多数の望遠鏡を組み合わせる干渉計で遠くの原始惑星系円盤の内側の詳細も分かるという話。何か新事実が出てきたというわけではない。以下、機械翻訳。
原始惑星系円盤の内部天文単位
2021年11月11日に提出
干渉法の黄金時代が到来し、これまで以上に詳細な小規模な観測が可能になりました。いくつかの分野では、これは惑星の形成や若い星の研究のように大きな影響を及ぼしました。最先端の高角度分解能の観測は、降着や昇華から円盤風やその他の流出まで、処理された多数の物理的な洞察を提供します。この論文では、計装科学と観察科学の両方を含む、私の博士号の幅広い作品を紹介します。計装活動は、CHARAでの新世代ベースラインソリューションの開発から、MIRC-Xでの新しい観測モードの試運転に端を発し、これまでに発表された若い恒星状天体の初めてのJバンド干渉観測を可能にします。科学の結果は、傾斜によって引き起こされた非対称性を明らかにする絶妙な画像再構成に加えて、若いオブジェクトSUぎょしゃ座の最も内側の領域から発せられるほこりっぽい風の直接的な証拠を見つけます。さらに、私が比類のない精度で温度勾配を導き出すとき、私は爆発する星FUOrionisの内側の円盤の粘性加熱の証拠を見つけます。この論文のさまざまな研究から1つの全体的な結論を引き出すことは困難ですが、ここで説明する結果は、若い恒星系の独自性の証拠であり、天体物理学で最も遍在するいくつかのプロセスに関する重要な情報を提供します。機器の開発はまた、光干渉法の成長し続ける分野における将来の科学のための刺激的な機会を開きます。
序章
「そして、このすべての科学、私は理解していません、それは週に5日だけ私の仕事です」
—エルトン・ジョン、ロケットマン
原始惑星系円盤の物語は、私たちと共有する物語です。どのように地球の形？ここでの生活はどのように進化しましたか？私たちの話はユニークですか？これらの質問に答えるために、私たちは
捕獲するために他のそのようなシステムと他のそのような世界を見つける星に目を向けなければなりません
それらの形成のスナップショット。
原始惑星系円盤は、大規模な星形成と惑星科学の接点にあります。それらは星形成から残された物質で構成されており、それは最終的には
惑星を形成するか、恒星風と降着によって散逸します。惑星形成の段階はよく理解されておらず、ほとんどの理論は1つ以上を説明できていません。
現在広範に知られている太陽系外惑星カタログのセレクション。私たちを改善する唯一の方法
理解とは、原始惑星系円盤を進化のすべての段階で順番に観察することです。
これらのオブジェクトを管理するプロセスをつなぎ合わせます。しかし、原始惑星系円盤の観測は、単純な作業ではありません。
最も近い星形成領域はまだ〜140pc離れています。そのようなものとして、これらの角度サイズ
空のディスクは確かに非常に小さいです。私たちのインストルメンタルが
機能は、そのようなオブジェクトを観察するのに十分なほど進歩しています。 Keck、VLT、Geminiなどの大型の8〜10 mクラスの望遠鏡と、高度な補償光学システムを組み合わせることで、外側のディスクの繊細な構造を空間的に解像することができました。同じで
ALMAを使用したサブmmと干渉計技術の進行の時間VLTIとCHARAの光波長で、最小のものでも観察できるようになりました
サブミリ秒の解像度と前例のないスペクトル機能でスケーリングします。
この論文では、私の博士号が内部の天文単位を探索した結果を紹介します。
原始惑星系円盤の。プロジェクトの目的は、もともと署名を検索することでしたギャップ、リング、非対称性などの光学干渉データ内の惑星形成の影響。惑星形成の直接的な兆候は見つかりませんでしたが、いくつかの現象がありました
パズルの重要な部分を提供する私の作品の最初のものを観察して適用しました 私たちが地球上にどのように存在できるかという謎。
第2章では、原始惑星系円盤の詳細な紹介を提供します。
巨大な分子雲から星、円盤、そしてその後の惑星形成までの謙虚な始まり。原始惑星系円盤で起こっているいくつかの重要なプロセスの概要を
ディスクの理論的展望と後期の進化。第3章で私はアプローチします スペクトルの最初の研究からの、観測の観点からの原始惑星系円盤
最先端からの最新の高角度分解能観測へのエネルギー分布 機器。また、観察されたいくつかの主要な機能とその概要についても説明します。
惑星形成メカニズムへの潜在的な接続。第4章は、最後の導入章として機能し、その歴史を含む光干渉法の説明を提供します
そして今日使われている現代のアートフォームへの発展。私は背後にある科学を探求します
