Star Formation
Newsletter #275 56-60
黒瀬一平

Accreting pre-main sequence models and abundance
anomalies in globular clusters
E. Tognelli1,2, P.G. Prada Moroni2,3, S.
•

Globular clusters (GCs)内でmulti-populationsを単一のSFscenarioで作る→GCのinital
massを増やすことなく再現•

このscenarioでchemical anormaliesの原因はpolluted matterのpre-MS段階におけるdisc accretion•

Accretion scenarioでhelium richを作れるかの議論においてaccretion evolutionのフォローが不十分•

GCs内でpre-MS段階中にヘリウムができる可能性を数値計算で調査•Pollutionの原因として、binariesの相互作用が挙げられる→2-3Myr•(1)Accretion開始時間t0.1.accの変化による効果(2)protostellar accretionとlate accretionを考慮した

Accreting pre-main sequence models and abundance anomalies
in globular clusters•

PROSECCOを用いて質量降着率(m)、降着物質の質量分率X、星から得るinfall energyの割合で降着過程が決定される。

•accretion timescale>mixing timescale•late accretion modelとこれにﬁrst accretion phaseを加えたver.の二つを作成•

中心の原始星質量Mseedが高い、質量降着率が高いと中心のヘリウムはほとんど増加せず表面のリチウムは最初の数百万年で減少する。

Discovery of a Two-Armed Spiral Structure in the Gapped Disk in HD
100453
Kevin Wagner , Daniel Apai ,Markus Kasper, Massimo Robberto•

VLT/SPHEREのY,J,H,Kバンドによる可視光imaging•HD 100453の中心星Herbig Ae starから~42AU離れた所に対称的な２つのarm,またcompanionも検出•

spiral armsの内部には21~29AUのリング状emission•NW,SE方向に暗い三日月状の構造←惑星形成によるギャップ•

2003~2015間の観測から周期は~850yr•

arm間の輝度の差、広がり方の差はinclination,grainpopulations,M dwarf companion,gapに存在する惑星のscale heightの違いでは•disk areaはsnow lineよりもずっと外側なので、maskし

上：リング上の方位角ごとの輝度た範囲内にもギャップを持つ可能性がある。

下：armのsurgface brightness proﬁleFig. 2.̶ PSF-subtracted Y­, J­, and H-band IFS images of HD 100453, verifying the detection of the spiral disk
in each band

他天体との比較.点線はリアルだと思われる最小半径。

A Survey for Hydroxyl in the
THOR Pilot Region around W43
Andrew J. Walsh1⋆, Henrik Beuther2, Simon Bihr2, Katharine G. Johnston2,3他•

VLAを用いて銀河面北側のHI,OHの再結合線をサーベイした結果のレポート•

RMSのノイズレベルの２倍をdetectionの閾値とする。

•

103個のmaser sitesを検出、内72個は1612MHz(evolved stars)、42個は1665,1667MHzのmain line transitions、4個は1720MHzのメーザー(右下図)•

ほとんど全てに赤外のsourceが検出•

銀河面の一部である分子雲W43でemissionも検出

diﬀuse OH

A Survey for Hydroxyl in theTHOR Pilot Region around W43
Andrew J. Walsh1⋆, Henrik Beuther2, Simon Bihr2, Katharine G. Johnston2,3他

活発なstar formation activityであるW43には、LSR速度80-120km/sとは別に35-55km/sの成分が見られる。
W43の２つのcomplexの13CO(1-0)に検出したメーザーを種類別にプロットしたもの。

•

1612MHzはcomplex付近には存在しない→1612MHzは分子ガスではなく星に付随するから•

1720MHzのメーザー…４つのうち２つはW43 complexに付随、１つが50km/sに付随•

The 1665/1667 MHz maser…空間的、速度的にもより両クラスター近くに分布している。特にW43-mainに位置しており、これはここでは大規模な強いshockが存在し分子ガスがdouble peak proﬁlesを持つことが分かっている。1665/
1667 MHz maserの速度幅は50-120km/sと大きい→dynamic natureの存在を示唆、2つのcomlex間のinteractionの証拠かもしれない•

W43のdiﬀuse OH,各点の光学的厚みがカラー図となっている。

•雲内部のcontinuumを吸収しているので、W43の前にあるenvelopeを見ているとされる。

•main-lineはabsorption
だがsatelite-lineはemissionとabsorptionが鏡のように反転しているものがある。

The molecular composition of the planet-forming regionsof protoplanetary disks across the luminosity regime
Walsh, Catherine; Nomura, Hideko; van Dishoeck, Ewine•

Context molecular emissionを中近赤外で観測することで原始惑星系円盤が揮発性の有機物質に富むことが示されている。データの傾向から冷たい星 (Teﬀ ≈ 3000 K)周りの円盤は暖かい星周りのそれ(Teﬀ4000 K)よりCと分子が多いことを示している。
•Aim 原始惑星系円盤のうち惑星系星領域である10AU以下の化学組成を、M dwarfからHerbig Aeまでの星について調査し観測結果の傾向を比較した•

Method: 異なるスペクトルタイプの星の周りに円盤のSelf-consistentモデルを作成し、gas-grainの化学ネットワークにより生成される惑星形成領域における分子のabundanceと合わせた。(i) N2 self shielding; (ii) X-ray-induced chemistry; and (iii)
initial abundancesの効果を調査。観測できる大気の化学組成とディスクの中央の惑星形成候補の場所の化学組成を比較した。

