The Star Formation Newsletter #360 31-45

原田直人（九州大学）

No.

Title

31

Impact of HAC evolution on the formation of small hydrocarbons in the Orion Bar and theHorsehead PDRs

32

Cold Deuterium Fractionation in the Nearest Planet-Forming Disk

33

Dust Hot Spots at 10 au Scales around the Class 0 Binary IRAS 16293–2422 A:
A Departure from the Passive Irradiation Model34

Gas accretion onto Jupiter mass planets in discs with laminar accretion flows

35

Environmental effects of star-forming cores on mass accretion rate

36

The evolution of circumstellar discs in the galactic centre: an application to the G-clouds

37

Near-infrared spectroscopy of a massive young stellar object in the direction toward the Galactic
Center: XCN and aromatic C-D features

38

ALMA-IMF VII - Investigating the origin of stellar masses:
CMF evolution in the W43-MM2&MM3 mini-starburst

The Star Formation Newsletter #360 31-45

原田直人（九州大学）

No.

Title

39

Star formation time-scale in the molecular filament WB 673

40

Significance Mode Analysis (SigMA) for hierarchical structures. An application to the Sco-Cen OBassociation

41

Determining Dust Properties in Protoplanetary Disks: SED-derived Masses and Settling with ALMA

42

Modelling the CO streamers in the explosive ejection of Orion BN/KL region

43

Building the molecular cloud population: the role of cloud mergers

44

Measuring the 8621 Å Diffuse Interstellar Band in Gaia DR3 RVS Spectra:
Obtaining a Clean Catalog by Marginalizing over Stellar Types

45

Heavy-element Accretion by Proto-Jupiter in a Massive Planetesimal Disk, Revisited•Class 0 binary IRAS 16293-2422 AをALMA 1.3, 3 mm観測で10au scaleまで分解•

周連星円盤のspectral index α の中央値は3.1•

1.3mmの輝度温度は60-80K ß high-temperature spots•Hot spotsでのダスト温度の下限は122, 87, 49 K, COMs emissionの領域とも相関•

この温度は典型的な輻射加熱よりもmechanical heating (e.g., shock heating)でよく説明できる

33. Dust Hot Spots at 10 au Scales around the Class 0 Binary IRAS 16293–2422 A: A Departure from thePassive Irradiation Model•

1.3mmの輝度温度は60-80K ß high-temperature spots•

Hot spotsでのダスト温度の下限は122, 87, 49 K, COMs emissionの領域とも相関•

この温度は典型的な輻射加熱よりもmechanical heating (e.g., shock heating)でよく説明できる

分子雲コアの外部からの質量降着が原始星へのガス降着にどの程度影響する？
à コアの外側の密度分布を変えた星形成シミュレーションを行った•

周囲が低密度なコアは質量降着率が単調減少する一方、周囲が高密度な場合は一時的な質量降着率の上昇が見られた•

周囲が高密度な場合は星の質量がコアの質量を上回る(= コア外部からも質量を獲得する)

35. Environmental effects of star-forming cores on mass accretion rate•

磁場なし・回転なしの流体計算 with Nested grid code (Machida et al. 2004)•

外側の密度分布の違いによる変化を調べる
critical BE球(r<=rBE)

コア外部(rBE < r < 2rBE)

コア外部(rBE < r < 3rBE)

35. Environmental effects of star-forming cores on mass accretion rate
初期条件（続き）
Enclosed mass: ある半径以内にあるガスの質量
critical BE球(r<=rBE)

コア外部(rBE < r < 2rBE)

コア外部(rBE < r < 3rBE)•

critical BE球 = コアの質量は0.65 Msun•

コア＋コア外部の質量: 0.72-1.98 Msun (r < 2rBE), 0.77-5.50 Msun (r < 3rBE)

35. Environmental effects of star-forming cores on mass accretion rate
密度分布のスナップショット

密度分布の時間進化•

周囲が高密度なモデル (B2H4, 上段)ではほとんどのガスが中心に落下•

低密度なモデルでは外側のガスの一部が圧力勾配力によりoutward•

どちらのモデルも密度分布はLarson解àShu解に遷移… 絶対値は違う

35. Environmental effects of star-forming cores on mass accretion rate
質量降着率の時間進化•

孤立したBE球(B1)と周りに低密度ガスを置いたモデル(B2L?)はほとんど同じ値•

高密度ガスで囲まれたモデルは最大１桁程度降着率が高くなる35. Environmental effects of star-forming cores on mass accretion rate
中心星(シンク)質量の違い

critical BE球(r<=rBE)tSFEを以下のように定義
𝑀!"#$ (𝑡)tSFE =×100 [%]𝑀%&$' (𝑡 = 0)
Mcore: 初期条件として与えた”critical BE球”の質量ß 定義上100%を超えても良い•

