[논문 리뷰] Dust modeling of the combined ALMA and SPHERE datasets of HD163296. Is HD163296 really a Meeus group II disk?

G. A. Muro-Arena, C. Dominik외 21명|UvA-DARE (University of Amsterdam)|2018. 02. 09.

Astrophysics and Star Formation Studies참고 문헌 34인용 수 22

한 줄 요약

이 연구는 ALMA(밀리미터 연속분포)와 SPHERE(편광 산산광) 데이터를 병합하여 HD 163296의-dust 분포를 모델링하며, 외부 디스크의 표면에 작은 먼지 입자가 부족함을 밝혀내어 중간 SED를 설명한다. 100 AU 초과 영역에서 산산광이 없는 것은 먼지 침강 또는 작은 입자 부족 현상으로 설명되며, 이는 HD 163296가 전통적으로 분류된 그룹 II 원형행성계보다 그룹 I 원형행성계에 더 가까운 것으로 나타났다.

ABSTRACT

Context. Multi-wavelength observations are indispensable in studying disk geometry and dust evolution processes in protoplanetary disks. Aims. We aimed to construct a 3-dimensional model of HD 163296 capable of reproducing simultaneously new observations of the disk surface in scattered light with the SPHERE instrument and thermal emission continuum observations of the disk midplane with ALMA. We want to determine why the SED of HD 163296 is intermediary between the otherwise well-separated group I and group II Herbig stars. Methods. The disk was modelled using the Monte Carlo radiative transfer code MCMax3D. The radial dust surface density profile was modelled after the ALMA observations, while the polarized scattered light observations were used to constrain the inclination of the inner disk component and turbulence and grain growth in the outer disk. Results. While three rings are observed in the disk midplane in millimeter thermal emission at $\sim$80, 124 and 200 AU, only the innermost of these is observed in polarized scattered light, indicating a lack of small dust grains on the surface of the outer disk. We provide two models capable of explaining this difference. The first model uses increased settling in the outer disk as a mechanism to bring the small dust grains on the surface of the disk closer to the midplane, and into the shadow cast by the first ring. The second model uses depletion of the smallest dust grains in the outer disk as a mechanism for decreasing the optical depth at optical and NIR wavelengths. In the region outside the fragmentation-dominated regime, such depletion is expected from state-of-the-art dust evolution models. We studied the effect of creating an artificial inner cavity in our models, and conclude that HD 163296 might be a precursor to typical group I sources.

연구 동기 및 목표

• HD 163296의 중간 SED와 그룹 II 원형행성계로의 분류 간 괴리를 해소하기 위해.
• ALMA와 SPHERE의 다중 파장 관측 자료를 이용해 HD 163296의 3차원 먼지 분포를 모델링하기 위해.
• 100 AU 초과 영역에서 산산광이 관측되지 않는 원인을 먼지 침강 또는 입자 부족 현상 중 어느 것으로 설명할 수 있는지 규명하기 위해.
• HD 163296가 일반적인 그룹 I Herbig Ae/Be 항성으로의 전구체인지 평가하기 위해.
• 디스크 기하학, 난류, 입자 성장 과정이 관측된 SED 및 형태를 어떻게 함께 형성하는지 평가하기 위해.

제안 방법

• 3차원 먼지 분포 및 복사전달을 시뮬레이션하기 위해 몬테카를로 복사전달 코드 MCMax3D를 사용하였다.
• ALMA 1.3 mm 연속분포 데이터에 적합하여 약 80, 124, 200 AU에서 세 개의 고리 구조를 식별하였다.
• SPHERE IRDIS의 편광 산산광을 이용해 내부 디스크의 기울기와 난류를 제약하였다.
• 먼지 진화 메커니즘 두 가지를 탐색: 외부 디스크에서의 강화된 침강(α ~ 1×10⁻⁵)과 3 µm 이하 입자 부족 현상.
• 전이 디스크 행동을 시험하기 위해 인위적 내부 공실을 시뮬레이션하였다.
• 내부 및 외부 디스크 성분 간의 약간의 기울기(~1.3°–3°)를 통해 관측된 밝기 비대칭성을 검증하였다.

Figure 1: H-band (top) and J-band (bottom) DPI observations of HD 163296 with SPHERE/IRDIS. Left column shows the Q ϕ images, with the right column showing U ϕ . A single asymmetrical ring is obserbed in scattered light at $\sim$ 0.6 arcsec from the center of the disk in both Q ϕ images, slightly of

실험 결과

연구 질문

• RQ1 HD 163296의 SED가 그룹 I 및 그룹 II Herbig Ae/Be 항성 사이에 위치해 있음에도 불구하고, 그룹 II로 분류된 이유는 무엇인가?
• RQ2 ALMA 데이터에서 먼지 고리가 존재하는 데도 불구하고 SPHERE 영상에서 100 AU 초과 영역에서 산산광이 검출되지 않는 원인은 무엇인가?
• RQ3 외부 영역에서 표면에 작은 먼지 입자가 없는 것은 먼지 침강 또는 작은 입자 부족 현상으로 설명될 수 있는가?
• RQ4 HD 163296는 전이 상태의 물체로서 그룹 I 소스로 진화하는가? 이를 뒷받침하는 관측적 특징은 무엇인가?
• RQ5 디스크 기하학과 먼지 진화 과정이 HD 163296의 다중 파장 특성을 함께 어떻게 형성하는가?

주요 결과

• 외부 디스크의 표면에 작은 먼지 입자가 부족함을 밝혀내었으며, 이는 100 AU 초과 영역에서 산산광이 관측되지 않지만 밀리미터 파장에서 밝은 고리가 존재하기 때문이다.
• 외부 디스크에서 α ~ 1×10⁻⁵ 수준의 먼지 침강 시나리오가 첫 번째 고리에 의해 작은 입자가 음영을 입히며 산산광 기여를 감소시켜 이를 설명할 수 있다.
• 외부 디스크에서 3 µm 이하 입자가 완전히 부족한 모델은 유사한 관측 효과를 만들어내며, 최신 먼지 진화 모델과도 일치한다.
• HD 163296의 FIR 초과는 크게 펼쳐진 외부 디스크에서 비롯되지 않고, 해상도가 높은 내부 디스크와 첫 번째 먼지 고리에서 거의 균형을 이루며 발생한다.
• 강하게 조명된 내부 벽이 없고, 내부 디스크와 첫 번째 고리 사이에 갭이 존재함으로써 HD 163296가 그룹 I 소스의 전구체임을 시사한다.
• SPHERE 영상의 밝기 비대칭성은 내부 및 외부 디스크 성분 간의 소량의 기울기(~1.3°–3°)와 함께 편광 및 위상 함수 효과를 고려하면 잘 재현된다.

Figure 2: Top: radial polarized intensity profile through the center of the ring along the major axis for H-band (black) and J-band (red) Q ϕ images. Middle: radial polarized intensity profile through the star in the direction of the major axis for both bands. Positive radii correspond to the North-