使用された主要な観測量と、基本的なモデリングから完全な画像再構成までの分析テクニック。
第5章では、博士課程で行われた計測作業に焦点を当てています。この
作業は2つの部分に分かれており、最初の部分は新しいベースラインの開発に焦点を当てています。
CHARA配列のソリューション。この努力において、私は予測するモデルを洗練しました
簡単にできるようにするための空の特定の星の位置の遅延線の位置 より効率的な観察。検索に費やす時間を削減することに成功しました
フリンジが劇的になり、かすかな低フリンジコントラストオブジェクトの観察がはるかに簡単になります。
2番目の計測作業は、の動作波長の拡張に関するものです。
Jバンドを含むMIRC-X楽器。この作業では、大気の色分散と内部機器の複屈折の両方をモデル化して修正しました。
データ削減とキャリブレーションのパイプラインを開発し、最初の科学を実施する
この新しいデュアルJH
第6章では、CLIMBとアーカイブKIおよびPTI観測と組み合わせたCHARAアレイのクラシック機器。 SUAurの内部ディスクの最初の再構成画像を提示します。
物体が高い傾斜の下で見られ、近くからの放射を検出することダスト昇華領域。さらに、内部の放射伝達モデリングを紹介します
昇華フロントのディスクと湾曲したリムの形状。ほこりっぽい円盤風が干渉観測と測光観測の組み合わせをモデル化するために必要です。の
第7章、私はHのCHARA / MIRC-XからのSUぎょしゃ座の追跡観測を提示します より短い観測でより高い解像度とより良いUVカバレッジを提供するバンド
タイムスケール。これらの新しい観測は、ほこりっぽい円盤風の存在を確認し、提供します 更新された画像は、強い傾斜によって引き起こされた非対称性を明確に強調しています。
ディスク。
第8章では、MIRC-Xでの最初の科学観測の結果を紹介します。
爆発する若き星オリオン座FU型星のJHバンド観測モード。多波長観測を使用して、内側のディスク全体の温度勾配を導き出し、
それは、とは対照的に、激しく加熱された降着円盤の理論モデルと一致しています。再処理された恒星放射によってのみ加熱されるディスクの標準モデル。これは
降着内の粘性加熱の観測証拠を見つけた最初の研究の1つディスク、その存在は熱く議論されているトピックです。
最後に、第9章で、要約を含むいくつかの結論を示します。科学的結果と、修了中に学んだ主要なスキルと経験の一部
私の博士号の。最後に、計画されている将来の作業について、いくつかのコンテキストを提供します。いくつかのこの作品。
図2.1：分子雲からのディスク形成の概略図。 A.密度が不均一な大きな分子雲
個々の原始星のコアの断片化と崩壊につながる分布。 B.パンチ
単一の原始星のコアの中で、周囲の物質はそれ自身の引力の下で崩壊します。 ジェット
原始星の回転極に沿って物質が放出されます。 C.降着力と求心力が引き寄せる
ミッドプレーンと中央の星に向かってエンベロープマテリアルを作成し、エンベロープを平らにして薄いディスクにします。
D.残りの薄い円盤はゆっくりと中央の星に付着します。 ダイアグラムは原寸に比例していません。
図2.2：無次元半径の関数としてのリングの質量mと面密度Σの変化
X=R/R0、ここでR0は初期半径で、無次元時間のτ= 12ｖｔ/Ｒ^2 0。 プリングル（1981）から再現。
図2.3：内側の円盤から始まり、それに沿って移動する磁気圏降着柱の概略図
恒星の磁力線と恒星の光球への明るい降着衝撃で終了します。 起源
さまざまな放出タイプのも示されています。 ハートマンらから適応。 （2016）。
図2.4：ほこりっぽいディスク風が伴うディスクの概略図。 ほこりっぽいディスク/風の領域はに示されています
赤、ほこりっぽい空きディスク/風の領域はオレンジ色です。 ディスクの下のディスク風は、
明快さ
図2.5：Hartmann and Kenyon（1996）によるグラフィックの再現。 の経時的な降着率のモデル
原始星とおうし座T星の段階を経た低質量の若い星。 彼らはほとんどの星が受けることを提案します
周囲のエンベロープが補充できなくなるまで、約10万年ごとに複数のFUorタイプの爆発
新しい素材のディスク。 その時点で、降着は定常状態のシナリオに落ち着きます。
図2.6：移行段階を通じた原始惑星系円盤の進化。 完全な光学的厚さから
フレアディスク、遷移前段階として知られている内側ディスクの惑星誘発ギャップ、完全にクリアされた
トランジショナルと呼ばれる内部ディスク。 これらの段階を超えて、ディスクは惑星/破片システムに進化します。