孤立したコアはほぼ100%の質量が星に落ちる
ß 磁場や回転がないので•周りに低密度ガスがあっても、中心星の質量は孤立した場合とほとんど変わらない•

周囲のガスの密度が高ければ中心星に落ちる

理論の論文•銀河中心での円盤進化を考えたß 新しいexternal photoevapolationのモデル•

急速なガス降着により円盤の寿命は < 1 Myrとなった•

ALMA-IMF Large Programの続き論文•

mini-starburstが起きているW43領域のALMA 12m arrayの観測•

Quiescent phaseからburst phaseにかけての星形成過程シナリオを提案38. ALMA-IMF VII - Investigating the origin of stellar masses: CMF evolution in the W43-MM2&MM3 ministarburst•

観測領域: W43-MM2&MM3… mini-starburst ridge
ultra-compact HII regionあり•

観測: ALMA 12m array•

使ったデータ: 1.3mm and 3mm continuum•

Paper III (Pouteau et al. 2022)で205個のコアが同定されている(gray crosses)•

MnGSeg technique (Robitaille et al. 2019)というのを使って６つのsubregionにわけた38. ALMA-IMF VII - Investigating the origin of stellar masses: CMF evolution in the W43-MM2&MM3 ministarburst
先に結論をまとめると、、、
Volumedensity

PDF tailQuiescent低いsteep

Pre-burst↓↓

Main-burst

平均の数倍

flat

Post-burst

…

…

CMF

Core masssegregation

QuiescentSalpeterPre-burst↓↓

Main-burst

top-heavy◎

Post-burst

flatter複雑38. ALMA-IMF VII - Investigating the origin of stellar masses: CMF evolution in the W43-MM2&MM3 ministarburst

CMF of the subregions (cumulative form), 黒線はregion全体での値•

MM2, MM3, MM12 subregionsではtop-heavyなCMF•

MM2 subregion(右図のオレンジ線)が全体の質量の~45%を占める•

MM3 subregionが２番目に重い (~25%)

MM3

MM2MM12

38. ALMA-IMF VII - Investigating the origin of stellar masses: CMF evolution in the W43-MM2&MM3 ministarburst
Column density probability distribution function•

Filter outの影響で低密度側はlognormal分布になってない•

ピークより右側ではtailが1~2本見える à power-lawでフィット•

2本のtailの切り替わる柱密度はコアの寄与を除いた柱密度マップの最大値に対応

38. ALMA-IMF VII - Investigating the origin of stellar masses: CMF evolution in the W43-MM2&MM3 ministarburst
Column density probability distribution function•

MM10, 12, 2, 3では2つのtailが定義できるがMM51は3rd tailのみ、Outskirtsはtailなし•

MM10に比べMM12, 2, 3はflatなtailを持ち、より高密度側まで伸びている•

MM2, 3は2nd tailと3rd tailが繋がっている38. ALMA-IMF VII - Investigating the origin of stellar masses: CMF evolution in the W43-MM2&MM3 ministarburst
Local surface density of cores vs. Core mass

あるコアとその近所の6個のコアのlocalな柱密度 Σ(%&$'!を定義•

MM2, 3, 10ではコア質量が大きいほどΣ(%&$'!も大きい傾向

ß 重たいコアをつくるには高密度なガスが必要•

MM2, 3, 10では最も重い５つのコアのΣ(%&$'!の平均が全体の平均より数倍高いà 重たいコアが高密度領域に集中している38. ALMA-IMF VII - Investigating the origin of stellar masses: CMF evolution in the W43-MM2&MM3 ministarburst
Mass segregation ratio of cores

Minimum Spanning Tree (MST)を使ってコアの空間的な分布について解析•

Mass segregation ratioを定義𝑙)*++,-. : 最も重いコアのMST length𝑙/*012) : ランダムなコアのMST lengthの平均値… MST lengthとはあるコアとその近所のコアまでの距離みたいなもの？
近くのコアを何個まで見るかがパラメータ NMST

38. ALMA-IMF VII - Investigating the origin of stellar masses: CMF evolution in the W43-MM2&MM3 ministarburst
Mass segregation ratio of cores

Minimum Spanning Tree (MST)を使ってコアの空間的な分布について解析•MM2, 10ではNMSTが小さいほどΛ 345が大きくなる傾向

à Massive coreの周りにコアが集中している(= segregation)•MM3も基本的には同じような傾向だが複雑ß ultra compact HII regionなどの星からのフィードバックが原因か？

