Star Formation NewsletterNo. 334 29-35
高橋実道（NAOJ）

SOFIA-FORCASTで14のintermediate-mass protostar の撮像
Spitzer, Herschel, IRASの結果と合わせたSEDを輻射輸送計算と比較。
他の結果と合わせて64個のprotostar について調べる。
Luminosity 10^2-10^6Lsun, Mass 0.5-30Msun, clump mass surface density 0.1-3 g/cm^2
clump mass surface density について、<25Msun には傾向なし。
>25Msun には>1g/cm^2が必要。

ALMAのアーカイブデータを使ってOrion Source I のmolecular outﬂowについて解析
outﬂowの回転が見えている
outﬂow mass ~ 0.66-1.2Msun, -> mass loss rate ~ 5.1-10 x10-3 Msun/yr. (kinematic time~130yr)
観測されたoutﬂow のshell が、stellar wind と回転しながら落下するenvelope とのinteraction だとすると、回転速度以外がモデルと一致。

Molecular Outﬂow
二つの説
１：純粋な円盤起源
２：stellar wind とinfalling envelope の相互作用で形成
outﬂowの質量が大きすぎる場合、２が有力
例：DG Tau B
mass loss rate ~ (1.7-2.9) x10-7 Msun/yr,disk mass ~ 0.068 Msun-> disk lifetime ~ (2-4)x105 yr< age of DG Tau B
本論文の対象：Orion Source I
距離 418pc, M* > 8Msun, L*~104 Lsun
outﬂow velocity ~ 18 km/s

観測ALMA Band728SiO, 29SiO, SiSのlineのアーカイブデータを使用28SiO, SiS
29SiO

29SiO

２についてのmodelを使って観測をﬁtしてみる。

Beam size
0.19” x 0.14”
0.30” x 0.24”

SiS

29SiO, SiS で480 au のアウトフロー

回転も見えるこのoutﬂowも質量が大きく、２が有力

rms noise
10 mJy/Beam
20 mJy/Beam

28SiO

アウトフローの各高さでのPV図
例：29SiO
上空でexpanding shell
速度の非対称性 → 回転

アウトフローの質量, Disk life time
28SiOは光学的に厚いとする→ 温度
29SiOから質量を得る
28SiO/H2 = 1.2-2.4x10-7とすると

outﬂow size =480 au,velocity v~ 18 km/s-> kinematic time ~130 yr
mass loss late 5.1-10x10-3 Msun/yr

Moutﬂow > 0.66-1.3 Msun
disk mass < 5 Msun-> disk life time ~ 1000 yr
短すぎる。stellar wind とenvelope が起源か？

モデルとの比較

Best ﬁt model
α=0.1, β=4, A=1, B=35, n=5
注目する物理量はw, θ, v̲z, v̲exp, v̲rotの五つモデルパラメータ（Lopez-Vazquez+2019）

Stellar wind のdensity prolﬁle

回転速度以外はよく合うが、回転速度が3-10倍ずれる。
円盤からの角運動量の供給が必要か。

質量降着率が大きい場合(10-5-10-2 Msun/yr)のoutﬂowについての3DMHDシミュレーション
outﬂowは磁場が強い場合に駆動される。
Marginal な磁場では、原始星形成後＞1000 yr からのみoutﬂowが見られる場合がある。
星形成に常にoutﬂowが付随するなら、大質量星は常に強磁場の環境で形成される。
outﬂowが付随しない星形成が観測されれば、大質量星形成に強磁場は必要ない。

モデルパラメータと結果のまとめ

例：DM 2, 5, 10
outﬂow
成功
tA -> Fの順に大質量になる。
末尾の数字がmass-to-ﬂax ratio, ~5 以下でoutﬂowが駆動

失敗

失敗

Delayed outﬂow の例：FM 10Outﬂow size
実線：Successful, 点線：Delayed, 破線：Failed

VLAによる4つのUltra-Compact (UC) HII region の観測。7mm continuum
compact radio sources が付随 7個をdetect
4個がthermal emission, 3個がnon-thermal emissionを持つ
thermal emission -> ionized envelope (i.e. photo-evaporative ﬂow)
non-thermal emission -> more-evolved object?

ALMA 3mm の観測で、５つのﬁrst hydrostatic core (FHSC)のcandidate のenvelope を観測。
（L1451-mm, Per-bolo 58, Per-bolo 45, L1448-IRS2E, Cha-MMS1）
もっともFHCSらしい天体はどれか？
L1451-mm がoutﬂowが見える中で最も若い天体。
Cha-MMS1はCO outﬂow やSEDからprotostar と考えられる。
Per-bolo45は prestellar, Per-bolo 58はClass 0
L1448IRS2E high-density tracer が受かっていないFirst hydrostatic core (FHSC)
星形成理論で、星形成の最初期に形成されると考えられている天体。
低質量(<0.1Msun)で短寿命(~104 yr)短寿命のため、観測が困難。
これまでいくつかの候補天体が見つかっている。
FHSC候補天体<70um が非常に弱いor 見えない
compact continuum source, small outﬂowが付随
Molecular line の重要性
温度が高い兆候（>20-30K）は見えないはず
infall velocity は中心天体が低質量(<0.1Msun)と整合的となるはず。
本論文では、ALMAの3mmのline と連続波で5つのFHSC候補天体を3.5”-4”の分解能で観測

観測
ALMA Cycle 1tergetlineや分解能など

観測結果
例：L1451-mm
連続波

Line: moment 0, 1, 2

H13CO+が見えない
炭素系の分子がfrozen outしている（prestellar coreでよくある）
非常に若い天体であることを示唆（HCO+, HCNは量が多いために見える）

mass 0.28Msun

NH2D, N2H+ のPV図のmodel ﬁtから、central mass 0.04 Msun, 0.08 Msun
FHSCや若いprotosterと整合的

oﬀset [arcsec]

HCN, CH3OH で大きな速度分散→コンパクトな outﬂow (<1000au)
以上の結果から、L1451-mmは最も若い
protostellar source の一つ→FHSC candidate円盤中の炭素のabundance を近赤外のスペクトルで調べる。
炭素の再結合線から、ne, Te, nC などをスラブモデルを使って得る。
モデルから、円盤内縁はextremely dense(nH~1016 cm-3), warm (Te~4500K),
moderately ionized (log Xe ~3.3)。太陽組成に対して42倍のcarbon depletion -> 微惑星形成で失われた？

TW Hya に降着するガスのabundanceや、円盤の含まれる固体成分の組成を調べる。
TW Hyaのhot gas はvolatile やrefractory elements が102-105 deplete している。
円盤に残った固体成分の組成は太陽組成と無矛盾。など