図3.1：スペクトルエネルギー分布の変化。 A.原始星はまだ原始星のエンベロープに囲まれています。 エンベロープは、そのほとんどが原因で、すべての波長にわたってSEDに大きく貢献します。
中央の星の完全な不明瞭化（不明瞭化は図に含まれていません）。 B.完全な原始惑星系円盤
光学系全体のSEDにはほとんど寄与しませんが、赤外線およびそれ以降の範囲で大幅に過剰になります。
C.内部ディスクが降着と放射圧によってクリアされたトランジションディスク。 の欠如
高温の材料は、NIRの過剰が存在しないことを意味しますが、外側のディスクは依然としてより長い波長に寄与します
SEDの。 D.唯一のSEDである惑星形成でディスク材料が完全に除去または使い果たされた
貢献は中央の星から来ています。
図3.2：若いスターディスクシステムSUぎょしゃ座のスペクトルエネルギー分布。 緑の点は
さまざまな機器で撮影された測光観測。 黒体は恒星のものです
光球。 領域Aは、スペクトルのUV光学領域です。 リージョンBはNIR超過、リージョンCは
ケイ酸塩の特徴である領域Dはマルチカラー領域であり、領域Eはミリメートルの勾配です。
図3.3：消光の可視波長帯とNIR波長帯にわたる消光の波長依存性
푅= 3.1および퐸퐵−푉= 1の比率。色付きの領域は、で定義されているさまざまな測光バンドに対応します。
ジョンソンシステム。
図3.4：原始惑星系円盤の散乱光観測。 左：PDS144N周辺のディスク上のエッジ
Keck NIRC2機器を使用（Perrin et al.2006）。 ディスクはほぼ90°傾斜しており、フレアアウターのみを意味します
ディスクは見えますが、光学的に厚い内側のディスクは見えません。 右：MWC789の星周円盤
偏光微分イメージング技術を使用してGPIで見られる、ラジアルストークスパラメータが示されています
Qφ（Laws et al.2020）。
図3.5：2つの原始惑星系円盤のALMA画像の例。 左：HLタウの複数の同心リング
ALMAパートナーシップ他から。 （2015）。 右：Fedele etal。のAS209のギャップ付きディスク構造。 （2018）。
ALMA画像は、mmの連続体でディスクのほこりや小石の内容を追跡します。
原始惑星系円盤の内部天文単位
2021年11月11日に提出
干渉法の黄金時代が到来し、これまで以上に詳細な小規模な観測が可能になりました。いくつかの分野では、これは惑星の形成や若い星の研究のように大きな影響を及ぼしました。最先端の高角度分解能の観測は、降着や昇華から円盤風やその他の流出まで、処理された多数の物理的な洞察を提供します。この論文では、計装科学と観察科学の両方を含む、私の博士号の幅広い作品を紹介します。計装活動は、CHARAでの新世代ベースラインソリューションの開発から、MIRC-Xでの新しい観測モードの試運転に端を発し、これまでに発表された若い恒星状天体の初めてのJバンド干渉観測を可能にします。科学の結果は、傾斜によって引き起こされた非対称性を明らかにする絶妙な画像再構成に加えて、若いオブジェクトSUぎょしゃ座の最も内側の領域から発せられるほこりっぽい風の直接的な証拠を見つけます。さらに、私が比類のない精度で温度勾配を導き出すとき、私は爆発する星FUOrionisの内側の円盤の粘性加熱の証拠を見つけます。この論文のさまざまな研究から1つの全体的な結論を引き出すことは困難ですが、ここで説明する結果は、若い恒星系の独自性の証拠であり、天体物理学で最も遍在するいくつかのプロセスに関する重要な情報を提供します。機器の開発はまた、光干渉法の成長し続ける分野における将来の科学のための刺激的な機会を開きます。
序章
「そして、このすべての科学、私は理解していません、それは週に5日だけ私の仕事です」
—エルトン・ジョン、ロケットマン
原始惑星系円盤の物語は、私たちと共有する物語です。どのように地球の形？ここでの生活はどのように進化しましたか？私たちの話はユニークですか？これらの質問に答えるために、私たちは
捕獲するために他のそのようなシステムと他のそのような世界を見つける星に目を向けなければなりません
それらの形成のスナップショット。
原始惑星系円盤は、大規模な星形成と惑星科学の接点にあります。それらは星形成から残された物質で構成されており、それは最終的には
惑星を形成するか、恒星風と降着によって散逸します。惑星形成の段階はよく理解されておらず、ほとんどの理論は1つ以上を説明できていません。
現在広範に知られている太陽系外惑星カタログのセレクション。私たちを改善する唯一の方法