38. ALMA-IMF VII - Investigating the origin of stellar masses: CMF evolution in the W43-MM2&MM3 ministarburst•

T Tauri星周りの338 disksのSEDモデリングをして円盤質量を求めた•

SEDから求めた質量は(サブ)ミリ波から求めた質量より1.5-5倍大きかった•

領域間で比較すると、若い領域ほど円盤質量は大きいがdust settlingは同程度•

T Tauri星周りの円盤質量を過小評価していただけで“missing” mass problem は問題なし•

dust evolution (i.e., settling)は若い円盤でも既に起きていて、惑星形成は若い段階で起こる

41. Determining Dust Properties in Protoplanetary Disks: SED-derived Masses and Settling with ALMA

11の星形成領域にあるT Tauri stars (TTSs)周りの円盤について解析• Ntotal: 連星・多重星 (separation < 1000au)を除いたClass II天体の総数• Ndet: ミリ波が受かっている天体に制限• Nsample: さらにphotometric and/or spectroscopic coverageが十分な天体に制限41. Determining Dust Properties in Protoplanetary Disks: SED-derived Masses and Settling with ALMA
SED modelから質量を推定•

Artificial Neural Network (ANN; Ribas et al. 2020)を使ってdisk SEDをモデリングß よく使われる？DIAD codeは計算コストがかかるらしい•

13個のinput parameters
dust settling parameter 𝜖 など•

MCMC fittingでbest fit modelを決定•

338天体でそれらしいSEDができた… 右図はそのうちの数例

41. Determining Dust Properties in Protoplanetary Disks: SED-derived Masses and Settling with ALMA
ミリ波のfluxから円盤質量を推定•

論文によって設定が違うので再計算した•

Fluxの値は文献値を使用•

距離はGaia dataがあればそちらを採用•

dust opacity: 𝜅6 = 2.3•

dust temperature: 𝑇? = 20 K (const.) or 𝑇? = 25(𝐿∗⁄𝐿⊙)9.7C K

6789:;<cm7 g =>

log10(SEDから求めたMdust)[Mearth]

41. Determining Dust Properties in Protoplanetary Disks: SED-derived Masses and Settling with ALMA

log10(mm波から求めたMdust) [Mearth]• 基本的にSEDから求めた質量の方が1.5-5倍大きい (破線が1:1の線)mm波で求めると数倍過小評価するという先行研究は多数あり(e.g., Ballering & Eisner
2019; Ribas et al. 2020; Macías et al. 2021; Liu et al. 2022)• mm波から求めた質量 [Mearth] を補正する式（＝上のplotのbest fit line）

MANN / MSED

Flux-weighted optical depth

41. Determining Dust Properties in Protoplanetary Disks: SED-derived Masses and Settling with ALMA•

ダスト温度Td を星の光度でスケールした場合、SEDとmm波での差が一様じゃない•

重い円盤ほどoptically thickであり円盤質量を過小評価している

41. Determining Dust Properties in Protoplanetary Disks: SED-derived Masses and Settling with ALMA

中心星質量 vs. 円盤質量•

Pascucci et al. (2016)の結果(黒線)と整合的な相関
ただし、円盤質量は数倍大きい•

Taurus (左上)では若干shallow
sampleのbiasのせい？

41. Determining Dust Properties in Protoplanetary Disks: SED-derived Masses and Settling with ALMA
領域ごとの円盤質量の確率分布関数

領域ごとのsettling parameterの確率分布関数

左上から右下の順に若い星形成領域、赤線が全体での中央値、青線が各領域での中央値•

基本的に円盤質量は若い領域ほど重そう•

領域の年齢とダストのsettlingの程度はあまり関係なさそう

à Class IIの若い段階からダストはsettlingしている

•

銀河スケールのシミュレーションをして遅い分子雲衝突について調べた•

Moving mesh code AREPOを使った•

Large scaleの原始ガス流に付随する< 5km/sの遅い衝突が多数•衝突によってより大質量の雲に質量を集めることができる•

このような雲は高密度で星形成率も高い

43. Building the molecular cloud population: the role of cloud mergers•

銀河スケールのシミュレーションをして遅い分子雲衝突について調べた•

Moving mesh code AREPOを使った•

Large scaleの原始ガス流に付随する< 5km/sの遅い衝突が多数•衝突によってより大質量の雲に質量を集めることができる•

このような雲は高密度で星形成率も高い