ドラキュラのチビト（ハンバーガー風の料理）と名付けられた真横から見た原始惑星系円盤。見た目も大きさ（1650AU）も超ビッグ。
ドラキュラのチビト: Pan-STARRS による巨大なエッジオン原始惑星系円盤の発見
要約
我々は、地球に関連する巨大なエッジオン原始惑星系円盤の偶然の発見を報告する。
赤外線源 IRAS 23077+6707。 Pan-STARRS (PS1) イメージ内のディスクの見かけのサイズは次のとおりです。
≈ 11秒角 で、これは空にある既知の円盤の中で最大のものの 1 つです。 まだ若いシステムだと思われますが、
エンベロープに囲まれており、非常にかすかですが、北部の PS1 画像でまだ見えています。
(あるいは、この構造はディスク自体からのフィラメントである可能性があります)。 PS1 の大きさを使用し、
ディスクのスペクトル エネルギー分布 (SED) を構築するために利用可能な他の測光データ。 アン
光学スペクトルは、隠れた星が熱く、おそらく遅い A であることを示しています。
ガイア DR3 の絶滅に基づくこのオブジェクトの 300 個。 HOCHUNK3D を使用してシステムをモデル化します。
放射伝達ソフトウェアを実行し、システムが実効温度の高温星と一致していることを発見しました。
8000 K が、サイズ 1650 AU、質量 0.2 M⊙、傾斜角 82 の円盤に囲まれています。
1. はじめに
一見類似した星の周囲の原始惑星系円盤内での惑星形成は、驚くほど大きな多様性をもたらす
系外惑星系の研究（Winn & Fabrycky 2015 およびその中の参考文献など）。 責任のあるプロセスには以下が含まれます。
サブミクロンサイズの塵粒子から始まる連続的に大きな天体の階層的な集合体ですが、詳細は
これらのプロセスと、それが集中的な惑星探索によって明らかになった多様な系外惑星の人口統計にどのようにつながるのか
過去 20 年間にわたる取り組みは依然としてよく理解されていません。 その鍵となるのは塵の成長と輸送です。
粒子サイズ、ガス温度、乱流の関数としてダストがガスに結合する程度 (Goldreich &ワード 1973; ヴァイデンシリング 1977; Voelkら。 1980年。 Dullemond & Dominik 2005; ビンカート 2023)。
この方向への進歩を目的とした円盤に関する広範な研究は、傾斜の低い物体に焦点を当てる傾向がありました。
らせん、リング、ギャップなどの顕著な構造が解明されています (例: ALMA Partnership et al.
2015年; ルージュら。 2016年; アンドリュース 2020)。 ただし、これらの円盤の垂直構造を決定することは困難です (例:
ピンテら。 2016)、ガスとダストの相対分布、ダストの沈降の半径方向依存性と範囲
そしてディスクフレア。 近年、エッジオン原始惑星系円盤が代わりに次のような機能を提供することがますます認識されてきています。
円盤面の詳細を犠牲にして、円盤の 3 次元形態を調査する機会ですが、
垂直軸の直線の視線。 高度に傾斜した円盤内の塵とガスの中央面集中によって投影される影により、中心星からの散乱光の直接観察が可能になり、塵粒子の垂直方向の分布が明らかになり、それらのサイズ、組成、沈降メカニズムに関する情報が得られます (Dutrey et al. 2017) ;
ビルナベら。 2020年; ヴォルフら。 2021年; アンジェロら。 2023年）。 ディスクの構造と進化に対する異なる視点
空間解像度が特に大きな価値を最大化する、近くのエッジオン ディスクをレンダリングします。 この手紙の中で、私たちは、
によって撮影された画像を使用して、注目すべき新しいエッジオン原始惑星系円盤候補の偶然の発見を報告する
パノラマ測量望遠鏡および迅速応答システム (Pan-STARRS、以下 PS1)。 私たちは次のように主張します
中心星は中間質量の隠れた天体であり、おそらくヘルビッグAe星であり、その距離の制約は
この円盤はおそらくこれまでに発見された最大の原始惑星系円盤である可能性があることを示唆しています。
