THE STAR FORMATIONNEWSLETTER
No. 332 (#48-54)
塚越崇(NAOJ)
23 Oct. 2020

1. Massive Stars in Molecular Clouds Rich in High-energy Sources: TheBridge of G332.809−0.132 and CS 78 in NGC 6334
2. Searching for debris discs in the 30 Myr open cluster IC 4665
3. Dynamical traceback age of the β Pictoris moving group
4. An APEX survey of outflow and infall toward the youngest
protostars in Orion
5. Unified simulations of planetary formation and atmosphericevolution II: Rapid disk clearing by photoevaporation yields lowmass super-Earth atmospheres
6. Solving grain size inconsistency between ALMA polarization
and VLA continuum in the Ophiuchus IRS 48 protoplanetarydisk
7. The Origin of Massive Stars: The Inertial–Inflow ModelAn APEX survey of outflow and infall toward the youngest protostars in Orion
Z. Nagy et al.

• Orion領域で同定されたPACS Bright Red sourceに対してoutflow &infallの探査• outflowの物理量をClass0天体と比較しClass0天体との違いを探る• PACS Bright Red Source (PBR)• 24µmで暗いが70, 160µmで明るい原始星(SpitzerでIDされにくい)• Class0的だが3mmのfluxが強めなのでもっと若い可能性がある• レアリティを考えるとt<25000yr• Orionでは19天体IDされている• PBRに対するoutflow, infall signatureの系統的探査• APEX 12-m単一鏡 & GBT• CO(3-2), CO(4-3) - outflow探査• HCO+(3-2), H13CO+(3-2), NH3(1,1) - infall motion探査• CARMAによる先行研究(Tobin+2016)も活用

Outflow map例

• Outflow force, kinetic luminosity,dynamical time, mass loss rateなどを導出• LTE assumption• blendedのケースなどは上限値等で対応

Infall signature例• Optically thin lineのピーク速度とoptically thick lineのピーク速度の差を評価• infall asymmetryの評価方法[Mardones+1997]• δV < 0が多い
• infall motionを示唆 [Mardones+97]• Class0天体でも見られるがClass1では見られない傾向• PBRのinfallの兆候を捉えた初の例• OutflowはClass0天体のものと明確な違いが見られない
This paperclass0 [Yildiz+15]
class1 [Yildiz+15]• Lbolに対する相関も見られない• 過去の研究と異なるがサンプルが少ないせいかも• PBRがClass0より若く寿命が1/6程度であることを考えると、outflowはClass0phaseで急速に成長するのかもしれないSolving grain size inconsistency between ALMA polarization and VLA continuum in the Ophiuchus
IRS 48 protoplanetary disk
S. Ohashi, A. Kataoka et al.

• Oph IRS48 lopsided diskに対してALMAサブミリ波連続波の偏光観
測 & VLA cm観測

• 円盤モデル&放射輸送計算で観測された偏光度と偏光角および連続波強度を再現するパラメータを探す• 円盤はサブミリ波で光学的に厚くcmで薄い。偏光は円盤表面の100umダストで生じている。

• 原始惑星系円盤中のダストサイズ分布を観測的に調べる• サブミリ波スペクトル指数• 円盤ではα~2–3→1mmダストを示唆• 偏波観測でサブミリ波散乱をとらえる• amax ∼ λ /2πのダストで偏光が強くなる• 100µmダストを示唆する観測が多い• 異なる場所を見ている？両方で調べることが重要• Oph IRS 48 (d=120pc)• A-type star
• ALMA(440µm)で強い非対称円盤, VLA(8.8mm)も検出→ gas vortexによるdust trap

• larger dust grainはより中心にtrap• ALMA 860µm偏波観測• 分解能~0.49”x0.39” (=59x47au)• 直線偏光のみ• ∆(偏光度)~0.1%, ∆(偏光角)~1deg• VLA 8.8mm & ALMA 440µmも使用[van der Marel+13]• 動径方向の偏波ベ ALMA
クトル(~10deg)→円盤minor axis

• 偏光度は~1—2%• VLA8.8mmはよりコンパクトVLA• 円盤モデル+放射輸送計算(RADMC3D)で全観測を再現する• 動径&方位角方向にガウシアンの密度分布• hd = hg/10• 3つの円盤+ダストサイズcondition• Td=60K at 60au
• 観測分解能でsmoothing
Optically thin & amax~100µm• 観測と合わない• 偏光度が高すぎる• VLAの強度が足りないOptically thin & amax~100µm+1cm• 中心に1cmダストを追加• VLA放射を再現• 偏光度も合う• 1cmダストのせいで変更度が下がる• 現実的なamaxの空間分布を考えると、偏光度はもっと小さくなり観測と合わないかも

Optically thick & amax~100µm• 従来のモデルより柱密度を大きくする(0.15→8.2 g/cm2)• 860µmでoptically thick, 8.8mmでthin• 観測と整合• 860µmの残差に対応する希薄なダストを加える必要があるかも• 偏光は円盤表面の100µmダスト起源。赤道面に成長したダストがあっても良い。

Optically thin & amax~100µm+1cm• 中心に1cmダストを追加• VLA放射を再現• 偏光度も合う• 1cmダストのせいで変更度が下がる• 現実的なamaxの空間分布を考えると、偏光度はもっと小さくなり観測と合わないかも

Optically thick & amax~100µm• 従来のモデルより柱密度を大きくする(0.15→8.2 g/cm2)• 860µmでoptically thick, 8.8mmでthin• 観測と整合• 860µmの残差に対応する希薄なダストを加える必要があるかも• 偏光は円盤表面の100µmダスト起源。赤道面に成長したダストがあっても良い。

440µm強度まで考えるとthickケースの方が良さそう• Σd = 8.2 g cm−2; 重力安定であるためにはg2d<10が必要• van der Marel+16のガス質量の見積もりとconsistent• Σd < 8.2 g cm−2だと偏光度は再現するがVLAのflux densityが足りない• hd=hgの場合、偏光度が小さくなり観測と不整合→ダストは沈殿している方が合いそう• 少なくともhd=hg/2, より正確に出すには高分解能観測が必要

Searching for debris discs in the 30 Myr open cluster IC 4665
N. Miret-Roig et al.

• 既存データを用いたOpen cluster IC 4665でのデブリ円盤探査• 6つのデブリ円盤候補天体を検出, 2つは新検出• ALMAやJWSTの観測候補

Dynamical traceback age of the β Pictoris moving group
N. Miret-Roig et al.

• GAIAやradial velocityデータを使った、新しいアルゴリズムを用いて、beta pic. moving groupのdynamical ageを詳細に決める• 従来の3倍近い精度で年齢を決めれた• 従来の他の見積もり方法による値が正確であることを確認したことも重要

Unified simulations of planetary formation and atmospheric evolution II: Rapid disk clearing by
photoevaporation yields low-mass super-Earth atmospheres
M. Ogihara et al.

• super Earthの大気を再現するため、惑星形成期における原始惑星系円盤のphotoevaporationによるclearingの影響を調べた• PEの円盤散逸により大気形成時間が短くなり、low-massのH2/He大気を再現する• 円盤散逸が早いためeccentricityの大きいembryoが外側に残る

The Origin of Massive Stars: The Inertial–Inflow Model
P. Padoan et al.

• 大質量星形成のextensive numerical simulation• Inertial-Inflow Modelの提唱• “Large-scale, converging, inertial flow”による大質量形成• “we can say with full confidence that massive stars in general do notform from the collapse of massive cores, nor from competitive
accretion”