星形成ゼミ
岩崎一成 (国立天文台1.
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The Magnetic Field versus Density relation in Star-Forming Molecular Clouds
Auddy, Basu, Kudoh

Hidden power of near-infrared data for the study of young clusters: Illustrative
case of RCW 38
Ascenso
The chemical nature of Orion protostars: Are ORANGES different from
PEACHES? ORANGES II
M. Bouvier, C. Ceccarelli, A. López-Sepulcre, N. Sakai, S. Yamamoto, Y. -L. Yang

Optical and Near-infrared View of Planet-forming Disks and Protoplanets
M. Benisty, C. Dominik, K. Follette, A. Garufi, C. Ginski, J. Hashimoto, M. Keppler, W.
Kley, J. Monnier
The Central 1000 au of a Pre-stellar Core Revealed with ALMA. II. Almost
Complete Freeze-out
Paola Caselli et alStar formation in two irradiated globules around Cygnus OB2
F. Comerón, N. Schneider, A. A. Djupvik

• B-n関係 (低密度 𝐵𝐵 ∝ 𝜌𝜌0 、高密度 𝐵𝐵 ∝ 𝜌𝜌0.5−0.7 )• この折れ曲がりの密度𝜌𝜌T を予言するモデルを作った。
• 計算は、シート状の雲に乱流(𝑀𝑀A , 𝛽𝛽)を加えて、シートの時間発展を追っている。

•NIR観測は、地上から高い分解能と感度で観測できるため、分子雲に埋もれたYSOを調べるのに適している。

•NIRで観測されるYSOの測光観測は、YSOの質量、年齢、距離、星間減光、星周物質からの放射で決まる。

••

質量と年齢 → intrinsic property•

距離、星間減光(赤化) → 減光•

星周物質 → fluxの増加 (赤化傾向)

これまでは、星間減光を取り除いたCTTSが、(J-H) v.s. (H-Ks)で描く経験的な軌跡(CTTS-locus, Myers 1997)などが調べられてきた。
also see Hillenbrand & Carpenter 2000, Lopez-Chico & Salas 2006)

この軌跡は星質量やスペクトルに依存•

この論文では、観測結果から星周物質の超過を調べるのではなく、観測結果を説明するモデルを制限することで、星間減光と星周物質による超過の縮退を解く、という手法を提案

もし星周物質からの放射がなかったら…
等級-色 図から予言される星モデル

赤点：観測点赤線：reddeningvector
等級-色 図から予言される星モデル

色-色 図から予言される星モデル
色-色 図から予言される星モデル

黒線
前主系列の進化モデル
1.7 kpc, age 1Myr

星周物質からの放射がないと仮定した場合、色-色 図と等級-色 図から予言される星モデルは不整合である。

新しい手法 (星周物質による超過を考慮)
parameter spaceを絞る (起こり得る範囲を指定)• 超過はいつも赤化する ( Δ(H-Ks) >= Δ(J-H) )• 超過を取り除いたときの色は、星間減光だけで決まる• 星周物質による光度は、Ksでの天体のフラックスの5倍以下である。
eKs < 1.95
• Jでの超過は、Hでの超過以下である。Hの超過は、Ksの超過以下である。|eJ| < | eH | < |eKs|  1～3umで、超過光度のSEDは増加関数
3番目の過程から、eJ <= 1.95, eK<=1.95

星周物質による赤化を考慮緑領域
制限したパラメータ範囲で星周物質による超過を取り除いた領域(色-色図と色等級図の両方を満たす場合のみ)

星周物質を考慮しない場合は、整合的な解はない• 𝑴𝑴 ∼ 𝟎𝟎. 𝟏𝟏𝑴𝑴⊙ 𝐨𝐨𝐨𝐨 𝑴𝑴 > 𝟑𝟑𝑴𝑴⊙ (色-色図)• 𝑴𝑴 ∼ 𝟎𝟎. 𝟓𝟓 𝑴𝑴⊙ (色-等級図)
星周物質を考慮した場合は、質量が𝟎𝟎. 𝟎𝟎𝟎𝟎𝑴𝑴⊙ < 𝑴𝑴 < 𝟎𝟎. 𝟑𝟑 𝑴𝑴⊙ に制限される

RCW38の解析• 星団メンバ選定 (from 854 sources)• 705天体で解が存在• このうち123天体がreddening bandより下• 残りの582天体がreddening bandの中に存在• 69天体は星団とは関係しないと判定

