野村さんのスライド

2020年代の赤外線天文学
April 18, 2014
- 原始惑星系円盤化学
- 地球型・木星型
惑星形成の化学
野村英子(東工大)、石本大貴(京大/東工大)、
野津翔太(京大)
Need for High-R Spectroscopy
Typical width of IR lines from PPDs ~ 10-20km/s
→need high-R spectroscopy (R~15,000) for detection
need very high-R (R~100,000) for analysing profiles
AB Aur Gemini/TEXES (R>80,000) H2 S(2)@12m
S(1)@17m
(Bitner et al. 2007, 2008)
F~10-14erg/s/cm2, v~10-20km/s
赤外線4.7um COのspectroastrometry
→ COガス分布の測定
Kepler rotation
(e.g., Goto+ 2006; Pontoppidan+ 2008, 2011)
JWST(R~3000)では波長分解能が足りない!
原始惑星系円盤化学
H2O Snow Line
MIR乱流 & 円盤風
円盤中の有機分子生成
Obs. of water lines from PPDs
H2O, OH, HCN, C2H2
Spitzer/IRS AA Tau
(Riviere‐Marichalar+ 2012)
[OI]
Herschel/HIFI
TW Hya
H2O
Herschel/PACS
(Hogerheijde+ 2011)
AA Tau
cold FIR
lines
(Carr & Najita 2008)
hot MIR
lines
warm FIR
lines
Spitzer hot H2O@10-35m, TTSs: detect, HAEBEs: upper limits
Herschel warm H2O TTSs, HAEBEs: @55-180m
Herschel cold H2O @267m, 539m, TW Hya, HD100546
H2O snow lines in PPDs
Spitzer/IRS (R=600)
model
TW Hya
Spitzer/IRS
Inner
hole
AA Tau
DR Tau
AS 205
PACS
Herschel
HIFI
model with snow line
H2O Snow line @ ~1AU
(Meijerink+ 2009)
H2O Snow line @ ~4AU
(Zhang+ 2013)
H2O snow lines in PPDs
Spitzer/IRS
model
TW Hya
Spitzer/IRS
Inner
hole
AA Tau
H2O line ratios + disk model
→ predict H2O snow lines
DR Tau
Herschel
The results are model dependent…
PACS
HIFI
AS 205
→ H2O snow line detection using
model with High-R
snow line spectroastrometry!
H2O Snow line @ ~1AU
(Meijerink+ 2009)
H2O Snow line @ ~4AU
(Zhang+ 2013)
H2O Snow Line by High-R Obs.
Figs.by 石本君, 野津君
0.8
H2O abundance
H2O abundamce
0.7
z/s
0.01
0.0001
0.6
1e-06
0.5
1e-08
0.4
1e-10
0.3
1e-12
0.2
1e-14
0.1
1e-16
0
1e-18
1
10
s (AU)
H2O 57μm
Inclination i=30
100
Line width ~ 10-20km/s
→need high-R spectroscopy
(R~100,000) for analysis
Line fluxes @ Spitzer (Carr & > 1e-14 erg/s/cm2 Najita 2011)
TMT/MICHI
Line flux [erg/s/cm2]
Line width [km/s]
R
NELF [erg/s/cm2]
S/N
Integration time [min]
1e‐15
20
120,000
2e‐16
25
20
SPICAで候補天体探し、TMTでspectroastrometry?
MIR乱流 & 円盤風
H2O 5μm
Inclination i=45
(Bai 2013)
Figs. By
石本君
円盤風なし
H2O abundance
円盤風あり
赤外線輝線プロファイルから円盤風の速度構造を探る
ダスト表面反応による有機分子生成
ダスト表面で生成された分子種が
気相で放射する輝線を観測するこ
とより円盤内有機分子生成を探る
ESA
H2O, CO2, CH4, CH3OH,
H2CO, NH3, etc.
Halley
a
MIR CH3OH Lines
Figs. by M.Richter
telluric
CH3OH
(Walsh+ 2014)
Z/R
ALMA
TMT!
R [AU]
Line flux [erg/s/cm2]
Line width [km/s]
R
NELF [erg/s/cm2]
S/N
Integration time [min]
5e‐17
20
15,000
5e‐16
3
15
TMTでも頑張れるけど、SPICAの方がよいかも？
木星型・地球型
惑星形成の化学
円盤ガスと惑星大気のC/O比
周惑星円盤からの放射
円盤ガスと惑星大気のC/O比
木星型・天王星型・スーパーアースの
惑星大気組成の観測
H2O, CH4, CO, CO2
(Stevenson et al. 2010)
化学反応ネットワーク計算結果
(Markwick et al. 2002)
CH4
snow
line
(Oberg et al. 2013)
Snow linesの外側で
分子がダストに凍結
→ 内側に落下
→ C/O比が円盤の
各半径で異なる
化学反応ネットワーク計算によると、CH4は炭素のリザーバー
& CH4は赤外線でしか観測できない
円盤のCH4＆NIR遷移線観測
GV Tau N: infrared source
CH4初検出！(吸収線)
Keck/NIRSPEC ~3m, R~25,000
HCN, C2H2の観測(吸収線)
GV Tau N
HCN, C2H2, H2O, OH観測(輝線)
(Gibb & Horne 2013)
CH4も今後輝線で検出？
(Mandell et al. 2012)
周惑星系円盤からの放射
原始惑星系円盤の場合
Spitzer/IRS, ~10-35um
Line fluxes :
>~ 1e-14 erg/s/cm2
(Carr & Najita 2011)
周惑星系円盤の半径を
0.15AUとすると、
Line fluxes :
1e-17~1e-16 erg/s/cm2 ?
→温度が低ければずっと
弱くなる
(Carr & Najita 2008)
周惑星系円盤の温度構造？

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