THE STAR FORMATION NEWSLETTER
No.280 - 19 April 20162016/05/30
41-45
41. An analytical model for the evolution of starless core I:The constant-mass case
42. The initial conditions for stellar protocluster formation. III.
The Herschel counterparts of the Spitzer Dark cloud
catalogue
43. Constraining the physical structure of the inner few 100 AU
scales of deeply-embedded low-mass protostars
44. Highly Excited H2 in Herbig-Haro 7: Formation Pumping inShocked Molecular Gas?
45. A star forming ring around κ Ori 250 pc from the Sun
泉奈都子

An analytical model for the evolution of starless cores I:!
The constant-mass case !
Kate Pattle Accepted by MNRAS http://arxiv.org/pdf/1603.09591

Construct a model for the quasistatic evolution of a spherically-symmetricpressure-confined starless core

• Method- 1) Truncated Plummer-like density distribution と2) Truncated Gaussian density のモデルを用いる- Adiabatic, isothermalの両方を考える• Sample- L1688 region of Ophiuchus (virially-bound starless cores;
Pattle et al. 2015)• Results- Not all virially-bounded and pressure-confined cores will evolve to become
gravitationally bound- Absence of gravitationally-dominated and virially-unboud cores• Conclusion- Virially-bounded and pressure-confined cores will not evolve to become
gravitationally bound- Prestellar coreを決定づけるのは重力的に不安定であるかどうかThe initial conditions for stellar protocluster formation. III.!
The Hershel counterparts of the Spitzer Dark Cloud catalogue!
N. Peretto et al. Accepted by A&A http://arxiv.org/pdf/1602.03234

Disentangle real clouds in the Spitzer Dark Clouds (SDC) catalogue from
artefacts due to fluctuations in the mid-infrared background
Dark Cloud (SDC) catalogue (Peretto & Fuller 2009 Paper I)• Spitzer- 11,000 SDCが検出、リスト化されている- 10° < |l| < 65°, |b| < 1° におけるSpitzer 8 µm のextinction（4”のangular resolutionのmap）を元に作成- MIR backgroundのIntrinsicな変動のため、間違いが多く含まれている可能性がある（当時はその変動をcloudのextinctionと勘違いしていた模様）
Hershelのデータを用いて、SDCの中から正しいもののみを取り出す• Method- Hershelの160, 250µmのデータ（~18” resolution）を用いてH のcolumn density
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mapを作成し、SDCがH2のピークに位置しているかどうかを調べる- 自動検出 ＋ 目視による確認

• Criteria• Results- Cloudのサイズが大きいほど、正しいSCDの割合は減る- Cloudのサイズが大きいほど、正しいSCDは自動で正確に検出できている- Cloudのサイズが大きいほど、正しいSCDの誤検出数も増える（本当は偽のSCDを正しいSCDとして検出してしまう）!
→Radiusが60”以下のものの大半については、正しいSCDは正しく検出できている!
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- 全体の76(±19) %が正しいSCD、ただしcloudのサイズの直径が60”以上のものに関してはその割合は55(±12) %まで下がる

freal: 正しいSCDを正しく自動的に検出できている割合
fspur: 偽のSCDを誤って正しいSCDとして自動的に検出してしまう割合

• Resultsのつづき- SCDは BGPS(Rosolowsky et al. 2010),ATLASGAL (Csengeri et al. 2014)(sub-)millimeter surveyによって検出されたDCよりも、幅広い範囲のサイズ、柱密度を持つDCを含んでいる→SCDを用いることで、earliest stageの low-mass から high-massまでにおける星生成について調べることが可能となるConstraining the physical structure of the inner few 100 AU!
scales of deeply-embedded low-mass protostars!
M. V. Persson et al. Accepted by A&A http://arxiv.org/pdf/1603.01061

The physical structure of deeply embedded low-mass protostars (Class 0)
on scale of less than 300 AU.

