Star Formation News Letter No. 362, #16-30：工藤哲洋

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• 太陽近傍の星団の年齢を（Gaia のデータを使って）力学的に推定した。：星団内の星の軌道を時間的に遡ることで推定。

• Tucana-Horogium association の年齢• 星の進化モデルから推定される年齢（30-50 Myr）と矛盾しない。
• 全く独立な方法で同じ年齢が得られたことは重要。

1 観測されている星団の中から星を選択する
自分たちが観測した視線速度の群

Gaiaのデータのみの群

2 銀河系の重力の中を星が運動してきたとして，現在の値から時間を逆にして軌道を計算する。星が最も接近した時の時間を見積もる。

前

現在の位置

3 星の進化から得られた年齢との比較

色等級図

• collision-induced magnetic reconnection (CMR) のモデルで，フィラメント状の分子雲形成を数値シミュレーションした。パラメータサーベイ。

• フィラメントの両端で反対向きの磁力線構造の生成（オリオンA）。
• 磁場が強い時に，より密度の高いフィラメント構造ができた。
• 磁気リコネクションに伴う，複雑な密度構造が生じた。 curly bers, rings, spikes

fiなどか？

1 状況設定，初期条件

2 シミュレーション結果の1例
色は等密度面線は磁力線~2pc

パラメータサーベイの表

磁気流体力学の数値シミュレーション（Athena++）
等温，自己重力，磁気抵抗10μG

3 磁場の強さを変化させた時の結果の違い

計算結果を radiative transfer (RT) で可視化。（RADMC-3D)
ダスト250μmの放射標準的（10μG）

磁場が強いケース（20μG）
磁場が弱いケース（5μG）

磁場が強いケースの方が，密度の大きくなっている。
磁気リコネクションによって生じたリング磁場のピンチ効果だろう。

fi

磁気リコネクションによって，複雑な細かい密度構造が生じている。
curly bers, rings, spikes•3-3HCN J=1 ­ 0 の放射は，平均的に，~ 3 x 10 cm のガスのトレーサーとなっていることがわかった。方法：数値シミュレーション。
4 ­ 105 cm-3，のガスのtレーサーと思わ
一般的には，密度の高いところ，10•れている。しかし，実際にはそれよりは密度の低いガスを見ている可能性がある。

1 方法

2 結果

1.875 km/s，3.75 km/s，7.5 km/s，15 km/s

MHDシミュレーション，H2やCO形成の化学反応， sink particle を含む
初期の衝突速度の違い

磁場と乱流を持った中性水素ガスの塊が衝突する（磁場は衝突の方向に平行）計算結果の一例（初期の衝突速度3.75 km/s）

時間変化

柱密度

窒素は化学反応計算に含まれていない。
HCNの量は，シミュレーション結果で得られたCOから見積もる（下の図）。

RT で可視化（RADMC-3D)
HCNで見た結果

2 結果• 密度の閾値を変化させ，閾値以下の密度のガスがHCNの放射に貢献している割合を見た。

• 密度の閾値が〜3.0 x 103 cm-3 のときに，半分くらいの割合を占めている。

線種の違いは初期衝突速度が違う場合
色の違いは星形成が起こった時刻に対してどのタイミングで観測したかの違い• ALMAで21個の原始星のアウトフローの ~10 kAU スケールの環境を観測した。（Class0,Class1, at-spectrum ~ 1 Myr lifetime）• アウトフローの質量，運動量，エネルギーの2次元マップを作成。
• コアの質量に比べて，アウトフローは大きな質量を持ち去っていた。：小質量星形成の現場は思っていたよりダイナミック。

fl• アウトフローの開口角は進化が進むと大きくなっていた。

HOPS 169

8観測結果
HOPS 408

HOPS 355

HOPS 10HOPS 11

HOPS 164

HOPS 198

アウトフローにおける質量の速度スペクトルの一例

33K

5000 AUHOPS 157

HOPS 129

191K

10″

HOPS 177

85K
85K

HOPS 200

244K

45K

HOPS 185

97K

46K

HOPS 135

130K

HOPS 150

245K50K

49K

133K

HOPS 13384K

HOPS 127

61K

197K

157K

HOPS 166

457K

HOPS 191

HOPS 130

HOPS 134

HOPS 194

645K

782K

Figure 2. Protostellar outflows and envelopes in our survey, which include 21 sources at di↵erent evolutionary stages. 12 CO J = 2 1 integrated intensity maps aretrace the blue-shifted (blue) and red-shifted (red) molecular outflow lobes. C18 O J = 2 1 integrated intensity maps, shown in green, trace the dense circumstellar
envelope. The upper, middle, and bottom rows show Class 0, Class I, and flat-spectrum protostars, respectively, and are arranged in order of increasing Tbol (whichwe use as a proxy for age) from left to right. Source names are shown above each map. Each map has a diameter of about 50.00 4, which is set by the 40% primarybeam power response (compared to the center of the map). The coordinates of the center of the panels are given in Table 1.

Hsieh et al.

78K

38K

観測した複数のアウトフローに対する平均値
解析方法：リング法
リングの各半径ごとのアウトフロー率などを求める。

質量放出率

運動量放出率（領域全体を力学的時間で割る方法は精度が悪い。）

解析結果一例

観測した複数のアウトフローに対する全体の平均値のまとめ

全体：2.2 - 4.2

エネルギー放出率星の進化とアウトフローの開口角：進化が進むと開口角が広がる
2次元マップ
質量

質量放出率

運動量

運動量放出率エネルギー

エネルギー放出率

運動量

エネルギー

運動量

エネルギー

星の進化

Class 0の高速ジェットが，原始星コアに穴を開ける。
その後，Class I になると、巻き込まれた分子流は速度を落とし、より大きな体積に広がる。このため、ガス除去の大部分は Class I の段階で行われると予想される。