星形成ゼミ(2016/6/20)

SF Newsle[er281 No. 21~25
徳田一起(大阪府立大学)
今回のメニューNo.

タイトル

ページ数

21

Matching dust emission structures and magne5c ﬁeld in high-la5tude
cloud L1642: comparing Herschel and Planck maps

1422

Open clusters in Auriga OB225

23

Evidence that widespread star forma5on may be underway inG0.253+016, ”The Brick”

524

Direct detec5on of precursors of gas giants formed by gravita5onal
instability with the Atacama Large Millimetre/sub-millimetre Array

725

Calibra5on of evolu5onary diagnos5cs in high-mass star forma5on8

24. Matching dust emission structures and magne5c ﬁeld in high-la5tude cloud L1642:
comparing Herschel and Planck maps
著者：J. Malinen, L. Mon5er, J. Mon5llaud, M. Juvela, I. Ristorcelli, S. E. Clark, O. Bern ́e2,J.-Ph. Bernard, V.-M. Pelkonen and D. C. Collins
Accepted by MNRAS h[p://adsabs.harvard.edu/pdf/2015arXiv151203775M
概要
L1642領域のHerschelのダスト連続波とPlank の偏光(磁場)マップを比較
Diﬀuse なstria5ons が磁場に平行で、denseは領域は逆センスとなっている。
この向こうにOrion 領域

Fig. 1

L1642領域について- 高銀緯(|b| > 30 deg.)- 小質量星形成領域- 距離 < 140 pc- Isolate な環境下

Fig. 2 (a)24. Matching dust emission structures and magne5c ﬁeld in high-la5tude cloud L1642:
comparing Herschel and Planck maps の続き
diﬀuse stria5ons
のみ抜き出す(RHT)

主な特徴
・磁場の向きがstria5onsに平行から垂直に入れ替わる
柱密度はNH2 = 1.6 x 1021 cm-2
・COでトレースする速度分布(グレーの矢印)を見ると、速度勾配が見られる(infalling or ﬂowing out)

磁場の向き−stria5onの向き
Diﬀuseな成分は~0°にDense な成分は~90°にピーク

データ解析の手法として、・Plank の低分解能(~10’)の磁場マップでもHerschelで見られる高分解能データと十分比較可能
・RHT(Rolling Hough Transform)はdiﬀuse な成分からフィラメント状構造を摘出するのに便利24. Open clusters in Auriga OB2

著者：Amparo Marco and Ignacio Negueruela
Accepted by MNRAS h[p://arxiv.org/pdf/1604.03881

概要
Auriga OB2における散開星団の可視/近赤外の測光/分光観測
使用したデータ/望遠鏡
・可視測光観測：1m Jacobus Kapteyn Telescope (JKT),ストレームグレン測光
・近赤外測光観測：JHKバンド, Telescopio Nazionale Galileo (TNG)・分光観測- 1.52-m at the Observatoire de Haute Provance (OHP)- 2.6-m Nordic Op5cal Telescope (NOT)
Conclusions
1. 散開星団 Stock 8(距離~2.8 kpc)の測光/分光観測
2. Stock8の北~20’のところに、Alocate 11, 12という新しい散開星団を発見
3. 14個のearly-typeの星の距離を分光して計ると、３つの散開星団と同じ
4. Stock 8の年齢は6-8Myr
5. 主系列B型星にdiskが存在する前主系列星が付随
6. LSV+34°23 (HD 35633)が O8II(f)であり、このクラスターのメインの電離源
7. Sh 2-234というHII領域が最後のクラウドの残骸,クラスターCC14とNebulous Stream に向かって少しだけ星形成が進行中
8. これまで、Stock 8とNGC 1893は同じ距離にあると思われて来たが、後者の方が遠い
Stock 8はPerseus armに属し、Sh 2-237, 2-231-235 HII領域も同じアームにあるが、視線速度も距離も異なっている

