原始星・原始惑星系円盤研究の現状と将来 @ 京都大学 ALMA による原始惑星系円盤の観測シミュレーション高桑繁久 & 黄郁恵 (ASIAA, Taiwan) 1. Introduction ALMA: Atacama Large Millimeter and submillimeter Array Atacama Desert at Northern Chile, International Project, 0.01 arcsec (~ 1 AU) resolution, 30 times better sensitivity than SMA 12-m Array (U.S., Europe) 50 12-m antenna ACA (Japan) 4 12-m Total Power (Single-Dish) Array + 12 7-m Array ALMA は原始惑星系円盤の理解をどれだけ推し進めるのか？あるいは ALMA の限界は？それをどのように定量的に評価？？ Theoretical Physical Parameters of the Disk (中本さん、野村さん) Radiative Transfer Code Theoretical Disk Images @ 230, 350, 460, 690 GHz ALMA Observing Simulation ``Observed’’ Disk Images 比較せよ !! Science Power of ALMA 2 SED fitting ``Observed’’ Physical Parameters of the Disk ALMA 観測シミュレーションパラメータ Declinations: -23° (zenith) Hour Angle: -0.5 - 0.5 (hour) for both 12 m and ACA Synthesized Beam: 1.2 x 1.1 arcsec (P.A. = -87 deg) Primary Beam: ~ 18 arcsec (12-m Array) @ 350 GHz Error: Thermal Noise only (Tsys = 250 K @350 GHz) Using Miriad ``観測’’ 結果の定量的評価 ---> Introducing ``Fidelity’’ At each image pixel (i, j); abs[ Model (i, j) ] Fidelity (i, j) = -------------------------------------------abs[Model (i, j) - Simulated (i, j)] 2. Simulated Disk Images 12-m array only All Obs. Model Fidelity @freq350GHz Peak 9.36E+02 Peak 2.2E+03 Inclusion of ACA provides a better imaging result. @230GHz @350GHz 12m Array all Model Intensity Intensity 12m Array all Model radius (arcsec) Intensity Intensity radius (arcsec) all Model 12m Array radius (arcsec) @460GHz all 12m Array Model radius (arcsec) @665GHz Without ACA, we cannot reproduce the radial intensity distribution @high Freq. properly. 7-Point Mosaic with the 12-m Array Single-Field Mosaic Obs. Model Fidelity @freq350GHz Peak 9.36E+02 Peak 2.51E+03 Mosaicking provides a better imaging result. List of Fidelities With or witout ACA, Single-dish ---> ACA required With or without mosaic of the 12-m array ---> Mosaicking Better 3. 円盤の物理量の導出 (Still Preliminary….) F(r) = (r) P (Tdust (r) ) (r) kThrough (r) mthemSED at each radius, Hfitting  (r) we can derive Tdust (r),  (r), and r k(r) = kmm (1.2 /  )r kmm = 0.005 cm2 g-1 (Crapsi et al. 2004) NH2 = 6.5 × 1022 (cm-2), Td = 38 K, &  = 1.7 Derived Physical Parameters from the Simulated Images (All: 12-m array + ACA) (r)  (r) 正解 Radius (AU) 正解は ~ 5×1023 cm-2 @ 200 AU, 0.01 @ 200 AU, 350 GHz よさそうにみえる…. Derived Physical Parameters (cont.) r Tdust (r) 正解は 20 K @ 100 AU それ以降ほぼ一定正解はr = 2 (constant) Radius (AU) まあ正しい？？今後の課題: 詳細な答え合わせ理論イメージを構築する、円盤の``正しい’’ 物理パラメータ理論イメージに対して SED フィットして求めた円盤の物理パラメータ観測シミュレーションのイメージに SED フィットをして導出した ``観測された’’ 物理パラメータ３者の詳細な比較が必要、物理パラメータの ``Fidelity’’, ALMA 観測はどれだけ円盤の物理モデルに制限を与えられるか？ 4. Summary: 原始惑星系円盤の理論イメージを用いた ALMA 観測のシミュレーション ACA, あるいは mosaic 観測により観測のイメージの質の向上  SED fitting による円盤の物理パラメータの導出  ALMA がどれだけ原始惑星系円盤の物理に迫れるのかを定量的に評価するため、理論の ``正しい’’ 物理パラメータとの詳細な比較が必要 