論文の構成は以下の通りです。 セクション 2 では発見について説明します。 セクション 3 では測光について説明します。
SED を構築するために使用されるデータと、主星の特性を制約するために分光学的データが使用されます。 セクション 4 では、
この物体までの距離を推定します。 セクション 5 では、HOCHUNK3D 放射伝達コードを使用してディスクをモデル化します。
セクション 6 では結果について説明し、セクション 7 では結論を要約します。
図 1. カラー (giy) PS1 画像 (左) と最良の放射線伝達モデル (右)。 モデル画像は次のように畳み込まれました。
PS1PSF。 PS1 画像では、円盤の北側に、両端から 18 秒角外側に伸びている非常にかすかなフィラメントが見られます。
モデル画像に示されているように、エンベロープの「エッジ」として解釈されるディスクの。 南部ではこれらの特徴が
本文中で「牙」と呼ばれているものは、絶滅の増加により見えなくなる可能性があります。 円盤の中心の座標は、
RA = 347.4322139◦、DEC = 67.39445091◦。
図 2. PNe 候補 Kn 32 に最もよく適合するテンプレート。スペクトルは EB-V = 0.3 によって赤みが除去されました。
図 3. ドラチから 3 度以内のガイア星の平均減光。
6. ディスカッション
6.1. ドラチ: 既知最大の原始惑星系円盤
ドラチは、新たに確認されたエッジオン原始惑星系円盤であり、角の広がりにおいて、現在知られているそのような天体としては最大のものである。
この識別は PS1 画像に基づいており、放射線伝達モデリングの結果もまた、
後期A型星は、ほぼ真正面から見える原始惑星系円盤と、ほぼ散逸したエンベロープに囲まれている。
DraChi はよく知られているエッジオン原始惑星系円盤 GoHam に非常に似ており、どちらも中心に HAeBe を持っている可能性があります。
星は見かけのサイズが大きく、既知の星団とは関連していません。 大きな違いの 1 つは、
DraChi の PS1 画像にはかすかな「牙」が存在しますが、これは消散エンベロープとして解釈されます。 ドラチは
角の大きさはゴーハムより約50%大きい。 我々は、ゴーハムが原始惑星の可能性の証拠を提示していることに注目する。
(Bern´e et al. 2015)、このようなエッジオン円盤で惑星の形成が検出される可能性があることを示しています。
6.2. SED
図 4 に示す SED のモデリングは、全体的に観察結果とよく一致していますが、一部に不一致が生じています。
近赤外線と中赤外線。 Wood et に従って SED 形状を再現する試みとして、PAH/VSG 放射を含めました。
アル。 (2008) ですが、10 ～ 20 μm 付近の中赤外線には依然として大きな差異があります。 測光が
データは同時ではなく、そのようなディスクは可変であることが知られています。 中心星の明るさと温度は一致する
後期A型のPMSスター。
6.3. 「牙」
放射伝達モデルも、伸びているかすかな「牙」を含め、PS1 画像 (図 1) をよく再現しています。
円盤の北側に約18インチ。 「牙」は、エンベロープの「エッジ」によく似ています。
照らされた封筒上のディスクの影。 このエンベロープの南の部分は、PS1 では隠されている可能性があります。
画像ですが、より高感度な観察により検出される可能性があります。
別の可能性は、「牙」がディスク自体に関連付けられたフィラメントであるということです。 このようなフィラメントを小さくすると、
円盤の左側に見られますが、これらは円盤の中央部近くに位置しており、流出の可能性を示唆しています。
実際にエンベロープがまだ存在する場合、これはクラス I フェーズの終わりにある若いディスクであることを示唆しています。 もう一つの重要な
違いは、両方の葉に見られる顕著なフレアリングですが、最も明らかなのは右葉の南部です。 の
フレアにより、モデル画像とは対照的に、左葉が外側に湾曲します。 モデルのフレアを増やす
これらの機能を再現できませんでした。 このようなフレアリングは、同様の HAeBe エッジオン ディスク PDS 144N で見られました (Perrin et al.2006)、これも封筒でモデル化されました。
