考慮した場合、観測された内側円盤降着率を自己整合的に説明できる。
• 近接した連星の存在は、円盤降着時間尺度を≤1 Myrに短縮させる可能性があり、検出不能な円盤を有する弱線T Tauri星の存在を説明する要因となる可能性がある。
• 観測された降着率分布は、星が低レベルで長期間にわたる降着と、短時間にわたる高降着バーストの組み合わせによって形成されるというシナリオを支持する。
• 理論的類似解と観測結果の整合性から、α ≈ 10⁻² は若年星系における円盤粘性の妥当な平均値であると考えられる。