•Results: M dwarf disk atmospheres are relatively more molecule rich than those for T Tauri or Herbig Ae disks. The
weak far-UV ﬂux helps retain this complexity which is enhanced by X-ray-induced ion-molecule chemistry. N2 selfshielding has only a small eﬀect in the disk molecular layer and does not explain the higher C2H2/HCN ratios
observed towards cooler stars. The models underproduce the OH/H2O column density ratios constrained in
Herbig Ae disks, despite reproducing (within an order of magnitude) the absolute value for OH: the inclusion ofself shielding for H2O photodissociation only increases this discrepancy. One possible explanation is the adopted
disk structure. Alternatively, the "hot" H2O (T300 K) chemistry may be more complex than assumed. The resultsfor the atmosphere are independent of the assumed initial abundances; however, the composition of the disk
midplane is sensitive to the initial main elemental reservoirs. The models show that the gas in the inner disk isgenerally more carbon rich than the midplane ices. This eﬀect is most signiﬁcant for disks around cooler stars.
Furthermore, the atmospheric C/O ratio appears larger than it actually is when calculated using observable tracers
only. This is because gas-phase O2 is predicted to be a signiﬁcant reservoir of atmospheric oxygen.

Physical Modelz

ダスト温度：
輻射強度：
Heating＝x

重力E=熱Cooling

ガスの計算にFUVによるダスト放射＋H原子のイオン化によるX-raygasとdustの衝突＋遷移

derived from TW Hya spectrum

Chemical Model
Gas-phase Network

Dust-grain ineteractions

Grain-Surface Network
Dust

Photodissociations

X-ray-induced reactions?

Results~physical structure

温度:Gas>Dust
スペクトルの増加に伴い
温度、FUV、X-ray ﬂuxの増加
粘性熱によって温度の逆転が起きている
そうだが…（2nd & 3rd rows）

Results~C2H2&HCN

Teﬀの上昇によってi)分子の円盤層は円盤面深くに沈むii)存在比はdisk atmosphereに向かって減少iii)ディスク平面の存在比が大きい場所が拡大
HCNはスノーラインが外側に動くのが確認できるが中近赤外ではobscure
円盤大気の相対的な分子の複雑さというのはTeﬀに伴い減少する。←FUVの影響

Results~C2H2&HCN
X-rayによってion-richな分子の増加→分子の複雑さが増す

N2のself-shieldingの効果は薄い

HD163296(Herbig Ae)とモデルの差はH2Oの光解離によるSelf-shielding

観測された比との差をN2の自己遮蔽で説明するのは難しいOngoing star formation in theprotocluster IRAS 22134+5834
Aims. Massive stars form in clusters, and their inﬂuence on nearby starless cores is still poorly understood.
The protocluster associated with IRAS 22134+5834 represents an excellent laboratory for studying the inﬂuence ofmassive YSOs on nearby starless cores and the possible implications in the clustered star formation process.
Methods. IRAS 22134+5834 was observed in the cm range with (E)VLA, 3 mm with CARMA, 2 mm with PdBI, and1.3 mm with SMA, to study both the continuum emission and the molecular lines that trace diﬀerent physicalconditions of the gas.
Results. The multiwavelength centimeter continuum observations revealed two radio sources within the cluster,
VLA1 and VLA2. VLA1 is considered to be an optically thin UCHii region with a size of 0.01 pc that sits at the edgeof the near-infrared (NIR) cluster. The ﬂux of ionizing photons of the VLA1 corresponds to a B1 ZAMS star. VLA2 isassociated with an infrared point source and has a negative spectral index. We resolved six millimeter continuum
cores at 2 mm, MM2 is associated with the UCHii region VLA1, and other dense cores are distributed around theUCHii region. Two high-mass starless clumps (HMSC), HMSC-E (east) and HMSC-W (west), are detected around theNIR cluster with N2H+(1‒0) and NH3 emission, and they show diﬀerentphysical and chemical properties. Two N2D+cores are detected on an NH3 ﬁlament close to the UCHii region with a projected separation of ~8000 AU at theassumed distance of 2.6 kpc. The kinematic properties of the molecular line emission conﬁrm that the UCHii region
is expanding and that the molecular cloud around the near infrared (NIR) cluster is also expanding.
Conclusions. Our multiwavelength study has revealed diﬀerent generations of star formation in IRAS 22134+5834.
The formed intermediate-to massive stars show a strong impact on nearby starless clumps. We propose that thestarless clumps and HMPOs formed at the edge of the cluster while the stellar wind from the UCHii region and theNIR cluster drives the large scale bubble.

Observation results

各望遠鏡による連続波マップ
VLA-1のSEDと２種のﬁt
一様なUCHII region(0.01pc)とよくフィットしている。またne,EM,ionized gas mass、ionizing photon ﬂux
よりB1 ZAMSに対応している。

ClumpSO,N2D+ map(上)とmm連続波のマップ（右）MM-1,3->formed intermediate-to-massive stars
MM2->UCHII region
MM3,4,5,6->No NIR sources(starless cores)

12CO map
南北にoutﬂowが観測できる。
発生元はMM-2に見えるが、進化しきってしまい周囲のガスは既に掃かれてしまっている。

K-band+line emission
UCHIIやNIRよりも広がったN2H+の構造はstarless clumpと考えられる
virial mass vs LTE massからこの二つの構造は重力的に束縛されており衝突すると思われる

bubble/shell structure