理解とは、原始惑星系円盤を進化のすべての段階で順番に観察することです。
これらのオブジェクトを管理するプロセスをつなぎ合わせます。しかし、原始惑星系円盤の観測は、単純な作業ではありません。
最も近い星形成領域はまだ〜140pc離れています。そのようなものとして、これらの角度サイズ
空のディスクは確かに非常に小さいです。私たちのインストルメンタルが
機能は、そのようなオブジェクトを観察するのに十分なほど進歩しています。 Keck、VLT、Geminiなどの大型の8〜10 mクラスの望遠鏡と、高度な補償光学システムを組み合わせることで、外側のディスクの繊細な構造を空間的に解像することができました。同じで
ALMAを使用したサブmmと干渉計技術の進行の時間VLTIとCHARAの光波長で、最小のものでも観察できるようになりました
サブミリ秒の解像度と前例のないスペクトル機能でスケーリングします。
この論文では、私の博士号が内部の天文単位を探索した結果を紹介します。
原始惑星系円盤の。プロジェクトの目的は、もともと署名を検索することでしたギャップ、リング、非対称性などの光学干渉データ内の惑星形成の影響。惑星形成の直接的な兆候は見つかりませんでしたが、いくつかの現象がありました
パズルの重要な部分を提供する私の作品の最初のものを観察して適用しました 私たちが地球上にどのように存在できるかという謎。
第2章では、原始惑星系円盤の詳細な紹介を提供します。
巨大な分子雲から星、円盤、そしてその後の惑星形成までの謙虚な始まり。原始惑星系円盤で起こっているいくつかの重要なプロセスの概要を
ディスクの理論的展望と後期の進化。第3章で私はアプローチします スペクトルの最初の研究からの、観測の観点からの原始惑星系円盤
最先端からの最新の高角度分解能観測へのエネルギー分布 機器。また、観察されたいくつかの主要な機能とその概要についても説明します。
惑星形成メカニズムへの潜在的な接続。第4章は、最後の導入章として機能し、その歴史を含む光干渉法の説明を提供します
そして今日使われている現代のアートフォームへの発展。私は背後にある科学を探求します
使用された主要な観測量と、基本的なモデリングから完全な画像再構成までの分析テクニック。
第5章では、博士課程で行われた計測作業に焦点を当てています。この
作業は2つの部分に分かれており、最初の部分は新しいベースラインの開発に焦点を当てています。
CHARA配列のソリューション。この努力において、私は予測するモデルを洗練しました
簡単にできるようにするための空の特定の星の位置の遅延線の位置 より効率的な観察。検索に費やす時間を削減することに成功しました
フリンジが劇的になり、かすかな低フリンジコントラストオブジェクトの観察がはるかに簡単になります。
2番目の計測作業は、の動作波長の拡張に関するものです。
Jバンドを含むMIRC-X楽器。この作業では、大気の色分散と内部機器の複屈折の両方をモデル化して修正しました。
データ削減とキャリブレーションのパイプラインを開発し、最初の科学を実施する
この新しいデュアルJH
第6章では、CLIMBとアーカイブKIおよびPTI観測と組み合わせたCHARAアレイのクラシック機器。 SUAurの内部ディスクの最初の再構成画像を提示します。
物体が高い傾斜の下で見られ、近くからの放射を検出することダスト昇華領域。さらに、内部の放射伝達モデリングを紹介します
昇華フロントのディスクと湾曲したリムの形状。ほこりっぽい円盤風が干渉観測と測光観測の組み合わせをモデル化するために必要です。の
第7章、私はHのCHARA / MIRC-XからのSUぎょしゃ座の追跡観測を提示します より短い観測でより高い解像度とより良いUVカバレッジを提供するバンド
タイムスケール。これらの新しい観測は、ほこりっぽい円盤風の存在を確認し、提供します 更新された画像は、強い傾斜によって引き起こされた非対称性を明確に強調しています。
ディスク。
第8章では、MIRC-Xでの最初の科学観測の結果を紹介します。
爆発する若き星オリオン座FU型星のJHバンド観測モード。多波長観測を使用して、内側のディスク全体の温度勾配を導き出し、
それは、とは対照的に、激しく加熱された降着円盤の理論モデルと一致しています。再処理された恒星放射によってのみ加熱されるディスクの標準モデル。これは
降着内の粘性加熱の観測証拠を見つけた最初の研究の1つディスク、その存在は熱く議論されているトピックです。
最後に、第9章で、要約を含むいくつかの結論を示します。科学的結果と、修了中に学んだ主要なスキルと経験の一部
