2014年12月5日 西合 SFN #262 11
Colliding Filaments and a Massive Dense Core in the Cygnus OB 7 Molecular Cloud
Kazuhito Dobashi, Tomoaki Matsumoto, Tomomi Shimoikura, Hiro Saito, Ko Akisato, Kenjiro Ohashi
and Keisuke Nakagomi
Accepted by The Astrophysical Journal (arXiv:1411.0942v1 http://arxiv.org/pdf/1411.0942)

Fig1a

Fig1b

Intro.
• Cyg. OB7 分子雲 (Fig1a)–––•

距離 d ~ 800pc
大きな乱流 (ΔV~4km/s Dobashi+1994 13CO)
大質量星形成が低調 （Northern Coal Sackはmassive class0だがそれぐらいしかない, no HII region)

L1004E(Fig1b)はCyg. OB7の中心にある大質量星なしコア(~5x10^3Msun)である。

Observation
Nobeyama 45m C18O(1-0)などの輝線をOTFマッピング観測 20’ x 30’
12CO(J = 1−0), 13CO(J =1−0), C18O(J = 1−0), CS(J = 2−1), C34S(J =2 − 1), HCO+(J = 1 − 0), H13CO+(J = 1 −0), HC3N(J = 5−4), CCS(JN = 43−32), NH3(J,K =1, 1), NH3(J,K = 2, 2), NH3(J,K = 3, 3), NH3(J,K = 4, 4)

2014/12/5

Colliding Filaments and a Massive Dense Core in the Cygnus OB 7 Molecular Cloud

SFN #262 11つづきFig2 C8Oマップ
マップ L1004EResults•••

L1004Eの物理量– 2 x 5 pc^2
– きわめて重い質量 (1.1x10^4Msun)– 低温 T_ex ~ 8-12K– ΔV (C18O) ~ 1-3km/s
柱密度は、星形成のしきい値(8 x 10^14 cm^-2 Onishi+ 1998)を余裕で超えている(see Fig3)。
WISEの赤外線点源から見積もられる星形成(see Fig8)は低調で SFE ~ 0.1% である。
高密度部分に速度のことなるいくつかのフィラメント構造が見られる(see Fig13)。
M~100-800Msun。Viral解析やCritical Massの議論から重力的にunboundであると思われる.

Fig3 Column Densiies
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Colliding Filaments and a Massive Dense Core in the Cygnus OB 7 Molecular Cloud

SFN #262 11つづきFig15••

柱密度は、星形成のしきい値(8 x 10^14 cm^-2 Onishi+ 1998)を余裕で超えている(see Fig3)。
WISEの赤外線点源から見積もられる星形成(see Fig8)は低調で SFE ~ 0.1% である。
高密度部分に速度のことなるいくつかのフィラメント構造が見られる(see Fig13)。
– M~100-800Msun。Viral解析やCritical Massの議論から重力的にunboundと示唆。
– フィラメントのPV図でPosition方向にガスが欠落した位置に、速度が違う他のフィラメントが位置している(see Fig15)。=> 衝突を示唆。

2014/12/5

2014年12月5日 西合 SFN #262 12

Can dust coagulation trigger streaming instability?
Accepted by Astronomy & Astrophysics(arXiv:1410.3832v2 http://arxiv.org/pdf/1410.3832)

Intro.
•••

観測的に確定された系外惑星の数は1400を超え、もはや一般的と言える。
μmスケールのダストが1000kmスケールの惑星に成長するには基本的に２つの障害がある。
– 跳ね返したり、破壊を避けての成長が難しい。
シリケイトは密になりやすく弾みやすい。一方、氷はよりくっつきやすいが衝突速度 数10m/sで破壊を起こしてしまう。
– 動径落下の問題（いわゆる1m問題）
動径方向の圧力勾配の影響で、ガスがケプラーより遅く回転し、ダスト粒子が向かい風で短いタイムスケールで中心星に落下する問題。
上記の問題を避けるモデルがいくつか提案されている。
自己重力による微惑星形成、pressure bump、渦による掃き集め、sweep-up grows シナリオ、ice condensation、ultra-porous grain growth など、

streaming instability model
自己重力による微惑星形成では、ダストとガスのshear instabilityが薄いダスト層の形成を妨げることが指摘されている。これは、ダストの空間的な非一様性が成長するstreaming instabilityで解決可能。この論文では、この問題を２流体のstreaming instabilityをより詳細に扱うことで解決をする。

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Can dust coagulation trigger streaming instability?

SFN #262 12つづきModel••••

モデルは最少質量太陽系星雲
Localの時間変化を解くものとし、空間はvertical方向の次元だけを考える。
ダストのサイズ分布を解く。
ダストからガスへのback reaction• ダストが集まる事による影響• （あれば）微惑星からの影響•

Stopping time t_sでSorkes数を与える:

••
•

•

Z方向の速度•

厚み

Streaming instabilityにより励起される乱流(Takeuchi+ 2012)
ダストの掃き集め (Bai & Stone 2010)を、Monte-Carloのモデリングで決める
微惑星が形成： Metallicity Z(St>0.01)がCritical値Z_critを超えると微惑星形成。Z_critはBai &Stone 2010の結果をfittingして決める。

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Can dust coagulation trigger streaming instability?

