THE STAR FORMATION NEWSLETTER
No.283 - 12 July 20162016/08/01
21-25
21. The JCMT Gould Belt Survey: A First Look at Southern
Orion A with SCUBA-2
22. A Hershel view of protoplanetary disks in the σ Ori cluster
23. Characterising the physical and chemical properties of ayoung Class 0 protostellar core embedded in the Orion B9filament
24. New debris disks in nearby young moving groups
25. A study of the wiggle morphology of HH 211 throughnumerical simulations
泉奈都子

The JCMT Gould Belt Survey: A First Look at Southern
Orion A with! SCUBA-2!
S. Mairs et al. Accepted by MNRAS http://arxiv.org/pdf/1606.08854

JCMT’s Gould Belt Survey’s first look results of the southern extent theOrion A Molecular Clouds (δ ≦ -5:31:27.5)
Gould Belt Legacy survey (GBS, Ward-Thompson et al. 2007)• JCMTD ≦ 500 pcにある代表的な星生成領域のマッピング-‣ ex) Orion A, Orion B, Ophiuchus, Serpens, Auriga-California, Perseus‣ 取得データ: 450 µm, 850 µm, 12CO, 13CO, C18O

Orion A region• SouthernNorth Orion Aに比べるとあまり注目されてこなかった- low-intermediate mass star and cluster の様々な進化段階を見ることができる。
本論文では、Southern Orion Aの850µm mapping dataの結果について報告（Spitzer, Hershelのデータも用いてYSOの議論も行っている）

• Map- 850 µm

- 450 µm• 解析

- Island (large-scale regions ofsignificant emission) と fragment(smaller-scale subregion) を同定し、それぞれのmass, size, column density,concentrationsを計算- Spitzer, HershelのYSO カタログより、islands, fragmentsに付随しているYSOを調べた‣ データ、カタログは https://doi.org/10.11570/16.0007 で公開している• Results- ジーンズ不安定にある領域は、concentrationも高い傾向にある

• Resultsの続きMonolithic islands と complex islandにおいて、星生成とジーンズ不安定の傾向が-!

異なる!
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1以上でprotostarを持つ割合が増加

protostarを持つ割合とx軸の値の間に特に相関は見られない- Class 0, I, flat-spectrum sourceは他のより進化の進んでいる星と比べて、850µmのピーク付近に集中して分布している‣ Dense region（column densities > 3.7 × 1021 cm-2）に付随する天体のうち、72%がClass 0, 1, flat-spectrum. 残りの28%もmisclassifiedされており実際はClass 0, 1, flat-spectrumであると考えられる。

- Orion Aは“clustered” populationと“distributed” populationを持つ‣ protostarの速度は v = 0.2~0.5 km/s, 進化の進んだ星の速度は v ~ 0.7 km/s

A Herschel view of protoplanetarydisks in the σ Ori cluster!
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K. Mauco et al. Accepted by ApJ http://arxiv.org/pdf/1607.01357v1.pdf

New Herschel PACS observations of 32 T Tauri stars in the young (~ 3Myr)σ Ori clustercluster• σ OriExcellent laboratory for studies of disk evolution-‣ Large number of stars still harbouring disk → 統計的な研究が可能‣ Intermediate age (~ 3Myr) → diskが進化している状況をとらえることが可能• Observation
Targets: σOri clusterの 32個のT Tauri star

- Telescope: Hershel PACS (70µm, 160µm)↑ B, V, R, I band, 2MASS, Spitzer IPAC, MIPS のphotometry dataも使用赤外データの解析と、irradiated accretion disk model を用いたSED モデリングを用いて、dustの状態を明らかにする

• Results• Results- PACSによる検出は、星の周囲には24µmのexcessのあるoptically thickのdiskがあること、星のspectral typeがK2.0 ~ M5.0であることとconsistent- Targetの60%は ε=0.01 (ε: gas-to-dust mass ratio at the disk atmosphere coparedto that of the ISM) → dustは円盤に集まっており、粒子成長が考えられる- Targetの61%はlarge sizeのdiskを持ち（Rd ≧ 100 AU）、残りのdiskのsizeは80
AU 以下- Targetの80%は、300 ≦ G0 ≦ 1000 のFUVにさらされている→ diskの外側がphotoevaporateするのに十分な量- σOriの中心から0.6 pc 以内に位置する、Rd = 200 AU の天体（SO662）からは[NII]の禁制線が検出された（他のsmall radiのdiskからは検出されず）→SO662はphotoevaporate diskの初期段階にあるのに対し、他の小さいdiskは既にphotoevaporateが済んでいる- Targetのdisk massは0.03 ~ 39 MJup で、そのうち35%は 0.1 MJup 以下→giant planet formationのタイムスケールは3Myr 以下もしくはcluster内ではgiant planet formationは難しいCharacterising the physical and chemical properties of a young
Class 0 protostellar core embeddedin the Orion B9 filament!
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O. Miettinen Accepted by Astrophysics and Space Science http://arxiv.org/pdf/1606.08771

Molecular line survey of Class 0 protostar object SMM3 with APEX

• SMM3Orion B9 star-forming filament 内にあるOrion B9 star-forming filament (Fig. 2 in Miettinen & Offner. 2013)

Class 0 protostar object- 2つのsubfragmentを持つ (SMM3b , c)
- Expansion HII region/OB cluster NGC 2024によって形成??