私の博士号の。最後に、計画されている将来の作業について、いくつかのコンテキストを提供します。いくつかのこの作品。
図2.1：分子雲からのディスク形成の概略図。 A.密度が不均一な大きな分子雲
個々の原始星のコアの断片化と崩壊につながる分布。 B.パンチ
単一の原始星のコアの中で、周囲の物質はそれ自身の引力の下で崩壊します。 ジェット
原始星の回転極に沿って物質が放出されます。 C.降着力と求心力が引き寄せる
ミッドプレーンと中央の星に向かってエンベロープマテリアルを作成し、エンベロープを平らにして薄いディスクにします。
D.残りの薄い円盤はゆっくりと中央の星に付着します。 ダイアグラムは原寸に比例していません。
図2.2：無次元半径の関数としてのリングの質量mと面密度Σの変化
X=R/R0、ここでR0は初期半径で、無次元時間のτ= 12ｖｔ/Ｒ^2 0。 プリングル（1981）から再現。
図2.3：内側の円盤から始まり、それに沿って移動する磁気圏降着柱の概略図
恒星の磁力線と恒星の光球への明るい降着衝撃で終了します。 起源
さまざまな放出タイプのも示されています。 ハートマンらから適応。 （2016）。
図2.4：ほこりっぽいディスク風が伴うディスクの概略図。 ほこりっぽいディスク/風の領域はに示されています
赤、ほこりっぽい空きディスク/風の領域はオレンジ色です。 ディスクの下のディスク風は、
明快さ
図2.5：Hartmann and Kenyon（1996）によるグラフィックの再現。 の経時的な降着率のモデル
原始星とおうし座T星の段階を経た低質量の若い星。 彼らはほとんどの星が受けることを提案します
周囲のエンベロープが補充できなくなるまで、約10万年ごとに複数のFUorタイプの爆発
新しい素材のディスク。 その時点で、降着は定常状態のシナリオに落ち着きます。
図2.6：移行段階を通じた原始惑星系円盤の進化。 完全な光学的厚さから
フレアディスク、遷移前段階として知られている内側ディスクの惑星誘発ギャップ、完全にクリアされた
トランジショナルと呼ばれる内部ディスク。 これらの段階を超えて、ディスクは惑星/破片システムに進化します。
図3.1：スペクトルエネルギー分布の変化。 A.原始星はまだ原始星のエンベロープに囲まれています。 エンベロープは、そのほとんどが原因で、すべての波長にわたってSEDに大きく貢献します。
中央の星の完全な不明瞭化（不明瞭化は図に含まれていません）。 B.完全な原始惑星系円盤
光学系全体のSEDにはほとんど寄与しませんが、赤外線およびそれ以降の範囲で大幅に過剰になります。
C.内部ディスクが降着と放射圧によってクリアされたトランジションディスク。 の欠如
高温の材料は、NIRの過剰が存在しないことを意味しますが、外側のディスクは依然としてより長い波長に寄与します
SEDの。 D.唯一のSEDである惑星形成でディスク材料が完全に除去または使い果たされた
貢献は中央の星から来ています。
図3.2：若いスターディスクシステムSUぎょしゃ座のスペクトルエネルギー分布。 緑の点は
さまざまな機器で撮影された測光観測。 黒体は恒星のものです
光球。 領域Aは、スペクトルのUV光学領域です。 リージョンBはNIR超過、リージョンCは
ケイ酸塩の特徴である領域Dはマルチカラー領域であり、領域Eはミリメートルの勾配です。
図3.3：消光の可視波長帯とNIR波長帯にわたる消光の波長依存性
푅= 3.1および퐸퐵−푉= 1の比率。色付きの領域は、で定義されているさまざまな測光バンドに対応します。
ジョンソンシステム。
図3.4：原始惑星系円盤の散乱光観測。 左：PDS144N周辺のディスク上のエッジ
Keck NIRC2機器を使用（Perrin et al.2006）。 ディスクはほぼ90°傾斜しており、フレアアウターのみを意味します
ディスクは見えますが、光学的に厚い内側のディスクは見えません。 右：MWC789の星周円盤
偏光微分イメージング技術を使用してGPIで見られる、ラジアルストークスパラメータが示されています
Qφ（Laws et al.2020）。
図3.5：2つの原始惑星系円盤のALMA画像の例。 左：HLタウの複数の同心リング
ALMAパートナーシップ他から。 （2015）。 右：Fedele etal。のAS209のギャップ付きディスク構造。 （2018）。
ALMA画像は、mmの連続体でディスクのほこりや小石の内容を追跡します。
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