[論文レビュー] Evidence from stellar rotation of enhanced disc dispersal

S. Messina, Berto Monard+3 more|arXiv (Cornell University)|Oct 8, 2014

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 3被引用数 10

ひとこと要約

本研究は、2100万年程度の年齢のベータ・ピクテリス連星団に属する三重連星系BD−21 1074において、近接する星の伴星が原始惑星環の分散を促進するかどうかを検証する。同等の年齢で同程度の質量を有する星AとBの回転周期と活動度を測定することで、星Cに近い成分Bはより速く回転しており、より高いクロモスフィア活動を示しており、これは原始惑星環のロック状態が短いことを示唆する。結果から、星CがBの周囲の原始惑星環の分散を早めた可能性が示唆され、その結果としてBは早期に回転が速くなったと考えられ、これは重力不安定性による惑星形成が核集積よりも優位であることを示唆する。

ABSTRACT

Context. The early stage of stellar evolution is characterized by a magnetic coupling between a star and its accretion disc, known as a star-disc locking mechanism. The disc-locking prevents the star to spin its rotation up, and its timescale depends on the disc lifetime, which should not be longer than about 10 Myr. Some mechanisms can significantly shorten this lifetime, allowing a few stars to start spinning up much earlier than other stars and increasing the observed rotation period dispersion among coeval stars. Aims. In the present study, we aim to investigate how the properties of the circumstellar environment can shorten the disc lifetime, more specifically the presence of a close stellar companion. Methods. We have identified a few multiple stellar systems, composed of stars with similar masses, which belong to associations with a known age. Since all parameters that are responsible for the rotational evolution, with the exception of environment properties and initial stellar rotation, are similar for all components, we expect that significant differences among the rotation periods can only arise from differences in the disc lifetimes. A photometric timeseries allowed us to measure the rotation periods of each component, while high-resolution spectra provided us with the fundamental parameters, v sin i and chromospheric line fluxes. Results. In the present study, we have collected timeseries photometry of BD−21 1074, a member of the 21 Myr old β Pictoris association, and measured the rotation periods of its brightest components A and B. They differ significantly, and the component B, which has a closer companion C, rotates faster than the more distant and isolated component A. It also displays a slightly higher chromospheric activity level. Conclusions. Since components A and B have similar mass, age, and initial chemical composition, we can ascribe the rotation period difference to either different initial rotation periods or different disc-locking phases arising from the presence of the close companion C. In the specific case of BD−21 1074, the second scenario seems to be more favored. However, a statistically meaningful sample is yet needed to be able to infer which scenario is more likely. In our hypothesis of different disc-locking phase, any planet orbiting this star, if found by future investigations, is likely formed very rapidly owing to a gravitational instability mechanism, rather than core accretion. Only a large difference of initial rotation periods alone could account for the observed period difference, leaving comparable disc lifetimes.

研究の動機と目的

• 同等の年齢で同程度の質量を有する星において、近接する星の伴星が原始惑星環の分散を促進するかどうかを調査すること。
• 複数星系の成分間で観測された回転周期の差が、環境的要因による原始惑星環のロック状態の期間差に起因するかどうかを特定すること。
• 伴星による原始惑星環の分散が、同等の星における回転周期の分散を説明できるかどうかを評価すること。
• 原始惑星環の寿命が短くなった場合の、惑星形成メカニズムへの影響を評価すること。

提案手法

• BD−21 1074三重連星系の成分AおよびBの回転周期を測定するために、光度時系列観測が用いられた。
• 高分解能分光観測により、星の投影回転速度(v sin i)およびクロモスフィア線の放射線強度が得られ、星の傾きと活動度が推定された。
• ROTFLITコードを用いて、星の有効温度、表面重力、金属量などの星のパラメータが導出された。
• 角運動量の進化モデルが適用され、各成分の星-原始惑星環のロック状態が続く期間の推定がなされた。
• 成分AとBの間で回転周期と活動度を比較分析した。成分Bは第3の伴星Cに近い。
• 理論的モデルを用いて、観測された周期差が初期の回転周期の差に起因するのか、それとも伴星に起因する原始惑星環の分散による短いロック状態に起因するのかを検証した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 同等の年齢で同程度の質量を有する星において、近接する星の伴星が原始惑星環の分散を促進するか？
• RQ2 複数星系の成分間で観測された回転周期の差が、初期の回転周期の差ではなく、原始惑星環のロック状態の期間差に起因するか？
• RQ3 第3の伴星Cが成分Bに近接していることが、Bの速い回転と高い活動度をAと比較して説明できる程度はどの程度か？
• RQ4 原始惑星環の寿命が短くなった場合、このような系における惑星形成メカニズムにどのような影響を与えるか？
• RQ5 BD−21 1074における観測された回転周期の差は、近接する伴星に起因する原始惑星環の分散によるものか、それとも初期の回転周期の差によるものか、どちらがより適切な説明か？

主な発見

• BD−21 1074系の成分Bの回転周期は5.4日であり、成分Aの9.3日よりも顕著に速い。
• 成分Bは成分Aよりもわずかに高いクロモスフィア活動を示しており、これはその速い回転と整合的である。
• 成分Aの投影回転速度(v sin i)は3.7 km s⁻¹、成分Bは4.9 km s⁻¹であり、それぞれの星の傾きは約60°および50°であると示唆されている。
• 成分Bの星-原始惑星環のロック状態の期間は3〜10 Myrと推定され、成分Aは9〜10 Myrと推定されており、Bの方が原始惑星環のロック状態が短いことが示された。
• 観測された回転周期の差は、初期の回転周期の差だけでは説明がつかず、主に伴星Cに起因する原始惑星環の分散によるものであると考えられる。
• この結果から、成分Bを回る惑星は、原始惑星環の寿命が短いため、核集積よりも重力不安定性による形成が可能性が高いと示唆される。