星形成ゼミ
The Star Formation Newsletter 302
22~29

徳田一起 (大阪府立大学/NAOJ)

22

The stellar IMF from Isothermal MHD Turbulence

23

Where can a Trappist-1 planetary system be produced?

24

Evolution of Magnetic Fields in Collapsing Star-forming Clouds under Different
Environments

25

Probing Episodic Accretion in Very Low Luminosity Objects

26

CO and dust properties in the TW Hya disk from high-resolution ALMAobservations

27

The Extraordinary Outburst in the Massive Protostellar System NGC6334I-MM1:
Emergence of Strong 6.7 GHz Methanol Masers

28

V2492 Cygni: Optical BVRI variability during the period 2010-2017

29

Dust Coagulation Regulated by Turbulent Clustering in Protoplanetary Disks

22 (1)
背景・Turbulent fragmentation
・IMFを再現するには乱流だけでなく磁場/stellar feedback が重要
・Padoan+14bでは等温MHD乱流がIMFを再現できた
・最近sink particle のモデルが新しくなった (Frimann+16b, Jensen+17)
・本論文ではそれらを取り入れ、パラメータ依存性を調べる
初期条件
Mass: ~3000 Mo, 大きさ4pc, 乱流の線幅: 音速の10倍 (Alfvén速度の10倍)22 (1)

IMFのturn over, m_peakの決まり方
乱流による圧力が等価的に働く
ε_BEはsink 粒子への降着効率

図4: resolutionを上げたらIMFのpeakが再現できた!?
(注: high以外は見やすくするためにシフトさせている)

図8: 質量の大きいclump(平均密度が大きい)ほどTurn over が小さい

22 (3)
IMFの環境依存性
Molecular cloud はLarson 則に従うが、無視できないscatter があるので、IMFのpeakも変わりうるIMFの時間依存性

・10 Moの星が95%の質量になるのには1Myr以上必要
・IMFのpeakが最終的な値になるには1Myr以上経過してから・Salpeterのslopeを再現するには2 Myr

銀河系の外側と内側でどのようにIMFのpeakが変わるか観測されている分子雲のmassと速度より算出

25 (1)
キーワード- VeLLOs (Very Low-Luminosity Object)- ALMA 観測- Episodic accretion (accretion burst)
強調したい結果と示唆
CO snow lineの位置が、現在の星の輝度で予想される位置よりも遠い
70%のVeLLOがaccretion burst を経験
ALMAの観測
天体数8個

Lint

0.02~0.09距離125~300 pc

観測輝線

N2H+, 13CO, C18O, C17O,dust cont.

空間分解能1.2”~2.9”

Transitiondisk
diskTransition

グレー: 3mm dust, C18O (1-0), 13CO(1-0)

25 (2)・episodic accretion はClass I stage によく起こるというsimulation とは不整合
・Multiplicity は低い(~250 AU分解能)

COスノーラインとN2H+の関係の図
TW Hya (Qi+2013)
Conclusions
・7個中5~6個がaccretion burst
Class 0/I (20~50%)よりも多い
COがfreeze outするのが1万年だとすると、1.2~1.4 万年

Transition disk

・CO snow lineはバースト後も静的なので、burst luminosity を見積もるのに使える
グレー: 13CO(1-0), N2H+

25 (3)

26 (1)TW HyaのCO, 連続波のALMA観測(アーカイブデータ)
連続波(分解能~2AU)のデータ
・25AU, 41AU, 47AUでギャップが存在し、その中のダストが数ミリ以下
・ギャプの外ではα~2 で㎝サイズのダストが存在するか、光学的に厚いCO (分解能~8 AU)のデータ

The CO emission exhibits a bright inner core,a shoulder at r ≈ 70 AU, and a prominent
break in slope at r ≈ 90 AU. Radiativetransfer modeling is used to demonstratethat the emission morphology can bereasonably reproduced with a 12CO column
density profile featuring a steep decrease atr ≈ 15 AU and a secondary bump peaking atr ≈ 70 AU.

25AU41AU

47AU

Band6と7で作ったspectral index, αのマップ

25AU
70 AU
90 AU

COの輝度分布とradial distribution

27 (1)
2015年に単一鏡のモニター観測(Hartebeesthoek Radio Observatory)
で強いフレア現象が見つかった(MacLeod+18)=>JVLA を使ったフォローアップ観測 (空間分解能~500 au)
メタノール, OHメーザーの同時観測

ここに注目・NGC6334I (大質量星形成領域)(サブ)ミリ波源MM1で起こった
2015年のメタノールメーザーのアウトバーストを報告
30年のメーザーの観測で初めて・ホットコアMM２とUCHII のMM3には6.7 GHz Class II メタノールメーザーが知られていた

Beam size(a) +: メタノールメーザー 1998年6月, x: 2011年9月 (ATCAの観測)(b) +: メタノールメーザー 2016年5月 (VLAの観測)=>マークの大きさは強さを表す

27 (2)・MM1の最も強いメー
ザーはダストキャビティに存在・dust が最も強いMM1A,
1B, 1Dにはメーザーがな
いアウトバースト後のダストの温度の増加による
Radiative pumping+
Infrared photon
propagation cavities の存在+
熱的メタノール輝線の高い柱密度(ALMAの観測)27 (3)

非熱的電波源CM2にも新しいメーザー源
6.035, 6.030 GHz のOHのライン
ゼーマン効果で磁場測定: +0.5~3.7 mG
UCHII, MM3 (OHメーザーの観測)
視線方向の磁場 :-2 ~ -3 mG => 南北で磁場が反転!?

Trappist-1: 木星質量程度の赤色矮星 (惑星が確認されている)
質量降着中であり、異なった外部輻射場の環境におけるdiskの進化を調査=>Trappist-1 systemの前駆体となるdiskは最初の質量は大きい必要がある(星の質量の10 %以上)

・星形成クラウドの磁場の増幅と散逸を様々な環境でMHD simulationで計算・用意した環境: 異なった金属量+電離度, ２つの異なったmass-to-flux ratioのprestellar core・原始星が誕生するまで計算: 理想, 非理想MHD(オーム散逸, ambipolar diffusion)の両方合計で288 runs, オーム散逸/ ambipolar diffusionは環境依存が強い
磁場は電離源がなければなかなか散逸しない
周囲に弱くても電離源があれば効率よく散逸する原始星 V2492 Cygni (パイプ星雲に存在)の2011年8月~2017年12月までのvariability の観測

2010年にR-bandで急に明るくなって(>5mag)発見されたFUor candidateとされていた。EXor, Uxor-type の変動を持つと報告されていた
本論文の結果・全期間の強度の調べると、複数の大きな強度の減少が見られた
・2017年の最初に今まで報告されていたよりも明るくなった