星形成ゼミ
SF Newsletter 336#16 ~ #23
担当:川邊2021.03.05

SF news letter 336: #16 - #23

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[背景]
- 惑星の形成は雪線(特にH2Oの雪線)の近くでenhanceされる- H2O自身の観測は地上からは困難(大気H2Oの影響)であるので、代替方法が必要- 一方、HCO+の気相での組成は、H2Oのfreeze-outにより増加。H2Oの雪線の代わりに用いることが可能(先行研究)。
[研究目的・手法]- H2Oの雪線のトレーサーとしてHCO+や光学的に薄いH13CO+の有用性を調べる。Herbig Ae
disk の温度構造を熱化学コード”DALI”でモデル化- H13CO+とHCO+ J=2-1輝線についてプロファイルをモデル化(ALMA archival dataと比較可)[結果と結論]- HCO+ やH13CO+組成は、雪線の外側( r=4.5 au)で2auの幅で2桁ジャンプする- H13CO+とHCO+では、リング状の構造になる。以下の3つの効果が効く:
1) 気相のH2Oにより壊される、2) dust opacity効果、3) 励起効果
- (0.05”分解能ALMA J=2-1 profileとの比較を想定)、中心部では、H13CO+とHCO+：組成は、13%, 24%しか低下しない。
- バースト天体V883 Ori case: 雪線がr>40auにあれば、雪線のトレーサーとしてHCO+は、上記の”制限” は無いと予想。 ALMA band 6 HCO+ => 雪線が100 au 付近にあれば観測と整合する- (結論)中心部では、HCO+組成減少は、上記2)、3)の効果のため、1)の効果が顕著では無い。よって、Herbig Ae diskで、HCO+を用いてH2Oの雪線を特定することは困難である。バースト天体では、雪線が外側に移動するのでHCO+利用可モデル計算の結果(Herbig Ae)

Low opacity model=> Kv’ =Kv x 10-10

Herbig Ae モデル計算

NW - W

差は小さく、検出困難

V883 Ori のALMA観測

モデル計算 (V883 Ori: NW & W): HCO+ J=3-2(下段白線は、H2O snow line位置)

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[背景]
- 大質量YSOであるS255IRS NIRS3 (SMA1 コア中: d = 1.78 kpc) の光度バーストが、最近観測された。中心星質量~ 20 Msun
- その光度バーストは、円盤が介在した降着変化に起因すると考えられている。中心星の周りのガスの性質を調べることは不可欠[研究目的・手法]- バースト起源を探る上で中心星周囲ガスの性質を調べることは不可欠- ALMAで900μm連続波、CH3CN J=19-18 K=0-10 輝線を高分解能観測。
0.14” 分解能 (=> 250 auに対応)[結果と結論]- CH3CNは、1800 auの広がり(NW-SE方向)を持ち、ほぼ分子流に垂直。
- 中心星周りで、高密度( a few x 109 cm-3)で熱い(~ 400 K)ガスを確認- 質量降着率 ~ a few x 10-4 Msun yr-1
- 星への降着やJet/outflow駆動に関わるケプラー円盤(があるとすれば)は125 au より小さく、ALMA観測では分解不可だった。

CH3CN J=19-18 K=3 (コントアー）
PA = 165方向に伸びた構造
900 μm 連続波(カラースケール)
CO outflow direction: 矢印

Spectral Fitによる物理量分布

Disk vs Envelope?

Model 4が良さそう

Luminoisty ~ 2.4 x 104 Lsun
Central massive YSO => ~ 20 Msun

Infall: ballistictrajectory仮定

Model 4と、種々のK-ladderでのPVとの比較
Higer-KでもModel 4でよく説明される：中心のKepler円盤の兆候なしN2D+ ALMA 観測
Specific Angular Momentum
半径依存性
回転エネルギー/重力エネルギー

フィラメントの角運動量は、周囲のガスのTurbulence起源と考えて良い[背景]大質量星形成の観測と理論：低質量星形成の相似性?
最近の理論モデルでは、140 Msunまで、disk-mediated accretion in disk jet systems
このシナリオでは、radio jetが大質量星形成領域で共通に見られるはず[観測・結果]JVLAで18の大質量星形成領域の観測を実施(6 cm, 1 秒角分解能)
146のradio continuum sourcesを見出した。
その内、28はradio jet candidatesで、さらに7つは most probable radio jets.
7-36 % のradio jet candidatesは、non-thermal radio emission/H2Oが付随。
＝＞ non-thermal/H2O maserは、 strong shockに付随するのでは。
CH3OH maserに付随するradio jet candidateは、thermal winds and jetsであろう。
[結論]
radio continuum sourceの60%が、radio jet 候補。残りは、HII 領域
大質量星形成領域では、より進化した天体・領域で、radio jetが検出確率高い

赤外線干渉計(?)で FU-Oriのau-scale diskを分解して観測 (J & H bands 同時)=> inner disk temp.
Viscos heatingで予想されるdisk温度構造とと一致

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[背景]
- (サブ)ミリ波塵オパシティ(Kv)は、塵放射強度から(塵)質量の導出に不可欠だが、これまで、その値は若い星の周りの円盤等ではよくわかっていなかった。
[研究目的・手法]- エッジオン円盤において、Kv= τo,v / (ρ0R0)として、Κvに制限する方法を提案。
τo,v ：光学的厚み。円盤の面に沿って測った強度から導出
ρ0：円盤の重力的な安定性から導出R0：円盤の半径(outer edge)- 1 D モデル+ 2D (RADMAC-3Dベース)を Class 0天体 HH212 円盤 (ALMAbands 9,7,3 & VLA 波長9.1 mm) に適用した。
[結果と結論]- Kv~ 1.9 x 10-2 (band 7), 1.3 x10-2 (band6; 1.3mm), 4.9 x 10-3 (band3)
cm2g-1- 結果は、よく用いられる”処方”式 Kv = 2.3 x 10-2 (1.3mm/λ) をサポート。

WISE Class-I YSO (d=2.6 kpc) within IRDC
Peak Accretion Rate ~ 10-4 Msunyr-1, => Lbol = a few x 102 Lsun
(consistent with classical FU-Ori event?)
4.6 μm peak => T= 800-1000 K at a disk location R ~ 4.5 au
No hotter matter expected from 熱不安定性 or MRI=> edge-on diskで隠されている? Or disc fragmentation?
SED