THE STAR FORMATION NEWSLETTER
No.263 - 13 November 20142014/11/28
6-10“Diagnosing Mass Flows Around Herbig Ae/Be/ stars
Using the He I 10830 Line”
to“Star formation around the mid-infrared bubble CN 148”
Izumi Natsuko (D2)

Diagnosing Mass Flows Around Herbig Ae/Be Stars Using theHe I λ10830 Line!
P. Wilson Cauley et al. Accepted by ApJ http://arxiv.org/pdf/1410.6964

He I λ10830 profile morphologies for a sample of 56 Herbig Ae/Be starsof the star with its surrounding environment• Interaction- Classical T-Tauri stars (CTTSs) では詳細まで明らかにされている‣ 周囲のガスが磁場に沿って降着している (Magnetospheric accretion : MA)→ 強い磁場がCTTSの周りでは頻繁に観測されている- Herbig Ae/Be stars (HAEBESs) では詳しいことは分かっていない‣ Pre-main sequence (PMS) の進化過程において CTTSs と HAEBEsの明確な違いは明らかにされていない‣ 周囲との相互作用の過程はCTTSsと同様かも分かっていない‣ HAEBESs周囲において強い磁場が検出された例は少ない•→ MAとは別の降着のメカニズムが考えられている
Observations
High spectra resolution observation of the He I λ10830 line
‣ Outflowing material の良いtracerである
Target : 56 HAEBESs (Wide range of spectral types; from B0 to F2)
Instrument, Telescope : GNIRS (11 objects) on Gemini North, Phoenix echelle
spectrograph on the Mayall 4 m and KPNO 2.1 m-• Results- 56個の天体は6つのmorphology groupに分けられる：

1. P-Cygni (PC-18); 2. inverse P-Cygni (IPC-10); 3. pure Absorption (A-5); 4. singlepeaked emission (E-6); 5. double-peaked emission (DP-6); 6. featureless (F-9)あ- P-Cygni profile & blue absorptionの割合‣ P-Cygni lineとbroad blue-shifted absorptionはoutflowを示す‣ HAe と HBeでの違いはほぼない‣ HAe, HBe とCTTSでは大きな違いがある- Inverse P-Cygni profile & red absorptionの割合‣ Inverse P-Cygni lineとRed-shifted absorption はMAを示す‣ HAeとHBeでは大きな違いがある (HAeの方が割合大きい)→ MAはHAeでより多くおこっている‣ HAeとCTTSでは大きな違いはない

• Resultsabsorption profile- Blue-shifted‣ Narrow blue-shifted absorptionはpure-disk windsを示す‣ 今回の観測ではNarrow blue-shifted absorptionは検出されていない→HAEBESs周囲のinner environmentはCTTSsとは異なる

absorption profile- Red-shifted‣ Maximum absorption velocity は CTTSsのsystem escape velocity の数%程度→HAEBESsでのmass inflowはより星に近いところで行われている→HAEBESsはよりcompactなmagnetosphereをもつ- HAe, HBe, そしてそれらとCTTSのprofile statisticsの違いの原因の一つとして、現在のHAEBESのカタログが幅広い進化段階を含んでいることが考えられる

Transition from the Infalling Envelope to the Keplerian Disk
around L1551 IRS 5!
Ti-Lin Chou et al. Accepted by ApJ http://arxiv.org/pdf/1410.3927

Observation of the L1551 IRAS 5

IRAS 5• L1551- Protostellar binary system (projected separation of ~ 0.3)- Taurus に属する (distance of 140 pc)- 過去の観測によって ~2500 AU scale のrotating and infalling envelope がprotobinaryの周囲に発見されている (e.g. Ohashi et al. 1996)- Keplerian disk の存在が示唆されていたが、解像度が悪かったため詳細については分かっていなかった• Observation
SubMillimeter Array (SMA) +- Combined
Atacama Submillimeter Telescope-Experiment (ASTE)
CS (J=7-6) line, 345GHz dust-continuumemission
Subcompact configuration mode とExtended configuration mode• Results- 南北に伸びた形の 345 GHz continuum emission を検出- 2つの CS emission component を検出○ 345 GHz continuum○ CS (7-6) emission• Analysis- χ model fitting より、high-velocity CS emissionは geometrically-thin Keplerian disk2を示していることが分かった (345 GHz continuum emission も同様 )!

!

- Low-velocity CS emission は rotating and infalling envelopeを示す (r ~ 500 AU)‣ The rotational profile is consistent with the rotation of the conserved angularmomentum ( 過去のC18Oの観測から導出 )‣ Inner Keplerian rotation (r ~ 64 AU)とスムーズにつながる‣ Infalling velocity は free-fall velocityの 1/3→ Infall velocity がcentrifugal radiusに近づくにつれて減少していることを示唆‣ 以上の結果はouter infalling envelope から inner Keplerian diskへの変移を示している

A Pulsation Search Among Young Brown Dwarfs and Very
Low Mass Stars!
Ann Marie Cody et al. Accepted by ApJ http://arxiv.org/pdf/1410.5442

