星形成ゼミ
岩﨑 一成 (国立天文台)

51. The Rotation-Disk Connection in Young Brown Dwarfs: Strong Evidence for Early
Rotational Braking
52. Temperature Structure in the Inner Regions of Protoplanetary Disks: InefficientAccretion Heating by Energy Dissipation Profile of Nonideal Magnetohydrodynamics

53. A 10-M⊙ YSO with a Keplerian disk and a nonthermal radio jet
54. Disruption of the Orion Molecular Core 1 by the stellar wind of the massive star 1 Ori
C
55. Understanding formation of young, distributed low-mass stars and clusters in the W4
cloud complex
56. The Disk Substructures at High Angular Resolution Project (DSHARP):
X.Multiple rings, a misaligned inner disk, and a bright arc in the disk around the TTauri
star
HD143006
57. Infrared imaging of high-mass young stellar objects: Evidence of multiple shocks andof a new proto-star/star eclipsing system
58. Massive and low-mass protostars in massive “starless” cores

59. A deep X-ray view of the Class I YSO Elias 29 with XMM-Newton and NuSTAR
60. A pilot survey of the binarity of Massive Young Stellar Objects with K band adaptive
optics“Temperature Structure in the Inner Regions of Protoplanetary Disks:
52: Inefficient Accretion Heating by Energy Dissipation Profile of Nonideal
Magnetohydrodynamics” by Mori+• 背景
よく使われる円盤モデル：α disk model (Shakura & Sunyaev ‘77)
← 温度を粘性加熱と放射冷却のつり合いで求める⇔ しかし，ＭＲＩデッド領域(Ohmic, Hall, Ambipolar)では層流となり，乱流粘性加熱は効かない。
• 論文では，ジュール加熱がどの程度温度構造に効くかどうか，shearing box simulationで調査
1.

計算自体は等温を仮定しておこなう。

2.

ポストプロセスで，中心星からの放射q_irrとジュール熱q_jouleを使って，温度プロファイルを求める。

Bz>0
実線：with Hall
破線：without Hall

赤道付近でHall-shear instabilityによりByが増幅
結果，ジュール熱＠3Hが65倍大きくなる

Bz＜0

赤道付近でHall効果はByの増幅を抑制

ポストプロセスで求めた温度分布

黒：Joule加熱＋irradiation
青：Joule加熱のみ
赤：irradiationのみ
灰：α-disk with irradiation (αはMaxwellストレスから見積もる)• どちらの場合もジュール加熱はほぼ効かず，
温度分布は中心星からの放射平衡で決まる。
• α-diskモデルから予言される赤道温度より非常に低くなる。
• 別の半径，面密度でも結論は同じ→ 惑星形成へのインパクト
地球型惑星の水の量r<0.5 auで，熱電離したMRI active disk or laminar cold disk の可能性

53: A 10-M⊙ YSO with a Keplerian disk and a nonthermal radio jet
by Moscadelli+• 大質量星形成領域
G16.59-0.05
先行研究では…

CH3OHメーザー 回転円盤？(Sanne+2010)
NH3でも整合的な速度勾配が辛うじて検出(Mouscadelli+2013)
CH3OHメーザー

22-GHz continuum
from free-free
10Msun ZAMS
なら整合的
by JVLA

Moscadelli+ 2013

→ この論文ではALMA観測• 1.3mm連続波• 分子輝線• CH3OH, CH3CN, C34S,
CH3OCH3

gray: 1.2mm continuum
cyan: CH3OH• source ”A”が３つのclumpに分解• 間隔：2000 – 3000 au• source Bは分子輝線で最も明るい• 中にmassive YSOがいる (pinpointed by 22-GHz emission)

