[論文レビュー] The complex structure of the disk around HD100546: the inner few astronomical units

M. Benisty, E. Tatulli+2 more|arXiv (Cornell University)|Jan 14, 2010

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 32被引用数 59

ひとこと要約

本研究では、VLTI/AMBERおよびMIDI干渉計測を用い、10 Myrの年齢のヘルビッぐB型星HD 100546の周囲に複雑なギャップ構造を持つ惑星環を解明した。3Dモンテカルロ放射移動モデルを併用した結果、0.26 AU付近にマイクロメートルサイズのほこりで構成されるきわめて薄い内側の惑星環が存在し、Kバンドの放射の40%以上が散乱によるものであることが判明した。また、垂直方向のほこりの分離構造を示す、質量が大きくフラレートした外側の惑星環が確認され、粒子成長と沈降が進行していることが示唆された。ギャップは約13 AUまで延伸しており、その内部の全ほこり質量は約6×10²³ gであった。

ABSTRACT

Disclosing the structure of disks surrounding Herbig AeBe stars is important to expand our understanding of the formation and early evolution of stars and planets. We aim at revealing the sub-AU disk structure around the 10 Myr old Herbig Be star HD100546 and at investigating the origin of its near and mid-infrared excess. We used AMBER/VLTI observations to resolve the K-band emission and to constrain the location and composition of the hot dust in the innermost disk. Combining AMBER observations with photometric and MIDI/VLTI measurements from the litterature, we revisit the disk geometry using a passive disk model based on 3D radiative transfer. We propose a model that includes a tenuous inner disk made of micron-sized dust grains, a gap, and a massive optically thick outer disk, that successfully reproduces the interferometric data and the SED. We locate the bulk of the K-band emission at ~0.26 AU. Assuming that this emission originates from silicate, we show that micron-sized grains are required to enable the dust to survive at such a distance from the star. As a consequence, more than 40% of the K-band flux is related to scattering, showing that direct thermal emission is not sufficient to explain the near-infrared excess. In the massive outer disk, large grains in the mid-plane are responsible for the mm emission while a surface layer of small grains allows the mid and far infrared excesses to be reproduced. Such vertical structure may be an evidence for sedimentation. The observations are consistent with a model that includes a gap until ~13 AU and a total dust mass of ~0.008 lunar mass inside it. These values together with the derived scale height (~2.5 AU) and temperature (~220 K) at the inner edge of the outer disk (r=13 AU), are consistent with recent CO observations.

研究の動機と目的

• 10 Myrの年齢のヘルビッぐB型星HD 100546の周囲に存在する惑星環のサブAUスケール構造を解明し、高温で密度の高い環境下での惑星形成プロセスを理解すること。
• SEDにおいて中赤外域の過剰放射が強く、近赤外域の過剰放射が弱いという、ヘルビッぐAeBe星としては特異な性質の原因を説明すること。
• 干渉計測および光度測定データを用いて、内側の惑星環の幾何学的形状、ほこりの組成、および半径方向密度分布を特定すること。
• 進化した惑星環において、垂直方向のほこりの分離（沈降）および粒子成長が進行しているかどうかを調査すること。
• 物理的に自己整合的な3D放射移動モデルを用いて、ほこり質量、ギャップのサイズ、および内側の惑星環の構造を制約すること。

提案手法

• サブAUスケールでの内側の惑星環構造を解明するため、新規のAMBER/VLTI Kバンド干渉計測観測を実施した。
• AMBERデータをアーカイブの光度測定およびMIDI/VLTI測定と統合し、全スペクトルエネルギー分布（SED）を制約した。
• 放射移動を3次元モンテカルロ法でシミュレートし、放射の非等方的散乱を完全に考慮したモデルを用いて、半径方向および垂直方向に構造を持つ惑星環内のほこりの放射および散乱を再現した。
• 惑星環を3つの構成要素としてモデル化した：マイクロメートルサイズのほこりからなるきわめて薄い内側の惑星環、0.26 AUから13 AUまでのギャップ、および垂直方向に分離構造を持つ、質量が大きくフラレートした外側の惑星環。
• 干渉計測の visibility およびSED、すなわち近赤外、中赤外、遠赤外の過剰放射を同時に再現できるモデルを構築した。
• 粒子サイズ分布（0.05–3000 µm）、スケール高さ、およびほこり質量を変化させ、観測と整合する最良のモデル配置を特定した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 HD 100546の周囲の内側の惑星環の半径方向および垂直方向の構造は、特に最初の数AUの領域でどのようになっているか？
• RQ2 なぜHD 100546は中赤外域の過剰放射が強く、近赤外域の過剰放射が弱いとされるのか？このSEDの特異性を説明する物理的プロセスは何か？
• RQ3 近赤外域の過剰放射は、熱放射とほこり粒子の散乱のどちらに起因しているか、その寄与度はどの程度か？
• RQ4 粒子成長および垂直方向の沈降（沈降）の証拠は存在するか？また、これらは観測されたSEDおよび干渉計測の特徴にどのように影響を与えるか？
• RQ5 惑星環のギャップのサイズはどの程度か？また、内側の空洞内に存在する全ほこり質量はどの程度か？

主な発見

• Kバンドの放射の大部分は、約0.26 AUに位置するきわめて薄い内側の惑星環に起因しており、これはケイ酸塩粒子のサブリマーション半径（約1500 K）に相当する。
• Kバンドの放射の40%以上が散乱によるものであり、これは熱放射だけでは近赤外域の過剰放射を説明できないことを示しており、この距離に安定して存在するマイクロメートルサイズの粒子が不可欠であることを示している。
• モデルでは、0.26 AUから13 AUまでのギャップが存在し、外側の惑星環は13 AUで始まり、その内縁部のスケール高さは約2.5 AUである。これはCO観測と整合的である。
• 外側の惑星環には、中間面に大きな粒子（ミリ波放射の原因）と、表面層に小さな粒子（中赤外および遠赤外の過剰放射の原因）が存在し、粒子成長と沈降に起因する垂直方向のほこりの分離構造が確認された。
• ギャップ内部の全ほこり質量は約6×10²³ g（約0.008個の月の質量）であり、ガスとほこりの質量比は約50であるが、これは以前の推定値よりも高く、モデルに強く依存する。
• 本モデルは、STIS H₂および[OI]線データとも整合的であり、中心の空洞が約13 AUまで延伸していることを支持している。また、CO観測による約11–13 AUの穴とも一致する。