Pulsation search in the brown dwarfs (BDs) and very low mass stars(VLMSs; < 0.1 M⊙)• Pulsation- Pre-main sequence (PMS) pulsating stars at Intermediate mass star は既に検出されている‣ その振動の周期と進化段階の関係性も示されてきている- BDs と VLMSs においても、中心部のdeuterium burning による pulsationが予想されている (e.g., Palla & Baraffe 2005)‣ 周期 : 1 - 4 hours‣ 星内部で減衰されない限り（e.g., convection）、振動は時間とともに指数関数•的に増加する
Observation
Targetの条件 : Pulsationが予測されてい-て、なお高精度なphotometryが十分可能となる明るさを持つ天体: σ Orionis, Chameleon I, IC 348,- Region
Upper Scorpius

• Results- 1 - 4 hours 周期の振動は検出されなかった

これらはback ground の天体によるものだったり、eclipsing binaries によるものだったりする• Discussion- 1 - 4 hours 周期の振動は検出されなかった理由は?

‣ Target は Deuterium-burning instability ではない?

→Targetのうちいくつかは Deuterium-burning instability であるはず‣ もしその振動が存在するとしたら、その強度は0.002-0.004 magnitude 以下‣ 振動の減衰メカニズム (convection) を考慮にいれるべきσ OrionCha I

σ Orion

Cha I

IC 348Upper Sco

IC 348Upper Sco

G11.92-0.61-MM2: A Bonafide Massive Prestellar Core ?!
C. J. Cyganowski et al. Accepted by ApJ Letters http://arxiv.org/pdf/1410.2605

Observation of the G11.92-0.61-MM2

Core accretion model of massive star formation• G11.92-0.61-MM2の証拠となる
massive starless core候補- Excellent
Extended Green Object (EGO) ← Extended 4.5 µm sources- GLIMPSE- 星生成領域発見されていない- MM1 protosellar hot coreの近くに存在 (Separated ~7.2 ~0.12 pc)• Observation
1.3 mm, 1.1 mm, and 0.88 mm- SMA
1.3 cm- VLA- Region : MM1, MM2 共に含む領域

MM2MM1• Results- MM1が典型的なhot coreであることを確認- MM2では(sub)millimeter-wavelength line emission 検出されない• Discussion
has a centrally condensed mass sufficient to form a massive star ( > 30M )- MM2
with in R < 1000AU- MM2 はmassive starless coreの最有力候補⊙

他の候補であるCygX-N53-MM2 との比較：
G11.92-0.61-MM2 の方が‣ more massive‣ more compact‣ several orders of magnitude denser‣ 広範囲、高解像度での星生成領域探査が行われているStar formation around the mid-infrared bubble CN 148!
L. K. Dewangan et al. Accepted by MINRAS http://arxiv.org/pdf/1410.6428

Star formation process around the bubble CN 148148• CNMid-infrared(MIR) bubble- Extended radio
region の一部- IRAS 18060-2005Hllsourceを含む-Using Multi-wavelength observations• Study the embedded populations--Near-infrared J (1.33 µm), H (1.49 µm),K (2.03 µm) data from UKIDSS data
Infrared data 3.6 µm, 4.5 µm, 5.8µm, 8.0 µm
from GLIMPSE survey data,
24 µm data from MIPS survey data
Examine the shock excited molecular hydrogen (H2)H2 v=1-0 S(1) 2.12 µm data fromUKIRT survey data
Trace cold and dense region
Far-infrared data 70 µm, 160 µm, 250µm, 350µm,500µm from Herschel data,
Sub-millimeter 870 µm data from APEX data
Trace the ionized gas
Radio continuum 20 cm data from VLA data

↑ 過去の文献の 21cm, 13CO(2-1) dataも用いる

• Results- CO gas (Cold gas emission に沿っている), PAH featureは HII regionの周囲のphotodissociation region (PDR) をトレースしている- PDRの存在と、いくつかのarc状の構造はHII regionが周囲に影響を与えている（広がっている）ことを示している- 5つのstarless clumpはbubbleの端から離れたところに分布- 4つの 6.7 GHz methanol maser はbubbleの端のところに分布‣ 2つはExtended Green Object (EGO ← Massive YSOと見なされる) に付随‣ 残りの2つはmassive protostar candidateとultra compact HII (UCHII) regionと繋がっている→ Bubbleの端ではmassive star formation (MSF) の異なる段階が見られる

• Results- 高解像度の20 cm radio continuumは3つの異なるコンパクトな成分をトレースしている（size ~ 0.22 to 0.27 pc）- Hi-GAL images (70-50 µm) は 870 µmと非常によく似た形状を示す‣ これらはCO emissionに沿っている→ Bubble に沿ったdense molecular materialの破片を示している

• Results- NIRのphotometric dataによって 370個のYSOを検出‣ 密度分布はPDR内の分子ガスとcold dust emissionと良い相関を示している- Class I, II YSO の表綿密度より、bubbleの端に位置するclusterはそれより離れている
clusterよりも比較的若いことがわかる- 分子ガス、cold dust emission, 6.7 GHz mesers, EGOs, starless clumpの分布、そしてYSOの年齢分布は、bubbleの周辺では HII regionの膨張によってtriggerされた星生成が起こっていることを示している

Class IIClass I