Peak position in each channel map

CN

CH3CN

CH3OH

円盤長軸を，ピーク位置を結んだ線だとすると，円盤長軸とYSOにはオフセットあり
radio jet方向

Keplarian fit

CH3OHの6つのline (20<Eu<150 K)の各velocityでのピーク位置→ 10 Msunのケプラー円盤でよくフィット結論• 円盤構造の検出
円盤長軸• CH3OHにより得られた速度勾配はradio jetに対して70度傾いている。
• 中心星10Msun周囲のケプラー円盤
でよくフィット•

maserの長軸22GHzの結果と整合的• YSO位置と1.2mm source中心の
オフセット
• 解釈
•

YSOが母体のmm sourceから
多体相互作用でejectされた•

YSOの速度とmm sourceの速度差は，0.4 km/s。この速度差でオフセットの位置まで動くのに要する時間はケプラー時間
よりも大きい (速度方向は違うけど)→円盤がYSOの運動についてこれるほどゆっくりとYSOが移動した？

• YSO位置とradio jet軸のオフセット• ○元の位置にいるときに放出した
or○YSOの位置で駆動されているが，大局スケールでrecollimateされた

54 Disruption of the Orion Molecular Core 1 by the stellar
wind of the massive star 𝜃 1 Ori C by Pillai+• 背景• 分子雲破壊の要因：星風，超新星爆発，電離𝜃1 Ori C: Trapediumの一つ
O6V, ～30 Msun

• O-type stars → 強い星風が効く• B-type stars → 超新星爆発が遅れて効く (エネルギー総量としてはこっちの方が大きい）• 観測的には不明→SOFIAによるOrionのCII広域観測(7pcの範囲を0.03pc)でガス運動を測定

𝜃1 Ori C

描像

赤い線に沿ったPV図𝜃1 Ori C

赤い線に沿ったPV図• PV図は一定速度(13km/s)で膨張するhalf-shell(赤点線)でよく説明• OMC1やOrion Aの脱出速度を超えている• 我々の方向の膨張は高密度ガス(10^4-10^5/cc)によって止められている。

• Veil mass 2600 Msun → 2pcの半径掃き集めたとすると，元の密度：1.4x10^3 g/cc
125 0.2 𝐿w 0.2 0.6
𝑡 → t=0.2 Myr
154𝜋𝜌0• 𝑅 𝑡 =

• energetics••••

total mechanical energy of wind ∼ 𝐿𝑤 × 𝑡 ∼ 5 × 1048 erg (𝐿𝑤 from X-ray obs)
total kinetic energy of the expanding half shell ∼ 4 × 1048 erg
理論によると，星風の力学的エネルギーの5/11がガスの加熱に，6/11が周囲の仕事にいく
観測によると，力学的Ｅの4/5がシェルの運動Ｅにいっている？
•

半径や速度，時間はLwにinsensitiveなので，そこからはenergeticsを詳細に議論できない？Massの見積もりにもよる。

• OMC1の破壊は𝜃1 Ori Cの星風フィードバックにより進んでいる。

58 Massive and low-mass protostars in massive “starless”
cores by Pillai+
G28.34+0.06

high mass protostar

星なし大質量クランプの内部はどうなっているか？
→
大質量星誕生の初期進化

この研究では，SMAを使って1mm連続波CO 2-1を観測

Herschel PACS (70um)

Spitzer IRAC and MIPS

G11-0.12

G10.99-0.08
10 Lsun (9K), 1183 Msun

G28.33+0.07
24Lsun (11K), 960 Msun

G28.33+0.07

G10.99-0.08

contours: CO 2-1• “星なしコア”の中には複数のclump (1.3-33 Msun)が存在• アウトフローが駆動→原始星の存在•••

それぞれの”星なしコア“において，もっとも大質量のclumpには>50 km/sのアウトフローが付随
輻射輸送モデル (Molinari+2008)から，<5000年までは低光度10-20Lsunとなる。
the most massive coresのほかにも0.6 pcの領域に，
アウトフローのような特徴が見える→ low-mass starからのアウトフロー？

• 大質量星形成の初期段階には，小質量星が先に誕生しているか，または同時に小質量星形成が起こっていることを示している。

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