星形成ゼミ 201302122 論文速報

担当:泉THE STAR FORMATION NEWSLETTER No.239 10 Nov 2012 p.13-15
Are Large, Cometary-Shaped Proplyds really (free-ﬂoating) EGGs?
Raghvendra Sahai et al.
背景：OB型星の放射からproplyds(photo-evaporating protoplanetary disks)、EGCs(Evaporating Gas Globules)が形成されると考えられてきたが、最近になってfrEGGs(free-ﬂoating Evaporating Gas Globules)が発見された。
→多くのfrEGGsがproplydと誤って判断されていると考えられる
目的：proplydとfrEGGの区別( frEGGs - star formation, protostellar accretion がともに進行中
proplyd - formationは未だ進行中であるが、accretion による影響小さい)
観測：Atacama Pathﬁnder Experiment 12m望遠鏡による12CO(J= 3-2,4-3,6-5,7-6), 13CO(J=3-2),
HCN, HCO+(J=4-3)輝線、350,850μmの連続波の観測
天体 - Carina-frEGC1
結果：分子ガスの質量 ~0.1M⦿
collimated jetの存在を確認
中心に砂時計型の天体が存在
luminosityが低い→これらはジェットを出している若いlow-mass starであることを示唆
結論： Carina-frEGC1は本当にfrEGGであることを確認

Spitzer IRAC 8μm

HST Hα+[NII]CO(J=6-5)

VLT/NACO Ks (2μm)

Diﬀerent evolutionary stages in massive star formation Centimeter continuum andH20 maser emission with ATCA
Á.Sánchez-Monge et al.
目的：星形成の異なる段階における水メーザーとセンチ波帯の連続波を調べる
観測：ASTAによる18.0GHz,22.8GHzの連続波とH2Oメーザー輝線の観測
サンプル - 192領域(massive star formation region )←複数のクランプ、1.2mmのイメージ有り

1結果：連続波は169領域(131:single source, 38:multiple source)で検出-合計214の連続波源を確認→

optically thinなHII領域を示す

H20メーザー輝線は78領域(85本)で検出
結論：領域内のミリ波と赤外線源について3つの進化段階に分ける(by Molinari et al. 2008)
・type 1 - millimeter-only source
・type 2 - millimeter+infrared source
・type 3 - infrared source
HII領域は主にtype2,type3の天体に付随→type2,type3はtype1より進化した段階にあることを確認
type３に付随するHII領域はtype2に付随するものと比較して低密度でサイズが大きい→HII領域が進化とともに広がる仮定すると、type3はtype2より進化した段階にある
H2Oメーザー輝線はtype1,type2で見つかる(type2の方がより多い)→Breen et al. 2010の結果とconsistent
HII領域とH2Oメーザーは異なる進化段階の天体に付随していること (Molinari et al. 2008) を確認

Water ice deuteration: a tracer of the chemical history of protostars
V. Taquet et al.
目的：周囲の環境(物理状態)が星間水氷の生成と重水素化に及ぼす影響を調べる
手法：gas-grainのastrochemical model GRAINOBLE(星間氷の多層形成を考慮したもの)-H2を含む主な原子、分子におけるオルソ、パラの状態-星間粒子の表面上における星間水氷の生成と重水素化 ...
Eckartモデルを用いて透過確率の計算
分子動力学シミュレーションによりice photodissociationの考察

２

結果：水の重水素化はH2のオルソ、パラの比率、そして密度に大きく依存する-gas,grainの温度、減光からの影響も受ける
重水素化が環境に大きく依存する→観測結果との比較より、水氷、分子雲中のCO2、ホルムアルデヒド、メタノール等の形成過程の段階を推定→重水素の割合を求めることにより、密度、温度等の物理状態の推定が可能

Adaptive Optics Observations of 3 μm Water Ice in Silhouette Disks in the Orion
Nebula Cluster and M43
Hiroshi Terada et al.
目的：silhouette diskを用いてディスク内の水氷を調べる
観測：AOを用いたIRCSによるJ,H,K’,L’バンド(0.9-5.6μm)の撮像、分光観測
天体-M42,M43周囲の4つのsilhouette disk (d053-717, d132-1832, d141-1952, d216-0939)
結果：d132-1832, d216-0939において水氷を示す3.1μmの吸収が見られた
結論：d132-1832では大きい水の結晶がない(他の天体との比較より)→ディスク内でgrainが成長していない
d216-0939の中心部分の吸収がより強い→大きい光の結晶が存在(2006-01-15-UTに発見)
d216-0939における水の結晶に前に発見した時からの時間変化がない場合→少なくとも3.63yr変化していないことより、その大きさは3.48AU以上と推定可能
今までの観測より、水氷による吸収線ができるディスクの角度は65-75

３

Orbital evolution of a planet on an inclined orbit interacting with a disc
Jean Teyssandier et al.
背景：ディスクを基準とした軌道傾斜角について初期の軌道傾斜角がある値(critical value)を超えると、ディスクからの重力によって1)軌道の離心率が大きくなる
・・・Kozai cycle2)離心率は軌道傾斜角と逆位相で振動する

一方、ディスクとの摩擦力によって軌道傾斜角、離心率は小さくなる
目的：軌道傾斜角が0 になる(ディスクと一直線に並ぶ)までのタイムスケールを求める
手法：1つの惑星がディスクと相互作用している系を仮定(複数についてはこれから)初期の軌道傾斜角、惑星とディスクの質量、軌道半径、ディスクの半径等の値を変化させてディスクからの重力、摩擦力を計算、そしてそれらの影響による傾斜角の時間変化を計算。
結果：Kozai cycleと呼ばれる軌道にある場合、 “軌道傾斜角が0 ”、 “離心率が0”となるのが遅れる
critical valueは約20
海王星もしくはより質量の小さい惑星-軌道傾斜角=0 、離心率=0となるまでの時間はディスクの寿命より長い
木星もしくはより質量の大きい惑星-軌道傾斜角=0 、離心率=0となるまでの時間はディスクの寿命より短い

４