• Observation
Telescope: APEX
-SMM3 (Fig. 10 in Miettinen et al. 2012)

image: 350 um (contour: 870 um)

SMM3のphysical and chemical propertiesを明らかにする

• Results- CO, C O, SO, p-H CO, CH OH-E ,1318

DCO+ ..を検出

231- SEDより、SMM3がClass 0であることを改めて確認- 既にジーンズ不安定性によって分裂したあとである (SMM3b, c)‣ fragmentationのtimescaleは~105yr→Class 0 のevolutionary stageと矛盾しない- CO 18depletion factor (XECO / XOCO)‣ C O(core center)から導出: 27.3±1.8‣ C17O(envelope)から導出: 8.3±0.7→ core の中心から外側にいくにつれてfactorが減少しているのがみえる- SMM3はextended DCO+とp-H2CO に付随• Resultsの続き- p-H2COの30,3-20,2 lineは2つのcomponent (narrow,broad)をもつ‣ 32,1-22,0, 32,2-22,2 lineもbroad‣ p-H2COのrotational temperature (broadcomponent): 64±15 K → warm gasの存在を示す‣ CH3OHも同様の速度幅を持つ → H2COと同じwarm gasをトレースしている→elevated gas temperatureはSMM33におけるshock processing, outflow activityの証拠??
‣ Broad componentのp-H2COのabundanceはnarrowcomponent (quiescent gas component)の100倍（~3×10-9 vs. ~2×10-11）- 検出したSOはnarrow componentを示し、両サイドにはweak wingがある→narrow componentはquiescent envelopeをトレース？

New debris disks in nearby! young massive groups!
A. Moor et al. Accepted by ApJ https://arxiv.org/pdf/1606.09179v1.pdf

70 and 160 µm observations of 31 systems in the βPic moving group,Tucana-Horologium, Columba, Carina and Argus associations• Observation
Telescope: Hershel PACS (70, 160 µm)- Targets: β Pictoris moving group (BOMG ~ 20Myr), Tucana-Horologium (THA ~ 20-50 Myr),
Columba (COL ~ 20-50 Myr), Carina (CAR,20-50 Myr), Argus association (ARG ~ 30 -50Myr)‣ 上記の5つのyoung moving group内で検出された天体の中で、まだ25µm以上の波長で観測がされていない31個の天体を観測す
る↑ IRAMの追観測も行った

異なる年齢におけるdebris dust diskを比較し、planetesimal beltの進化の初期段階について調べたい→まずはyoung moving group内のdiskのリストを完全にする• Results- 6つの星に対して、infrared excessを検出（4/6は初検出）

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- 新たに同定したdisk (HD38397, HD48370, HD160305, BD-20951) の温度は < 45 K
→ coldest populationの存在を示す- HD38397, HD48370のemissionは70µmで分解可能→

diskのestimated radius ~ 90 au- HD38397, HD48370のdebris diskの質量は知られているyoung G-type memberのdiskの中の最大値をとる

A study of the wiggle morphology of HH 211 throughnumerical simulations!
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A. Moraghan et al. Accepted by MNRAS http://arxiv.org/pdf/1605.03174

Simulating HH211 through 3D hydrodynamic jet propagation simulations•

HH211- Outflowが検出されている‣ youngest outflowの一つ（~ 1000yr）‣ 2つのbright bow shock で構成‣ reflection-symmetric wiggle

HH211 (Fig.4 in Gueth et al. 1999)

5000 AU(Fig.5 in Lee et al. 2010)

HH211のjet sourceはprotobinary systemとともに、43年周期で動いている?
（prorostellar binaryの軌道によって、reflection-symmetric wiggle structureが説明できる?）→ numerical simulationで検証する

• Simulation- Code: PLUTO code with a molecular chemistry and cooling module- Initial condition: SMAの観測結果をbaseとして設定• Result- Reflection-symmetric wiggleは、binary motionがjet sourceをかき乱ることによって再現可能- Regular sinusoidal velocity variation in jet beam は observed knot patternとよくマッチする‣ ただし全てのknotを正確に再現できていない (特にblue sift側)↑protostarからのheatingの効果 もしくはshort period pulsations が必要?
Steady velocity case

Pulsed velocity case