2022-03-18｜The Star Formation Newsletter

平野 信吾 (東大・天文)No.349 (#16 – 20)
16. Application of a Steady-State Accretion Disk Model to Spectrophotometry andHigh-Resolution Spectra of Two Recent FU Ori Outbursts
17. Why take the square root? An assessment of interstellar magnetic fieldstrength estimation methods
18. The APEX Large CO Heterodyne Orion Legacy Survey (ALCOHOLS). I. Surveyoverview
19. A train of shocks at 3000 au scale? Exploring the clash of an expanding
bubble into the NGC 1333 IRAS 4 region. SOLIS XVI
20. ALMA Observations of Molecular Complexity in the Large Magellanic Cloud: The
N105 Star-Forming Region

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#17｜

Why take the square root?
An assessment of interstellar magnetic field strength estimation methods
R. Skalidis, J. Sternberg, J. R. Beattie, V. Pavlidou, K. Tassis (2021) A&A, 656, A1182

#17｜星間ガス雲の磁場強度3星間ガス雲の磁場強度は、「乱流運動エネルギーが変動する磁場エネルギーに匹敵すると仮定し、偏光角の広がりを用いて磁場エネルギーを推定する」ことにより、ダスト偏光より間接的に推定されている。
磁気エネルギー： 運動エネルギー：ρu2/2

DCF (Davis 1951; Chandrasekhar & Fermi 1953)⚫ 非圧縮性磁気流体を仮定すると、Alfven波変動はB0に対して常に直交 (B0・δB = 0)。
δθ ∝ δB/B0

MA = u/VA= u/(B0/sqrt(4πρ))ST (Skalidis & Tassis 2021)⚫ 実際には、観測される星間物質は圧縮性であり、DCFの仮定は適さない。
⚫ この場合、coupling termである「B0・δB」が支配的となる。

#17｜数値シミュレーション

著者らの先行研究 (Skalidis & Tassis 2021) では「MA = 0.7 with 5 different Ms」モデルについてしか調べておらず、スケーリングまでテストしていなかった。観測されるような広いパラメータ空間について、DCF, STによる磁場強度推定の違いを調べる。
どちらのスケーリング則が適切？：

先行研究・データベースより取得した26モデル (理想MHD, 等温, 自己重力なし)⚫ Beattie et al. (2020; 2021) with FLASH code
… 19 models⚫ Burkhart et al. (2009) with Cho-ENO simulations… 5 models⚫ Korgen & Soler (2020) with FLASH code
… 1 model⚫ Mocz et al. (2017) with AREPO code
… 1 model
主にBeattie et al. (2020; 2021)がパラメータ空間を埋めている。
⚫ Alfven Mach number : 0.1 ≦ MA ≦ 2.0⚫ sonic Mach number : 0.5 ≦ Ms ≦ 20

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#17｜MA - δθ

5モデルの偏光角分散を計算し、MAに対する依存性を下図にまとめた。
⚫ スケーリングのみ確認したいので、MA = 1.0でのデータに重なるようにしている。
⚫ ST scalingはデータをよく説明する。
⚫ DCF scalingは一致しないため、仮に”factor f”を調整したとしても、合わせたMAを離れるとこのスケーリングは適用できなくなる。
ST scaling

DCF scaling#17｜DCF, ST法による磁場強度推定の精度比較

DCF, ST法による相対誤差の分布を下図にプロットした。
⚫ 右図は左図の点線領域の拡大図。
⚫ 緑色の領域が誤差が等しくなる領域。
⚫ STの相対誤差が常に50%以下に収まるのに対して、DCFでは大きく外れる。

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#19｜

A train of shocks at 3000 au scale? Exploring the clash of an expanding bubble
into the NGC 1333 IRAS 4 region. SOLIS XVI
M. De Simone, C. Codella, C. Ceccarelli, et al. (2022) MNRAS, stac083

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#19｜星形成領域のフィラメント構造

8形成プロセスを明らかにしたい。何らかの外的要因によるガス圧縮を想定。
⚫ 例) 他の星からの電離面・衝撃波面, SNR, cloud-cloud collision, MHD重力不安定

