STAR FORMATION NEWSLETTER#302 46 - 55
松下祐子 (九州大学)

Paper lists
46. The Delivery of Water During Terrestrial Planet Formation
47. Chemical and Physical Picture of IRAS 16293-2422 Source B at a Sub-arcsecond Scale
Studied with ALMA
48. On the spatial distributions of dense cores in Orion B
49. Modeling CO, CO2, and H2O Ice Abundances in the Envelopes of Young Stellar Objects in theMagellanic Clouds
50. Formation of interstellar methanol ice prior to the heavy CO freeze-out stage
51. Is HH 47 slowing down?
52. The time-dependent wavelet spectrum of HH 1 and 2
53. Shaping HR8799ʼs outer dust belt with an unseen planet
54. A NIKA view of two star-forming infrared dark clouds: dust opacity variations and massconcentration
55. Intensity-Corrected Herschel Observations of Nearby Isolated Low-Mass Clouds

source Bの特徴(化学的な特徴)
は、source Aと同様

IRAS 16293-2422 source Bについて
・Class 0天体・binary (source Aとのseparation ~5”: ~600 au)
・low mass protostar
・Ophiuchus: d=120 pc
輝線観測・OCS, H2CS, CH3OH, HCOOCH3回転構造をトレース(centrifugal barrier より外側の構造)

原始星近くに集中した構造をトレース(centrifugal barrier ぐらいの構造)

Continuum emission at the 1.3 mm
Both source A and source B : rich COMs
Source A : edge-on view, elongated NE-SW
Source B : face-on view, round shape

OCS channel map
small velocity gradientが見られる
blueshift: ~1.5 km/s
redshift: ~4 km/s
̶> slightly inclined SE-NW
direction with P.A.=110

Source BのH2CSは、Aと様子が異なる
OCSは、source Aと同様に、infalling-rorating( inside centrifugal barrierに存在する )envelopeをトレースしている(CH3OHやHCOOCH3といったcompact around̶>Source Aでは、centrifugal barrierの内側に高the protostarよりも広がりをもつ)速なdisk componentが存在か？
̶>一方、source Bには、それが存在しない？

SiO outﬂow integrated intensity map
・Blue- and redshift componentでshell-likeな構造が、continuum peak周辺でみえる・~300 auくらいで広がりを持つ・Blue側：NEに偏りをもつ・Red側：SWに偏りをもつ
̶> Fig.13 (後に紹介)のようなoutﬂowの傾きを持つと考えられる

・Kristensen et al. (2013)
̶> CO (6-5) ALMA obsで、source AとBからのoutﬂowのinteractionが見えた・Girart et al. (2014)
̶> SiO (8-7)がsource Bの周りでうかった
これらの事柄は、source AとBのoutﬂowのinteractionとconsistentSiO integrated intensity mapを考慮して作られたsource Bの模式図

PV図：(上)SiOとOCS, (下)SiOとH2CSSiOの分布と、OCS, H2CSの分布を見た時に、SiOは原始星周辺からの直接なlaunchではなく、inner part of disk/envelopeからでありそう

HH47のjet knotのproper motion
velocityの決定・[SII], Hα HSTのイメージを使用(14年間で3つのepochsの観測)・結論としては̶>knotsは最大50%の減速をしていた
̶>knotsと周囲との直接のinteractionの効果による

HH47 : NE-SW方向にoutﬂowを持つ
blueshift: ~80” (NE)redshift: (SW)35”~60”：

全体として、Hαの方が[SII]よりもやや低速度

過去のデータと最近のデータの差が小さい

Hαのknotのdetectionも小さい

70”~75”：
過去のデータの方が、最近のデータよりも速い

outﬂowのrealmotionではなく、近くのnebulaの影響か？

20”~35”でも差が小さくなる

Proper motion velocities ̶ projected distance from the outﬂow source

1994-1999 (Black), 1999-2008 (Red)1994-1999 (Red), 1999-2008 (Black)Hαの方が[SII]よりも速度が全体的に遅い
減速傾向にある̶>jetでentrainされるlow-vな成分もトレースしている？

#特に、0-10”では、減少が激しい
̶>減速率~50%

Hαのみ加速ここだけ、[SII]もHαも加速している

proper motionの減速は、knotsの減速と一致
̶>HH47の場合、jet knotsは、周辺のmolecular outﬂowと相互作用していることにより減速している可能性がある地球型惑星の水の起源の追求
1. classical scenario
2. the Grand Tack scenario
1,2どちらも十分な水を供給できる
2の方がbetterだが、惑星が形成されるのが早すぎる
several more recent modelsについても議論CO iceは小マゼラン雲でdetectされず、そのupper limitは大マゼラン雲と天の川銀河よろりもかなり低い
gas-grain chemical code MAGICKALを用いた
小マゼラン雲におけるCOの不足は、carbonの減少とgrain temperaturesの増加で説明できる
このモデルは、観測されたLMC abundancesと一致させるためには、輻射の強さの大きな変動が必要なことを示す

星形成サイクルにおけるicy grain mantlesでのCH3OHは、CO freeze-out stageに関連する
この研究では、H2O-richなinterstellar ice environmentでのCH3OHの形成に着目
実験の結果として、CH3OHの形成は、CH4 + OHでのルートの方が、CO + Hのルートよりも20倍短時間であった

HH1とHH2のHαと[SII] HSTからwavelet spectraを計算した
̶> emissionの(角)半径の分布関数を求めた

HR8799には、4つの巨大な惑星とその内外側に2つのデブリベルトが存在する
4つの既知の惑星と存在するかもしれない5番目の惑星と、外側のデブリとの相互作用についてN体シミュレーションで調べた1.2mmと2.0mmをIRAMのNIKAカメラで同時にイメージングし、βマップを作成
̶> Herschelの観測を組み込み、13 arcsecのH2のcolumn density mapsを作成

56の孤立した分子雲に関して100, 160, 250, 350, 500μmの強度補正した
Herschel mapsを作成
この論文では、小さなHerschel mapsの0点補正を測定する方法を紹介