6.4. ドラチまでの距離
エッジオンディスクが既知の星形成領域に関連付けられていない場合、エッジオンディスクまでの距離を推定することは困難です。
GoHam によって、250 ～ 500 pc、または PDS 144N の間の推定値で実証されました (Perrin et al. 2006)。 同じことです
ここでは、距離ではなく 300 pc の距離を採用することを推奨する議論を示します。
セクション 4 で見つかった最も近い雲に相当する 150 pc 未満、または 350 ～ 500 pc のそれ以上の距離。
まず、距離が 300 pc の場合、ディスク半径は 1650 AU であり、これはすでに半径範囲の上限に達しています。
既知のディスクの場合。 350 ～ 500 pc のより長い距離の場合、ディスク半径は 1925 ～ 2750 pc になるはずですが、これはありそうもないことです。
第二に、図 3 の最も近い雲に対応する距離について、ガイアから推定される絶滅はより小さくなります。
0.7 AV よりも高く、次のクラウドでは 1.4 AV まで上がります。 星のスペクトルと
放射線伝達モデリングは、図 3 の 300 pc に相当する減光である 0.9 AV に近く、次のことを示しています。
ドラチはおそらく 2 番目の雲の中にあるが、その前部にあると考えられます。 最後に、DraChi が最も近いクラウドにある場合
星の明るさは A 星としては小さすぎるはずです。 300 PC の場合、モデリングは 11.5 の明度を示唆しています。
L⊙ですが、150pc未満の距離では星の明るさは5.0 L⊙未満になるはずですが、これはHAeBeではありそうもないことです。
スター (Montesinos et al. 2009)。 ただし、私たちが推定した星の種類は散乱光に基づいていることに注意する必要があります。
星は直接見えず、エッジオン円盤で観察される明るさは複数の要因に依存するため、単独ではそうである
フレアパラメータ、円盤の質量など。最後に、同様の議論は、次から推定される円盤の質量に基づいています。
放射線伝達モデリング。 円盤の質量は主に SED で見られる遠赤外線のピークによって与えられるため、実際にはそうではありません。
消滅の影響を大きく受けますが、フレアなどの円盤の形状によっても決まります。 私たちのモデルはディスクを意味します
私たちのモデルは、円盤の質量が約 0.2M⊙ であることを意味します。 距離が大きくなると、ディスク質量の推定値は 500 pc の距離で 0.5M⊙ 以上に増加します。
これも、既知の原始惑星系円盤パラメータの文脈で説明するのが困難になります。
これらすべての理由から、距離は 300 pc までが好ましく、150 pc より小さいか、150 pc より大きい距離を考慮します。
350PCはありそうにありません。
7. 結論
私たちは、PS1 画像から新しい非常に大きな原始惑星系円盤を特定し、入手可能な画像の一貫性を確認しました。
放射伝達と SED モデリングによるディスク解釈によるデータ。 主星は次のように推定されました。
アーカイブ光学スペクトルに基づく A9 HAeBe 星。 PS1 画像を使用して放射線の伝達を制限します
モデル パラメーターと SED を使用して最適なモデルを見つけます。 詳細なモデリングを行うにはデータが不十分ですが、
私たちのモデルは観測された SED とよく一致しますが、中赤外に不一致が存在します。 モデルディスクには、
質量0.2M⊙、傾斜角82°、推定された 300 pc の距離でその半径は 1650 AU です。
ガイア恒星の絶滅から。 モデルに含まれる低密度エンベロープは半径 3000 AU であり、
まあ、円盤の北側に見えるかすかな「牙」です。 この構造が実際にエンベロープの一部である場合、それは次のことを示唆しています。
クラス I フェーズの終わりにある若いシステム。 DraChi の偶然の発見は、そのようなエッジオン ディスクが
既知の星形成領域と関連していないもの（ゴーハムは別のケースです）は、まだ発見を待っています。