NACO, ISAAC, SOFIカタログを合わせて、測光エラーが小さい天体のみを選定
J (1.25um), H(1.65um), Ks (2.16um)• 色は低い (H-Ksでgray)が、fluxが大きい• 通常はfluxが大きい場合は赤化する傾向がある• 背景星であれば、距離による減光が、星間物質のfluxとして間違って勧請されていることで説明可能 636個のメンバを同定 (218 unrelated source)• これまで• reddening bandよりも赤化している天体• 新しい手法• e_K,min>0.15 (可能なモデルには範囲があるので、その最小値)を超過ありと判定• 57%で超過があった。
•

この中でreddening bandより外にあるのはたった17%だけ星質量の見積もり可能な星質量の範囲

星周物質による超過がある天体の割合

黒△：超過最小のときの星質量• 距離を1.3～2.0 kpc、年齢を1Myr～0.5Myrで振ると、割合は54%～59%に間になる。
• 可能なモデルの中で最小の超過で判定しているので、超過割合は過小評価している。
• NIRでの結果は、MIR with Xrayでの70%と整合的•分解能はより低く、大きな領域を見ているが。

 NIR観測はMIRよりも高解像度なので、MIRで分解できないようなコンパクト or 遠方の星団で新しい手法は有効

色-等級図から超過0として出した星質量• 基本的に、超過なしとして求めた星質量は星質量をかなり過大評価する。
 星団のメンバの星質量分布に大きく影響し、モデルにより星質量に制限をつけることが可能。ただ、IMFを導出するには、不確定性が大きすぎる。

• PErseus ALMA CHEmistry Surveyでは、hot corinoでcomplex organic molecule(cometと相関)が検出• OMC-2/3フィラメントでのhot corinoを調べた。(ORion ALMA New GEneration Survey,ORANGES)• 19個のsolar mass protostarを調べて、26%(5個)でwarm methanol emissionを検出(hot corinoの特徴)• Perseusでは、60%がhot corino (Yang+ 2021)• OrionとPerseusでは、hot corinoの割合が異なる。(統計が足りなので、さらなる調査が必要)

• PPVIIのチャプター• prestellar coreのCO同位体による放射は、中心から8500 au以内で、減っている (Caselli+1999)• 一方、N-bearing species (N2H+, NH3, それらの重水素化物)は、コアの中心をトレースしている(Tefalla+2002,2004,Suarez+2017,Spezzano+2017)。
• しかし、NH3の結合エネルギーは、COやN2よりもずっと大きく、また水分子のそれに近い(Sipila+2019)のに、コアでのNH3のdust grainへの凍結の証拠はまだ見つかっていない。

今回の観測 (L1544)• ALMA (12m+ACA)をつかって、para-NH2D(1_11 - 1_01)を観測。
2.5’’ (425au)の分解能。
• 上図
 pNH2Dの積分強度図• 下図
 fittingから求めたpNH2Dの柱密度
等高線は1.3mmダスト連続波• pNH2D面密度分布は、フラットで、ダスト連続波分布に相関していない。
 pNH2Dが中心で相対的に欠乏

化学モデル• 流体モデル (Keto+ 2015)• 初期条件 不安定平衡解(Bonnor-Ebert)• 右の青線に対応• L1554と合うプロファイルで固定• gas-phase chemistryとgrain-surface chemistryのネットワークを解く• 密度と速度分布を固定して化学進化を解く• ダストへの吸着係数• 温度依存する吸着係数を採用(H, H2, N2, CO, O2, CH4, CO2, 重水素化物)• 得られた化学種分布をもとに、non-LTE輝線輻射輸送コード LOC(Juvela 2020)で、輝線分布を得る

フィット結果
pNH2Dの存在比

depletion factor=(gas+solid)/gas• 左図：best-fitを与える時刻でのpNH2Dの面密度マップ• 右図：左図黒〇内の輝線分布とモデルの比較
時刻 𝑡𝑡 = 2.5 × 105 yr
モデルと観測結果がよく合っている。

• NH2Dは、R<200auで強く欠乏しているが、面密度では4%しか下がらない(Rが大きいところが効く)。
 観測と整合的• R<2000 auでは、Heより重い化学種の99.9%-99.9%がダスト表面に凍結する。
 星形成の直前にダスト表面は分厚いicy mantleに覆われる。
その後の惑星形成に影響。

• Cygnus OB associationのO型星による輻射が当たっている２つのglobule(DR18and ECX6-21)を観測• 二つのglobuleに極めて若いYSO (1Msunかそれ以上の質量)が付随
 globuleが輻射で炙られた後で星形成が始まっていることを示唆