• Target- IRAS 2A, IRAS 4B (203.4 GHz, by PdBI), IRAS 4A (335 GHz, SMA),
VLA1623 (219.0 GHz, by ALMA)• Method
1.A spherically symmetric model のfittingにより、envelopeの差し引きを行う!
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2.Gaussian intensity distribution with an unresolved point source modelのfittingにより、companionの差し引き、さらにdiskのradius, mass, inclination, position angle
を求める

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3.温度分布を仮定し、2で導出したパラメータ用いて、an analytical equation of thevisibilities given by a passively heated thin disk model (power-law model) fittingを行い、ディスクのgas density、mass、T>100 K以上(water iceが全て昇華する領域)の領域の割合を求める

• Results- 導出したディスクのradiusは、観測値をよく再現しているが、massは若干のずれがある（ただし許容範囲??）

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- Gas phaseにあるH2の割合は、IRAS 2Aにおいて予想値（~104）に近い値を導出今回用いたモデルfittingは非常に有用であり、今後のALMAによって得られる多くのサンプルに用いることができる

Highly excited H2 in Hergig-Haro 7: Formation Pumping in!
Shocked Molecular Gas?!
R.E. Pike et al. Accepted by ApJ http://arxiv.org/pdf/1603.07145

Investigating the detailed physics in a molecular shock
Herbig-Haro 7• Target:- H line (from upper energy levels ~ 25,000 K)
2が検出- 距離 ~ 250 pc- morphologyはsimple• Observation- Gemini north telescope, Near-Infrared Field

Spectrometer‣ Field of view: 3”×3”‣ individual spaxel (spectral pixel) size:0”.14×0”.10‣ Spectral resolving power: ~ 5000 (30 km s-1)
‣ Angular resolution: ~ 0”.3‣ Cover wavelength range: 2.01-2.45 µm

protostar!
SVS13

• Results!

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- Two-temperature model‣ 98.5% of the emitting gas: T=1500 K‣ 1.5% of the emitting gas: T=5200 K

1500 K 成分はcontinuous shock modelにあうが、5200 K成分はあわない→This component is H2 newly reformed on
dust grains and then ejected from them,presumably following dissociation of someof the H2 by shockA star forming ring around κ Ori 250 pc from the Sun!
I. Pillitteri et al. Accepted by ApJL http://arxiv.org/pdf/1603.00205!

Results of XMM-Newton observation of two regions west to κ Ori(Filamentary dark cloud complex)• L1641S- Orion A molecular clouds に付随- 主にlow-mass starの星形成領域を持つ(Blue supergiant B0.5 Ia, Saiph)• κ- Ori
年齢: 6.5 - 7 Myr- 距離: 200 ± 10 pc (parallax) or 240 ± 40 pc(Ca II absorption)↑ Orion A（~ 400 pc）より近い

κ Oriの周囲にあるStar forming ringはOrion Aと κOriのどちらに付随するか？？

• Observation- XMM-Newton (TheEuropean Space
Agency’s X-ray MultiMirror Mission)- Field: KS, KN

L1641N
L1641Sκ Ori
Optical image (Fig. 1 in Lombardi et al. 2011)• Results- 238 X-ray source を検出（104 in KN, 134 in KS）!

‣ SpitzerによるIR catalog (Megeath et al. 2012) と比較し、191/238個のsourceに対応するIR object を同定 (99 in KN, 92 in KS)‣ Disk を持つ星を50個同定（15 in KN, 35 in KS）‣ Protostarを4個同定（1 in KN, 35 in KS）‣ Class III Candidateを67個同定（48 in KN, 19 in KS）‣ Disk 有り天体の割合: KN ~ 15/(15+48)~(24±7) %, KS ~ 35/(35+19)~(65±14) %!
→ KN: 4-5 Myr, KS: 2-3 Myr- X-ray luminosity function (XLF) を用いた距離の同定‣ XLFは時間とともに変化する→ youngest clusterに関しては、同じ形のXLFになるはず‣ KN+KSとL1641では 分布の中央値が 0.3 - 0.4 dex程異なる→ 距離の違い？
→ 距離のfactor（ √10(0.3-0.4) ~ 1.4-1.6 ）は d ~ 250-280 pcに対応→ κ Oriの距離とconsistent

of stars associated with κ Ori• A- shellκ Oriの周囲に存在するShellをIR, FIR, CO などで検出‣ κOriの距離を仮定すると r ~ 8 pc
‣ WISEの12µmのimageより、shellの内部表面がκOriによって熱せられているのが分かる‣ Shellの内部にはYoung star埋もれている- V1818 Ori‣ Herbig Be Object (B7)
‣ KN,KSの反対側に位置する‣ 距離: ~ 900 pc (CO radial velocity), 250 pc (NIRとJ band のextinction)↑ 論文の著者は250 pc の方があっていると主張

V1818 Ori, KS, KNを含むShellはκOriによって掃き寄せられて作られたshellである