[論文レビュー] Molecule survival in magnetized protostellar disk winds. II. Predicted H2O line profiles versus Herschel/HIFI observations

W. Yvart, S. Cabrit+2 more|arXiv (Cornell University)|Nov 12, 2015

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 70被引用数 16

ひとこと要約

本論文は、低質量原星における広帯域H2O線幅の起源として、磁化ディスク風（MHD-DW）モデルを、Herschel/HIFI観測に基づいて検証する。モデルは、0.2–25 AUから発生する温暖で高密度の風からのH2O放射をシミュレートすることにより、観測された線形状、強度、および全放射度の相関をうまく再現する。降着率は包層の降着率と一致し、風の性質はクラス0からクラス1の源にかけて進化する。

ABSTRACT

We investigate whether the broad wings of H2O emission identified with Herschel towards low-mass Class 0 and Class 1 protostars may be consistent with an origin in a dusty MHD disk wind, and the constraints it would set on the underlying disk properties. We present synthetic H2O line profiles predictions for a typical MHD disk wind solution with various values of disk accretion rate, stellar mass, extension of the launching area, and view angle. We compare them in terms of line shapes and intensities with the HIFI profiles observed by the WISH Key Program. We find that a dusty MHD disk wind launched from 0.2--0.6 AU AU to 3--25 AU can reproduce to a remarkable degree the observed shapes and intensities of the broad H2O component, both in the fundamental 557 GHz line and in more excited lines. Such a model also readily reproduces the observed correlation of 557 GHz line luminosity with envelope density, if the infall rate at 1000 AU is 1--3 times the disk accretion rate in the wind ejection region. It is also compatible with the typical disk size and bolometric luminosity in the observed targets. However, the narrower line profiles in Class 1 sources suggest that MHD disk winds in these sources, if present, would have to be slower and/or less water rich than in Class 0 sources. In conclusion, MHD disk winds appear as a valid (though not unique) option to consider for the origin of the broad H2O component in low-mass protostars. ALMA appears ideally suited to further test this model by searching for resolved signatures of the warm and slow wide-angle molecular wind that would be predicted.

研究の動機と目的

• Herschel/HIFIが観測した低質量原星における広帯域H2O線幅を、磁化ディスク風が説明可能かどうかを検証すること。
• MHD-DWモデルが、H2O放射度と包層密度の間の観測された相関と整合しているかどうかを評価すること。
• H2O線幅に基づいて、クラス0およびクラス1原星におけるディスク降着率、発生半径、および風の性質を制約すること。
• モデルが、クラス0とクラス1源における線幅の系統的差異を再現できるかどうかを評価すること。
• 特にALMAを用いた観測的診断法を特定し、MHD-DW仮説をさらに検証可能とする。

提案手法

• ディスク降着率、星質量、発生半径（0.2–25 AU）、観測方向を変化させた定常的かつ自己相似的なほこりを含む磁気駆動中心力ディスク風モデルを用いて、合成H2O線幅をシミュレートする。
• FUVおよびX線源からの放射加熱を組み込み、光分解を補償するためのエンドオーバー反応によるH2O生成を考慮する。
• 557 GHzの基本線およびより励起状態の高い遷移について、非局所熱平衡（non-LTE）励起および大きな電気双極子モーメントを考慮して線幅を計算する。
• 29個の低質量クラス0およびクラス1原星におけるHerschel/HIFI観測と比較し、線形状、強度、および放射度に注目する。
• 包層密度（1000 AUで測定）との放射度相関、線幅、および速度範囲を分析することで、モデルの適合度を評価する。
• パラメータ空間を網羅するモデルグリッドを用いて、観測傾向を最もよく再現する条件を同定する。特に、クラス1源で線幅が狭いという傾向を解明する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 ほこりを含むMHDディスク風モデルは、低質量原星における観測されたH2O線幅の形状、強度、および速度範囲を再現可能か？
• RQ2 1000 AUにおけるH2O 557 GHz放射度と包層密度の観測相関は、MHDディスク風モデルと整合的か？
• RQ3 モデルは、クラス0およびクラス1原星におけるディスク降着率および発生半径にどのような制約を課すか？
• RQ4 なぜH2O線幅はクラス1源においてクラス0源よりも系統的に狭いのか？MHD-DWモデルはこの現象を説明可能か？
• RQ5 特にALMAを用いた観測的シグネチャは、MHDディスク風仮説の妥当性をさらに検証可能か？

主な発見

• 0.2–25 AUから発生するほこりを含むMHDディスク風は、557 GHz基本線およびより励起状態の高い線において、観測された広帯域H2O成分の形状と強度を再現する。
• モデルは、1000 AUにおけるH2O 557 GHz放射度と包層密度の間の観測相関（傾き ≈1）をうまく再現する。このため、ディスク降着率は1000 AUにおける包層降着率の1–3倍である必要がある。
• モデルは、クラス0およびクラス1原星で観測される典型的な全放射度およびディスクサイズと整合的である。
• クラス1源における線幅の狭さは、MHDディスク風が存在する場合、クラス0源と比較して遅く、あるいは水蒸気含有量が少ない可能性を示唆する。
• モデルは、温暖でゆっくりで広角の分子風を予測しており、ALMAで解像可能であるため、ALMAは今後の検証に不可欠な機器である。
• MHDディスク風モデルは、低質量原星における広帯域H2O成分の起源として有効な説明ではあるが、一意ではない。