2014/12/5

At R=5AUSFN #262 12つづき2014年12月5日 西合 SFN #262 13
Possible Planet formation in the young, low-mass,
multi-ple stellar system GGTau-A?
Anne Dutrey, Emmanuel Di Folco, Stephane Guilloteau, Yann Boehler, Jeff Bary, Tracy
Beck, Herv´e Beust, Edwige Chapillon, Fred´eric Gueth, Jean-Marc Hur´e, Arnaud Pierens,
Vincent Pi´etu, Michal Simon & Ya-Wen Tang
Accepted by Nature
https://hal.archives-ouvertes.fr/L3AB/hal-01078717

GG Tau.
• 距離 d =140pc• 3重星 GG TauAa + close binary GG TauAb
AaとAbのseparationは35AU (Abシステムのseparationは 4.5AU)
それぞれのMass ~ 0.65Msun , 0.65Msun
e <0.35• Cirumbinary Disk: r = 190AU - 290AU (M~0.15Msun)• 年齢 ～ 1M - 5Myr
• Outflowもjetも未検出

Observation• ALMA Band9 CO(6-5) 分解能~0.25”(=35AU)• IRAM30m CO(2-1)
2014/12/5

Possible Planet formation GGTau-A

SFN #262 13つづき

GG Tau.
• Fig1a cirumbinary DiskのキャビティーのCO(6-5)は星周囲で東西に延びている分布。
• H2 emissionのpeak(Fig1c)と近い位置 => 降着流が星周円盤で作る衝撃波が励起？
• CO(6-5)は、暖かいガス(~70K)をトレース。その強度から質量は5x10^-5と推定。
降着率の下限値は 10^-8Msun/yrであるので、CP(6-5)の放射体は5000年のタイムスケールで消えると予想。
• Fig1d CO(2-1)分布は冷たいガス(~35K)をトレース• 0.45mm (ALMA)、1.3mmと3.4mm(IRAM)から、Td(r) = 13.8 x(r/200AU)^-1.1 <=ベキがきつい
2014/12/5

2014年12月5日 西合 SFN #262 14

A near-infrared interferometric survey of debris-disk stars.
IV. An unbiased sample of 92 southern stars observed in H band withVLTI/PIONIER
S. Ertel, O. Absil, D. Defrère, J.-B. Le Bouquin, J.-C. Augereau, L. Marion, N. Blind, A. Bonsor, G.
Bryden, J. Lebreton, and J. Milli
Accepted by Astronomy and Astrophysics http://arxiv.org/pdf/1409.6143
Intro.
• 主系列性のDebris Diskは、惑星形成で取り残された微惑星の衝突と関連。⇒ 惑星・微惑星の情報をえる手段。
• これまでのところこのようなダスト観測はカイパーベルトスケールの半径である数１０AUの半径からのものがほとんど。
• 地球型惑星の形成に関連した主系列のhabitable zone付近からのダストを”exozdiacaldust”と呼ぶ。（しかし、太陽系では実際はzodiacal dustは数AUの半径に分布 zodiacal
dust cloud “exozodis”）• 中間赤外のspectroscopic観測でこれらに対応する超過が見つかった。だがわずか~1%• WISEのphotomertic観測でも見つかったが、極めて超過が大きいサンプル(>15%)に限られる。
• さらにこの観測には高い空間分解能が要求される(例 0.1arcsec ⇔ 1AU at 10pc)。
Observation• VLTIのPOINTER(Precision Integrated Optical Near Infrared ExpeRiment)をもちいたサーベイ※4つの望遠鏡による赤外干渉計 Hband• MS星からSpitzer/Hershelの結果などを用いて92の星のリストを作成(Table1)
2014/12/5

西合 SFN #262 14つづきFig.1 赤外干渉計ビジビリティー分布星近傍の赤外超過を観測
感度: star-to-disk flux > 5x10^-4Fig1

Fig.2星近傍での赤外超過
9 stars of 85star detection ~11%
Fig2

Fig3 spectral type内訳

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Fig5 age内訳

2014年12月5日 西合 SFN #262 1513C–methyl formate: observations of a sample of high mass
star-forming regions including Orion–KL and spectroscopic
characterization
C´ecile Favre, Miguel Carvajal, David Field, Jes K. Jørgensen, Suzanne E. Bisschop, NathalieBrouillet, Didier Despois, Alain Baudry, Isabelle Kleiner, Edwin A. Bergin, Nathan R. Crockett,
Justin L. Neill, Laurent Margul`es, Th´er`ese R. Huet, Jean Demaison
Accepted by ApJS http://arxiv.org/pdf/1410.4418

Intro.
• 12C/13Cの同位体比は、近傍のISMで 69±6• 銀河中心から大きな半径に行くほどこの比が大きくなる傾向• その値は測定する分子種で若干異なる(以下 D_GCは銀河中心からの距離)。
CO: 12C/13C = 5.41 D_GC + 19.03
H2CO: 12C/13C = 6.21 D_GC + 18.71
一方、CH3OH, CH00CH3などの複雑な有機分子でそれを調べてみる。
Observation• ALMA Science Verification Data (Band 6で488kHz x 4096channels x20SPWs): Orion-KL• APEX (80kHz周波数分解能 で 283.4GHz~287.4GHz): Orion-KL, Sgr B2など7 sources (Table1)
2014/12/5

2014/12/5

COと同じ。有機分子はダスト表面反応の低温でのCOとHの反応で生成されるから。