THE STAR FORMATIONNEWSLETTER
No. 347 (#36-40)
塚越崇(NAOJ)
7 Jan 2022

1. Arecibo-Green Bank-LOFAR Carbon Radio Recombination Lineobservations toward cold HI Clouds
2. Which Part of Dense Cores Feeds Material to Protostars?: The Case ofL1489 IRS
3. Collisional properties of cm-sized high-porosity ice and dust
aggregates and their applications to early planet formation
4. Gas phase Elemental abundances in Molecular cloudS (GEMS) V.
Methanol in Taurusfi

5. The "Maggie" lament: Physical properties of a giant atomic cloudWhich Part of Dense Cores Feeds Material to Protostars?: The Case of L1489 IRS
Jinshi Sai et al.

• ACA + IRAM30mを使ってClass I原始星エンベロープの速度構造を調査• エンベロープモデルによる速度構造の再現→遅いinfallと遅い回転• 比角運動量分布からstellar-mass feeding zone (SMFZ)を導出 (4000-6000au)

• 原始星エンベロープの比角運動量分布は多様性に富む[Gaudel+2020]→サンプルを増やすことが重要• 観測データ• C18O(2-1)がメイン• IRAM30m• 1.3mm cont.も取得• ACA• multi- eld mosaic• 両者をコンバイン• 円盤長軸PV• 2comp. power-law• 内側はinfalling env.

flfi

• 外側でincrease or atなべきdisk+envelope解析モデルと比較• Free-fall[Ulrich(1976),Sai+(2020)]• 観測と合わない(速度をoverestimate)• Free-fall + Slow rotation• 改善するがまだ観測と合わない• Slow infall• 内側の速度構造は合う• 磁場によってinfallが抑圧されている?

• Slow infall + modi ed Vφ• 外側の速度構造も合う• infalling owやturbulenceの可能性もある

fifl• infall velocityの変化では再現不可

• 比角運動量分布を導出• ケプラー回転区間; j一定区間; j増加区間• コア進化モデルと比較• inside-out collapse• Takahashi+(2016)’s model4
年齢3—8x10yrでよく再現する•• SMFZは4000~6000auくらい• モデルのRcore=10000auを考えると、およそ50%程度の質量が星になっている→星形成効率~40%とconsistentCollisional properties of cm-sized high-porosity ice and dust aggregates and their applications to earlyplanet formation
Rainer R. Schräpler et al.

• 原始惑星系円盤midplaneでのダスト衝突を念頭に置いたhigh-porosity dustの衝突実験• high-porosity dustでもbouncingが発生した

• 円盤ダストの成長を知る上でhigh-porosity dustの成長を調べることは重要• 数値計算の予測：high-porosity dustでbouncingは起きない[Wada+2011]→実験で検証する• シリカと水氷で試料作成• packing density Φ=0.157 (silica), 0.097 (ice)水氷• 円盤midplane(dust sub-disc)でのinstability, turbulenceによる衝突を想定• v=0.01~1m/s

シリカ

シリカ水氷シリカ水氷• シリカのfragmentation
barrier ~ 1m/s
• 水氷のsticking threshold~0.1m/s-0.3m/s• high-porosity dustでもbouncingが生じる• シミュレーションの予想と異なるのは、現実のダストは理想的な(等方的な)ではないため？

Gas phase Elemental abundances in Molecular cloudS (GEMS) V. Methanol in Taurus
S. Spezzano et al.

• IRAM30mプロジェクト観測の一つ。core-cloudスケールでのCH3OHとC18O分布を比較。
• external irradiationでN(CH3OH)/N(C18O)比の分布が変わる様子が見られた

• Starless coreでCOMsが見つかっているが多様性に富む→最もシンプルなCOMであるメタノールの生成について調べて化学モデルの制限を与えることが重要• 観測• IRAM30m: “Gas phase Elemental abundances in Molecular CloudS (GEMS)”• Yebes 40m radiotelescope (for TMC-1)• Herschelによる(ダスト)柱密度分布も使用• ターゲット• TMC-1 (140pc)• TMC-1 CP, TMC-1 NH3, TMC1-C• B213 lament (129.9pc)• complex velocity structurefi• 12 starless coresと周囲の分子雲

B213

TMC-1

gray scale: HerschelによるN(H2) map• 物理量導出• CH3OH; 複数遷移に対してRADEX+MCMCのnon-LTE計算• 柱密度, Tkin, n(H2)• C18O; 柱密度導出 (LTE)• AvはHerschel N(H2) mapから計算• 柱密度比 N(CH3OH)/N(C18O)とAv, n(H2), Tkinの間にトレンドなし→コアの密度分布とそれに対する星間放射場に依存するのかも• 比の動径方向分布に二つの傾向がある• コア中心で比が大きくなるもの• コアの外側で比が大きくなるもの

active SF• 周囲の星形成アクティビティによって異なっている• Low-mass starsのout owによりcosmic ray ux• コア外部でCOの破壊が進みメタノールの生成率• モデリングのため物理構造導出

⤵︎

⤴︎

flfl

less active SF• MONACOモデルによる化学計算
5
中心にピークが来る観測結果はそれなりに再現(10yr)•• 他二つは傾向を再現できない• 広がった分子雲成分のモデル計算(0D)も行ったが、メタノールがすぐに(~105yr)freeze-outしてしまうため、やはり観測プロファイルを再現できない

• 化学モデル計算詳細

Arecibo-Green Bank-LOFAR Carbon Radio Recombination Line observations toward cold HI Clouds
D. Anish Roshi et al.

The "Maggie" filament: Physical properties of a giant atomic cloud
J. Syed et al.