Star Formation Newsletter#305, 4-13
武藤恭之

No. 5

arXiv:1804.09210

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ALMA による、IRAS 16293-2422 の、 CN を含むラインのサーベイ
空間分解能 0.5秒、速度分解能 0.2km/s
以下の分子のラインを見つけた• メチルシアノイド（CH3CN）と、その同位体• エチルシアノイド（C2H5CN）• ビニルシアノイド（C2H3CN）• シアノアセチレン（HC3N）
IRAS 16293A と IRAS 16293B の方向で、ビニルシアノイド以外は同じような abundance• ビニルシアノイドは、IRAS 16293B でのみ見つかった• IRAS 16293B がより進化している／IRAS 16293A の warm up timescale が短い／IRAS 16293Aの質量降着率が大きい
IRAS 16293A から、空間的な double peak 構造を検出• Edge-on の回転トーラス

CH3CN に対するアバンダンス比、C2H3CN のみ、source A で未検出
- 12C/13C 比は、70-80 程度で、ISM value と同程度
C2H3CN は、hot core の indicator で、質量降着の後期段階の warm-up phase で見える
- IRAS 16293A の方が進化している？
- 一方で、outflow が出ているのは、IRAS 16293A の方なので、若いかもしれない- IRAS 16293A では、質量降着率が大きく、warm-up phase も短くて、C2H3CN が見えないのではないか、と議論

ラインが込み合っている場所でも、特定のラインのみの空間構造を求める手法を提案 (VINE)- 明るいライン（今回はメタノール）の空間分布をもとに、その場所でのラインの中心波長を推定する- ラインの明るい場所が、空間的に二つの peak に分解できた- おそらく、edge-on のリングを見ているために、peak が二つ見える図：
下の左  VINE なし、 下の右  VINE あり

No. 6arXiv:1804.02360• DoAr 44 周囲の円盤の観測• SPHERE+IRDIS による、散乱光の観測• ALMA によるアーカイブデータ (336GHz 連続波) の再解析
• 方位角方向のプロファイルに、dip がある• 散乱光は、88% の深い dip• 電波は、24%程度の dip• 輻射輸送計算と比較することで、Inner disk の warp の幾何学形状を求める• Inner disk は、外側の円盤に対して 30度程度傾いている

方位角方向のプロファイル
中心位置の選び方で少し変わる

ALMA によるガス観測の予測

輻射輸送計算モデル：
円盤の inner disk + outer disk
外側の円盤の厚みを下げておく

内側円盤の傾きを変えた計算

No. 11••••

arXiv:1804.04675

大質量星形成領域 Westerland 1 の、3mm サーベイ
101個のソースを同定、そのうち、50個が、すでに他の波長で同定されている大質量星だった• 21個の Wolf-Rayet, 8個の cool super/hyper-giant, 21個の OB-super/hyper-giant
サブミリ波の明るさから、質量放出率を見積もる• OB型星から WR星に移るにつれて、質量放出率が増大• Interacting binary である、Wd1-9 からの質量放出率は非常に大きいOB型星やWR星の周囲に、compact nebula がある。
• 星風と周辺物質の間の相互作用による？
• 超新星爆発の非対称性にも星周物質が関係？

コントア： ALMA 3mm
写真： Rバンド質量放出率： free-free emission からWR星

OB型星

空間分解できたソースについての個別の議論…

- 下側の２つの clumpの、右側に星が居る- 複雑な形： 星とintracluster mediumの間の相互作用？

- Massive star binary- 南東・南西に伸びた構造。Disk wind ？

No. 4arXiv:1804.01090••••

大質量星形成領域 NGC 6334I の メタノールの Deutration ratio の観測
CH3OD のアバンダンスが、CH2DOH のそれよりも常に大きい
D化率は、小質量星形成領域に比較して小さく、また、大質量星形成領域の Orion や銀河中心に比較しても少し小さい
形成時のダスト表面温度が 30K 程度であることを示唆No. 7

arXiv:1804.03501• 31個の大質量星形成領域の、infall/outflow サーベイ
• アウトフローは SiO(8-7) で調査• 46% で検出。アウトフロー速度が速い天体に、SiO がより多くいる• [70um]/[22um] 比と相関があり、SiO の生成が、若くてより embedded な天体で多いことを示唆• SiO が検出されたソースは、L/M 比が小さく、若い領域にあることが示唆される• HCO+/H13CO+(4-3) で、infall dynamics を見ようとしたが、見つからなかったNo. 8arXiv:1804.01905

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OB association Sco OB1 の中の低質量星の調査
近赤外測光 + Spitzer + X線の組み合わせ
M型星を探す新規手法を開発
Sco OB1 に、4000個程度の low-mass candidate を同定
HII region や rich cluster の場所にそれなりにある
Sco OB1 の全質量をおよそ 8500 Msun と推定
Sequential star formation の証拠を見つけた
Cluster は、だんだん field に拡がっている途中でありそうNo. 9arXiv:1804.05315• 12個の binary T Tauri と 2個の binary red dwarf について、異なる進化モデ
ルを使って求めた質量や年齢を比較• 0.7Msun 以上の星については、進化モデルが異なっても結果はよく一致したが、より質量の小さい星については、不定性が大きいNo. 10arXiv:1804.07825• NOEMA と IRAM-30m を用いた、OMC-2 FIR 4 cluster の c-C3H2 の観測• C-C3H2 ガスの温度が 40K 程度、H2 の密度が 3×10^5 個/cc 程度• C-C3H2 は、この領域内で、強い温度勾配を持たず、OMC-2 FIR 3 からのアウトフローとの相互作用は無いと結論（先行研究で、あると言われていた）• PDR モデルとの比較から、OMC-2 FIR 4 は、星間空間の 1000倍の FUV にさらされていることが示唆されたので、cluster 中に、10MeV 以上の高エネルギー粒子のソースがある可能性があるNo. 12arXiv:1804.02429

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11個の大質量分子雲の fragmentation の様子を、1mm の連続波で、ALMAで観測
空間分解能 0.25秒、11個のうち8個の分子雲で、fragment を見つけた二通りの fragmentation のモードがありそう• 大きな fragment と小さな companion fragment のペア• たくさん（8個）くらいの fragment
数値シミュレーション• 初期乱流が小さければ、fragmentation が抑えられる• 磁場が強いと、より flilamentary な fragment ができる
たくさんの fragment があるのは、強い磁場のためかもしれないNo. 13

arXiv:1804.09128

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アマチュア天文家と協力した、YSO の変光データベース作成
1kpc 以内の、年齢 10Myr 以下の cluster のモニタリング
466 個の変光星を、V, R, I バンドで、1晩あたり 15回以上の観測、 2年間にわたるデータ
2/3 が CTTS, 1/3 が depleted または transition disk
ライトカーブのデータから、「変な挙動」を示す星を見つけ出す手法を開発