[論文レビュー] The structure of the protoplanetary disk surrounding three young intermediate mass stars. II. Spatially resolved dust and gas distribution

D. Fedele, M. E. van den Ancker+8 more|UvA-DARE (University of Amsterdam)|Sep 23, 2008

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 43被引用数 53

ひとこと要約

本研究では、VLTI/MIDI干渉計測と高分解能光学分光法を用いて、HD 101412、HD 135344 B、HD 179218の3つの中質量原始惑星系円盤における、10 μm放射によるダスト（10 μm放射）および[O i] 6300 Å放射によるガスの空間分解観測を実施した。ガスとダストの分離が直接観測された初の証拠が得られ、HD 101412およびHD 135344 Bでは、2 AU以降の領域で自己遮蔽されたダスト構造を示す一方で、ガスはフラレッド構造を示しており、これは粒子の成長、沈降、およびガス-ダスト分離に起因する円盤進化を示唆している。

ABSTRACT

[Abridged] We present the first direct comparison of the distribution of the gas, as traced by the [OI] 6300 AA emission, and the dust, as traced by the 10 micron emission, in the protoplanetary disk around three intermediate-mass stars: HD 101412, HD 135344 B and HD 179218. N-band visibilities were obtained with VLTI/MIDI. Simple geometrical models are used to compare the dust emission to high-resolution optical spectra in the 6300 AA [OI] line of the same targets. The disks around HD 101412 and HD 135344 B appear strongly flared in the gas, but self-shadowed in the dust beyond ~ 2 AU. In both systems, the 10 micron emission is rather compact (< 2 AU) while the [OI] brightness profile shows a double peaked structure. The inner peak is strongest and is consistent with the location of the dust, the outer peak is fainter and is located at 5-10 AU. Spatially extended PAH emission is found in both disks. The disk around HD 179218 is flared in the dust. The 10 micron emission emerges from a double ring-like structure with the first ring peaking at ~ 1 AU and the second at ~ 20 AU. No dust emission is detected between ~ 3 -- 15 AU. The oxygen emission seems also to come from a flared structure, however, the bulk of this emission is produced between ~ 1 -- 10 AU. This could indicate a lack of gas in the outer disk or could be due to chemical effects which reduce the abundance of OH -- the parent molecule of the observed [OI] emission -- further away from the star. The three systems, HD 179218, HD 135344 B and HD 101412, may form an evolutionary sequence: the disk initially flared becomes flat under the combined action of gas-dust decoupling, grain growth and dust settling.

研究の動機と目的

• 3つの若い中質量星の惑星形成領域におけるダストとガスの空間的分布を調査すること。
• 原始惑星系円盤モデルにおけるガスとダストの熱的結合の仮定を検証すること。
• ダストとガスの放射構造の相違が、円盤進化におけるガス-ダスト分離を示唆するかどうかを特定すること。
• 円盤の幾何学的形状、粒子の成長、および沈降が観測された放射プロファイルに与える影響を調査すること。
• 空間分解されたダストおよびガスの形状に基づいて、円盤構造の進化的順序を評価すること。

提案手法

• 10 μmダスト放射をマッピングするために、高分解能でNバンド可視度を取得するため、VLTI/MIDI干渉計測が用いられた。
• [O i] 6300 Å線の高分解能光学分光測定により、イオン化酸素ガスの空間的分布が追跡された。
• MIDI可視度データに単一の均一な円盤および均一なリングモデルをフィットさせ、ダスト放射のサイズと構造を推定した。
• 円盤の向きを補正するため、傾きおよび位置角補正を施した上で、可視度データをデコンボリューションおよびモデル化した。
• 内側と外側のリングのそれぞれに対してベッセル関数に基づく可視度関数の差分を用いて、二重リングモデルの可視度が導出された。
• 均一なリングの可視度は、傾きに起因する短軸方向の圧縮係数を組み込んだ2つの均一な円盤可視度の差分として計算された。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 中質量星の原始惑星系円盤におけるダストとガスの空間的分布に、分離の兆候が見られるか？
• RQ2 同じ円盤内におけるダスト（10 μm放射）とガス（[O i] 6300 Å放射）の形状は、どのように比較できるか？
• RQ3 ダストとガスの構造の不一致は、円盤進化および粒子の成長や沈降といった物理的プロセスに何を示唆するか？
• RQ4 観測されたガス分布はフラレッド円盤構造と整合的か？また、ダスト分布と比較するとどうなるか？
• RQ5 HD 101412、HD 135344 B、HD 179218の3系統は、フラレッドからフラットな円盤への進化的順序と解釈できるか？

主な発見

• HD 101412およびHD 135344 Bでは、10 μm放射が2 AU以内に集中しており、一方[O i]放射は内側ピーク（2 AU未満）と外側ピーク（5–10 AU）を持つ二重ピーク構造を示している。
• HD 101412およびHD 135344 Bでは、主たるダスト放射領域の外側に空間的に広がったPAH放射が検出され、これはダストが存在しない表面層を示している。
• HD 179218では、約1 AUおよび約20 AUにピークを持つ二重リング型の10 μmダスト放射が観測されたが、3–15 AUの領域には明確なダスト放射が検出されなかった。
• [O i]放射はHD 179218でよりコンパクトで、3–6 AUにピークを示しており、これはガスがフラレッド構造を示しているが、外側円盤ではガスの枯渇または化学的還元が起こっている可能性を示唆している。
• HD 101412およびHD 135344 Bでは、2 AU以降の領域でフラレッドなガス構造と自己遮蔽されたダスト構造の不一致が観測され、これは原始惑星系円盤におけるガス-ダスト分離の最初の直接的観測的証拠である。
• 3系統の円盤は、初期にフラレッド構造を示し、粒子の成長、ダストの沈降、ガス-ダスト分離に起因してフラットな構造へ進化するという進化的順序を示している可能性がある。