23. Evidence that widespread star forma5on may be underway in G0.253+016, ”The Brick”
著者：K. A. Marsh, S. E. Ragan, A. P. Whitworth and P. C. Clark
Accepted by MNRAS h[p://arxiv.org/pdf/1604.07609v1.pdf
概要：Herschel (+SMA 1.3mm)のデータを使ってDiﬀeren5al column density (温度毎の柱密度)を導出した結果、“The Brick”において初めて広域な星形成活動の兆候が確認できた。
・データ
Herschel(70, 160, 250, 350, 500 μm), SMA 1.3mm
・手法
PPMAP (Marsh+ 2015)
温度毎の柱密度を導出するアルゴリズム
ダストは光学的に薄いことを仮定, PSFも考慮まとめるとこんなイメージ
ホット(40-50 K)なピーク
がﬁlamentary に分布

Tadpole-like feature(おたまじゃくし)

~31 K
~14 K
Fig. 1

23. Evidence that widespread star forma5on may be underway in G0.253+016, ”The Brick”の続きTotal 柱密度, Herschel(+SMA 1.3mm) より導出
議論
- おたまじゃくしのフィラメントがcollapse,fragmentして原始星を作った(なので、フィラメント中に温度の高い成分がいる)
補足：外部放射が起因で温度が高くなっているとすると、Fig. 3の描像(外側に向かって温度が高くなっている)とは合わないはずである△:ホットダストのローカルピーク(Table1参照)

水メーザースポット

Fig. 2

外側に向かって温度が低くなっている

R：36.8 K
G：43.3 K
B : 51.0 K
Gray: 13.9 K
Fig. 3

24. Direct detec5on of precursors of gas giants formed by gravita5onal instability with theAtacama Large Millimetre/sub-millimetre Array
著者：Lucio Mayer, Thomas Peters, Jaime E. Pineda and James Wadsley
Accepted by ApJ Le[ers h[p://arxiv.org/pdf/1602.04827

概要
原始惑星形成円盤の重力不安定性で形成されたクランプがALMAで検出可能という論文。
行ったこと
1. 3D輻射流体計算
2. 輻射輸送を解いてダストの放射を計算
3. ALMAで疑似観測

A few orbits※

10 o’clock

1. について- GASOLINE SPH code (Wadsley+04)- 自己重力円盤, envelopeなし- 中心星の質量 1.35 Mo- disk 質量 0.69 Mo, 半径 200 AU- 温度プロファイル, 初期のQ値で決まる
Qmin~1.4 at R~60 AU
2. について- RADMAC-3D

Several Mjのクランプが2つ
Fig. 1~6.2 Mjのクランプが形成※1軌道周期~2000 yr

24. Direct detec5on of precursors of gas giants formed by gravita5onal instability with theAtacama Large Millimetre/sub-millimetre Array の続き

Fig. 2高周波ほど良い, 690 GHzがベスト

Fig.3- 2つのconﬁgura5ons で観測- Mul5-scale clean を使うと良い- Fig .4ではinclina5on も考慮

25. Calibra5on of evolu5onary diagnos5cs in high-mass star forma5on
著者：S. Molinari, M. Merello, D. Elia, R. Cesaroni, L. Tes5, T. RobitailleAccepted by ApJL h[p://arxiv.org/pdf/1604.06192
概要

CH3C2H (J=12-11)がMassive dense clump の進化段階の指標(良い温度計)になる・選択したターゲット
Herschel のHigh-GAL ソース(70μmあり), 距離<10 kpc, M≧1000 Moの51個のクランプ・使用した装置, 観測モード等
SERIA(ALMA Band 5テストの受信機) at APEX, 空間分解能~30”, 各ソースを1点観測
L/M※Stage 1

Stage 2

Stage 3<11~10>1058 % (7/12 個)

90 % (16/18 個)
Source 51

CH3C2Hの検出統計 0% (0/23 個)
スペクトルの例

Non-detec5on

Source 29

K=0,1,2,3
回転温度< 30 K~30-35 K※ : Bolometric Luminosity (Lo) と クランプ質量 (Mo)の比

L/Mの増加で上昇

25. Calibra5on of evolu5onary diagnos5cs in high-mass star forma5onの続き

・Stage 1:比較的静かな状態, YSO(70μm)はあるが、CH3C2Hを励起するほど暖まっていない
・Stage 2:CH3C2Hの励起が可能な温度
Fig.2のFit