観測ターゲット：Perseus / NGC 1333 /IRAS 4Aを含む南のフィラメント領域⚫ IRAM-NOEMA Large Program SOLIS⚫ 6 lines; CH3OH (5), SiO (1)Dhabal et al. (2019)「この領域は”turbulent cell”の衝突によって形成されたもの」と仮説 → しかし衝撃波など衝突の手掛かりは確認されていない。
目的：衝突イベントを特定する手掛かりを調べ、どのようにしてフィラメント形成が進んだかを明らかにする。

#19｜”3 fingers”を検出
HV (高速度成分) … IRAS 4A1, A2からのアウトフロー
Vsys (系の速度) … フィラメント構造を確認

3 elongated filamentary structures ("fingers")⚫ Finger1はこれまで検出されていない⚫ 長さ約6000[au], 幅<450[au]⚫ 3 fingersは10” ~ 3000[au]間隔を空けて平行⚫ IRAS 4A1, A2からのアウトフローにほぼ直交⚫ 局所磁場方向とは直交 (Doi et al. 2020)9

#19｜fingersの物理的性質を調べるnon-LTE解析
Fingersの物理的・化学的性質を調べるため、non-LTE解析を行った (Table 2)。Finger1から2点・Finger2から1点を選択した。

⚫ Fingersは周辺ガス(~12[K])に比べて高密度 (105–106[cm-3]) かつ高温 (80–210[K])。原始星からの放射加熱だけでは説明できない。何らかの外部要因が必要。
⚫ Finger1・2で組成比 [CH3OH]/[SiO] が異なる。
Finger1の方が4 – 8倍大きい。
Fingersのような周期的構造を形成する原因として、
1. 流体力学的なKH不安定性
2. 複数の衝撃波を候補として調べた。

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#19｜KH不安定性シナリオ → ×First cloud (密度 ncl0, 温度 Tcl0) に対してflowing cloud (密度 nf,相対速度 vf ) が衝突した
時、KHIが生じて密度・温度が変化する (ncl, Tcl)。
⚫ KHI波長 (λKH) とKHI前後での密度温度比 (nclTcl/ ncl0Tcl0) を計算し、non-LTE解析より求めた値と比較する (図中のwhite region)。
⚫ 「Finger separation」と「観測された密度温度変化」を同時に説明できるパラメータが存在しない。
⚫ 付け加えると、KHIではgrainからのsputtering/shatteringが期待できず、化学組成の違いを説明できないという問題がある。

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#19｜複数回衝撃波シナリオ → ○12

MyNahoo (time-dependent gas-phasecode ) を用いて衝撃波到達後の組成進化を計算する。
⚫ Finger1, 2の組成比の違いは、Finger1が約5000[yr]程度化学進化が進んでいることで説明できる。
⚫ 衝撃波によってグレインからSiOinjectionを引き起こすためには、今回のFingerでは衝撃波速度が7[km/s]以上必要と見積もられる。
⚫ Finger1, 2間の射影距離は3000[au]であるため、その間の衝撃波の伝播時間が5000[yr]とすると、衝撃波速度を10[km/s]以上とするためにはinclination angle θ < 25が必要。

#19｜膨張バブルの衝突

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今回検出されたfingersは、Dhabal et al. (2019)が指摘した”turbulent cell”をサポートする。少なくとも3つの衝撃波イベントが起きたことを示す。
⚫ 「複数回衝撃波」は他の領域でも報告されている (SRNW51C, SNR W44)
⚫ 一方で、この膨張バブルの起源は明らかではない。近傍にはOB型星・SNRs・HII regionは確認されていない。
⚫ それ以外の可能性として、銀河系のLoop IIを候補として挙げている。
この領域は南北2つのバブルの影響を受けている。
⚫ 今回のfingersは南側バブルの先端に位置している。
⚫ 南側バブルが複数回衝撃波で構成される可能性を確認したが、同様の可能性が北側バブルにも考えられる。