ドラキュラのチビト: Pan-STARRS による巨大なエッジオン原始惑星系円盤の発見
要約
我々は、地球に関連する巨大なエッジオン原始惑星系円盤の偶然の発見を報告する。
赤外線源 IRAS 23077+6707。 Pan-STARRS (PS1) イメージ内のディスクの見かけのサイズは次のとおりです。
≈ 11秒角 で、これは空にある既知の円盤の中で最大のものの 1 つです。 まだ若いシステムだと思われますが、
エンベロープに囲まれており、非常にかすかですが、北部の PS1 画像でまだ見えています。
(あるいは、この構造はディスク自体からのフィラメントである可能性があります)。 PS1 の大きさを使用し、
ディスクのスペクトル エネルギー分布 (SED) を構築するために利用可能な他の測光データ。 アン
光学スペクトルは、隠れた星が熱く、おそらく遅い A であることを示しています。
ガイア DR3 の絶滅に基づくこのオブジェクトの 300 個。 HOCHUNK3D を使用してシステムをモデル化します。
放射伝達ソフトウェアを実行し、システムが実効温度の高温星と一致していることを発見しました。
8000 K が、サイズ 1650 AU、質量 0.2 M⊙、傾斜角 82 の円盤に囲まれています。
1. はじめに
一見類似した星の周囲の原始惑星系円盤内での惑星形成は、驚くほど大きな多様性をもたらす
系外惑星系の研究（Winn & Fabrycky 2015 およびその中の参考文献など）。 責任のあるプロセスには以下が含まれます。
サブミクロンサイズの塵粒子から始まる連続的に大きな天体の階層的な集合体ですが、詳細は
これらのプロセスと、それが集中的な惑星探索によって明らかになった多様な系外惑星の人口統計にどのようにつながるのか
過去 20 年間にわたる取り組みは依然としてよく理解されていません。 その鍵となるのは塵の成長と輸送です。
粒子サイズ、ガス温度、乱流の関数としてダストがガスに結合する程度 (Goldreich &ワード 1973; ヴァイデンシリング 1977; Voelkら。 1980年。 Dullemond & Dominik 2005; ビンカート 2023)。
この方向への進歩を目的とした円盤に関する広範な研究は、傾斜の低い物体に焦点を当てる傾向がありました。
らせん、リング、ギャップなどの顕著な構造が解明されています (例: ALMA Partnership et al.
2015年; ルージュら。 2016年; アンドリュース 2020)。 ただし、これらの円盤の垂直構造を決定することは困難です (例:
ピンテら。 2016)、ガスとダストの相対分布、ダストの沈降の半径方向依存性と範囲
そしてディスクフレア。 近年、エッジオン原始惑星系円盤が代わりに次のような機能を提供することがますます認識されてきています。
円盤面の詳細を犠牲にして、円盤の 3 次元形態を調査する機会ですが、
垂直軸の直線の視線。 高度に傾斜した円盤内の塵とガスの中央面集中によって投影される影により、中心星からの散乱光の直接観察が可能になり、塵粒子の垂直方向の分布が明らかになり、それらのサイズ、組成、沈降メカニズムに関する情報が得られます (Dutrey et al. 2017) ;
ビルナベら。 2020年; ヴォルフら。 2021年; アンジェロら。 2023年）。 ディスクの構造と進化に対する異なる視点
空間解像度が特に大きな価値を最大化する、近くのエッジオン ディスクをレンダリングします。 この手紙の中で、私たちは、
によって撮影された画像を使用して、注目すべき新しいエッジオン原始惑星系円盤候補の偶然の発見を報告する
パノラマ測量望遠鏡および迅速応答システム (Pan-STARRS、以下 PS1)。 私たちは次のように主張します
中心星は中間質量の隠れた天体であり、おそらくヘルビッグAe星であり、その距離の制約は
この円盤はおそらくこれまでに発見された最大の原始惑星系円盤である可能性があることを示唆しています。
論文の構成は以下の通りです。 セクション 2 では発見について説明します。 セクション 3 では測光について説明します。
SED を構築するために使用されるデータと、主星の特性を制約するために分光学的データが使用されます。 セクション 4 では、
この物体までの距離を推定します。 セクション 5 では、HOCHUNK3D 放射伝達コードを使用してディスクをモデル化します。
セクション 6 では結果について説明し、セクション 7 では結論を要約します。
図 1. カラー (giy) PS1 画像 (左) と最良の放射線伝達モデル (右)。 モデル画像は次のように畳み込まれました。
PS1PSF。 PS1 画像では、円盤の北側に、両端から 18 秒角外側に伸びている非常にかすかなフィラメントが見られます。
モデル画像に示されているように、エンベロープの「エッジ」として解釈されるディスクの。 南部ではこれらの特徴が
本文中で「牙」と呼ばれているものは、絶滅の増加により見えなくなる可能性があります。 円盤の中心の座標は、
RA = 347.4322139◦、DEC = 67.39445091◦。
図 2. PNe 候補 Kn 32 に最もよく適合するテンプレート。スペクトルは EB-V = 0.3 によって赤みが除去されました。
図 3. ドラチから 3 度以内のガイア星の平均減光。
6. ディスカッション
6.1. ドラチ: 既知最大の原始惑星系円盤
ドラチは、新たに確認されたエッジオン原始惑星系円盤であり、角の広がりにおいて、現在知られているそのような天体としては最大のものである。
この識別は PS1 画像に基づいており、放射線伝達モデリングの結果もまた、
後期A型星は、ほぼ真正面から見える原始惑星系円盤と、ほぼ散逸したエンベロープに囲まれている。
DraChi はよく知られているエッジオン原始惑星系円盤 GoHam に非常に似ており、どちらも中心に HAeBe を持っている可能性があります。
星は見かけのサイズが大きく、既知の星団とは関連していません。 大きな違いの 1 つは、
DraChi の PS1 画像にはかすかな「牙」が存在しますが、これは消散エンベロープとして解釈されます。 ドラチは
角の大きさはゴーハムより約50%大きい。 我々は、ゴーハムが原始惑星の可能性の証拠を提示していることに注目する。
(Bern´e et al. 2015)、このようなエッジオン円盤で惑星の形成が検出される可能性があることを示しています。
6.2. SED
図 4 に示す SED のモデリングは、全体的に観察結果とよく一致していますが、一部に不一致が生じています。
近赤外線と中赤外線。 Wood et に従って SED 形状を再現する試みとして、PAH/VSG 放射を含めました。
アル。 (2008) ですが、10 ～ 20 μm 付近の中赤外線には依然として大きな差異があります。 測光が
データは同時ではなく、そのようなディスクは可変であることが知られています。 中心星の明るさと温度は一致する
後期A型のPMSスター。
6.3. 「牙」
放射伝達モデルも、伸びているかすかな「牙」を含め、PS1 画像 (図 1) をよく再現しています。
円盤の北側に約18インチ。 「牙」は、エンベロープの「エッジ」によく似ています。
照らされた封筒上のディスクの影。 このエンベロープの南の部分は、PS1 では隠されている可能性があります。
画像ですが、より高感度な観察により検出される可能性があります。
別の可能性は、「牙」がディスク自体に関連付けられたフィラメントであるということです。 このようなフィラメントを小さくすると、
円盤の左側に見られますが、これらは円盤の中央部近くに位置しており、流出の可能性を示唆しています。
実際にエンベロープがまだ存在する場合、これはクラス I フェーズの終わりにある若いディスクであることを示唆しています。 もう一つの重要な
違いは、両方の葉に見られる顕著なフレアリングですが、最も明らかなのは右葉の南部です。 の
フレアにより、モデル画像とは対照的に、左葉が外側に湾曲します。 モデルのフレアを増やす
これらの機能を再現できませんでした。 このようなフレアリングは、同様の HAeBe エッジオン ディスク PDS 144N で見られました (Perrin et al.2006)、これも封筒でモデル化されました。
6.4. ドラチまでの距離
エッジオンディスクが既知の星形成領域に関連付けられていない場合、エッジオンディスクまでの距離を推定することは困難です。
GoHam によって、250 ～ 500 pc、または PDS 144N の間の推定値で実証されました (Perrin et al. 2006)。 同じことです
ここでは、距離ではなく 300 pc の距離を採用することを推奨する議論を示します。
セクション 4 で見つかった最も近い雲に相当する 150 pc 未満、または 350 ～ 500 pc のそれ以上の距離。
まず、距離が 300 pc の場合、ディスク半径は 1650 AU であり、これはすでに半径範囲の上限に達しています。
既知のディスクの場合。 350 ～ 500 pc のより長い距離の場合、ディスク半径は 1925 ～ 2750 pc になるはずですが、これはありそうもないことです。
第二に、図 3 の最も近い雲に対応する距離について、ガイアから推定される絶滅はより小さくなります。
0.7 AV よりも高く、次のクラウドでは 1.4 AV まで上がります。 星のスペクトルと
放射線伝達モデリングは、図 3 の 300 pc に相当する減光である 0.9 AV に近く、次のことを示しています。
ドラチはおそらく 2 番目の雲の中にあるが、その前部にあると考えられます。 最後に、DraChi が最も近いクラウドにある場合
星の明るさは A 星としては小さすぎるはずです。 300 PC の場合、モデリングは 11.5 の明度を示唆しています。
L⊙ですが、150pc未満の距離では星の明るさは5.0 L⊙未満になるはずですが、これはHAeBeではありそうもないことです。
スター (Montesinos et al. 2009)。 ただし、私たちが推定した星の種類は散乱光に基づいていることに注意する必要があります。
星は直接見えず、エッジオン円盤で観察される明るさは複数の要因に依存するため、単独ではそうである
フレアパラメータ、円盤の質量など。最後に、同様の議論は、次から推定される円盤の質量に基づいています。
放射線伝達モデリング。 円盤の質量は主に SED で見られる遠赤外線のピークによって与えられるため、実際にはそうではありません。
消滅の影響を大きく受けますが、フレアなどの円盤の形状によっても決まります。 私たちのモデルはディスクを意味します
私たちのモデルは、円盤の質量が約 0.2M⊙ であることを意味します。 距離が大きくなると、ディスク質量の推定値は 500 pc の距離で 0.5M⊙ 以上に増加します。
これも、既知の原始惑星系円盤パラメータの文脈で説明するのが困難になります。
これらすべての理由から、距離は 300 pc までが好ましく、150 pc より小さいか、150 pc より大きい距離を考慮します。
350PCはありそうにありません。
7. 結論
私たちは、PS1 画像から新しい非常に大きな原始惑星系円盤を特定し、入手可能な画像の一貫性を確認しました。
放射伝達と SED モデリングによるディスク解釈によるデータ。 主星は次のように推定されました。
アーカイブ光学スペクトルに基づく A9 HAeBe 星。 PS1 画像を使用して放射線の伝達を制限します
モデル パラメーターと SED を使用して最適なモデルを見つけます。 詳細なモデリングを行うにはデータが不十分ですが、
私たちのモデルは観測された SED とよく一致しますが、中赤外に不一致が存在します。 モデルディスクには、
質量0.2M⊙、傾斜角82°、推定された 300 pc の距離でその半径は 1650 AU です。
ガイア恒星の絶滅から。 モデルに含まれる低密度エンベロープは半径 3000 AU であり、
まあ、円盤の北側に見えるかすかな「牙」です。 この構造が実際にエンベロープの一部である場合、それは次のことを示唆しています。
クラス I フェーズの終わりにある若いシステム。 DraChi の偶然の発見は、そのようなエッジオン ディスクが
既知の星形成領域と関連していないもの（ゴーハムは別のケースです）は、まだ発見を待っています。
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