Star Formation NewsletterNo. 351 19-24
森井嘉穂(東大/NAOJ, D1)

19 Feasibility of detecting and characterizing embedded low-mass giant planetsin gaps in the VIS/NIR wavelength range
A. Krieger and S. Wol

20 Stellar collisions in globular clusters: the origin of multiple stellar populations
Valery Kravtsov , Sami Dib , Francisco A. Calderón and José Antonio Belinchón

21 The Effect of Molecular Cloud Properties on the Kinematics of Stars Formedin the Trifid Region
Michael A. Kuhn, Lynne A. Hillenbrand, Eric D. Feigelson, Ian Fowler, Konstantin V. Getman, Patrick S. Broos, Matthew S. Povich, andMariusz Gromadzki

22 Chemical Habitability:
Supply and Retention of Life’s Essential Elements During Planet Formation
Sebastiaan Krijt, Mihkel Kama, Melissa McClure, Johanna Teske, Edwin A. Bergin, Oliver Shorttle, Kevin J. Walsh, and Sean N. Raymond

23 Dents in the Veil: Protostellar feedback in Orion

Ü. Kavak, J. Bally, J. R. Goicoechea, C. H. M. Pabst, F. F. S. van der Tak, and A. G. G. M. Tielens

24 ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions – IX.

A pilot study towards IRDC G034.43+00.24 on multi-scale structures and gas kinematics

Hong-Li Liu, Anandmayee Tej, Tie Liu, Paul F. Goldsmith, Amelia Stutz, Mika Juvela, Yong Zhang, Chang Won Lee et al.

20 Stellar collisions in globular clusters: the origin of multiple stellar populations
Valery Kravtsov , Sami Dib , Francisco A. Calderón and José Antonio Belinchón

二世代に分けられる(G1; primordialとG2; secondary)球状星団の星のうちG2の起源はG1の星の衝突合体なのでは。
G1の赤色巨星の割合が、星の遭遇率や球状星団の質量と反相関の関係にあるという観測結果を説明できる20 Stellar collisions in globular clusters: the origin of multiple stellar populations
球状星団には、2世代の星があることが測光や分光によってわかっている(特定の元素(e.g., He、C、N、O、Na、Al）の存在量が異なる)
この現象は、ほぼ全ての年老いた球状星団で観測されているが、2Gyr以下の若い大質量星団では今のところ見つかっていない。
どのように2世代目の星が形成されたのか。
- 古典的なシナリオ 第1世代の星から放出されたものからできた⇨観測に合わない第1世代の星(G1)の衝突・合体により2世代目の星(G2)が形成されたのでは
例: Collisional blue stragglers
異常に高温(青色)の星。星団内で星が合体することによって星の質量が増加したと考えられている

RGB
赤色巨星

年老いた星団内での衝突を考えたモデル
衝突で形成された星は、表面の炭素や窒素の存在量が普通のRGBと異なる(G1ではない)
高輝度赤色新星(LRNe)
普通の新星とは違い、爆発した後も際立った赤色を示し、かつ通常の新星より光度が高い
球状星団の典型的な質量範囲で連星系が合体してできたものと期待されているBlue straggler
青いさまよい星

衝突で形成されるG2の割合は？
球状星団の高密度領域におけるG1の割合や遭遇率、星の質量関数のベキなどのデータを用いる(実際、世代の違いが見られるのは星密度が高い領域ばかりであり、衝突が期待される）

SGB
準巨星

20 Stellar collisions in globular clusters: the origin of multiple stellar populations
1. G1星の割合と遭遇率

2. G1星の割合と質量関数のべき小質量なG1星が衝突しより大質量なG2になるとIMFは浅くなりG1星の割合は減少するだろう
球状星団の質量で分類した場合

G1星の割合G1星の割合present-day MFのべき

present-day MFのべき遭遇率

遭遇率が高いほどG1星の割合は小さくなる
球状星団の中心部のように非常に高密度な(遭遇率が高い)領域では、millisecond pulsarや小質量X線連星など変わった天体も多く、近接連星が形成されやすい環境が期待される(連星を介した衝突・合体も起きやすいだろう)

大質量な球状星団ではG1星の割合が減るほどべきが浅くなる

20 Stellar collisions in globular clusters: the origin of multiple stellar populations
3. 質量収支

Toy model

観測結果

質量範囲1 [0.1-0.5]Msun、 質量範囲2 [0.5-0.9]Msun
質量範囲1のG1星の合体で質量範囲2のG2星のみが形成されると仮定
初期条件
星の総数 N′tot, 質量１のG1星の数 N1(G1), 質量2のG1星の数 N2(G1)
各質量範囲の星の割合
N1(G1)
N2(G1)
f1,in =, f2,in =N′tot
N′tot衝突を経験するG1星の数 fext N1(G1)
衝突後
fext N1(G1)
Ntot = N′tot −2

星の総数

N1(G1) − fext N1(G1) 2f1,in(1 − fext)=
質量範囲1の星の割合 f1,in =Ntot
2 − ( fext f1,in)￼

質量範囲1のG2の形成について考えていないが、G1よりはずっと小さいだろう(全G2が質量１にある場合6割以下のG1の衝突ではG1の方が多いままになり質量範囲２にあるG1星の割合観測と合わない)
N2(G1)
1
g1 ==
観測値を再現するためには、
N2(G1) + N2(G2) 1 + fext f1,in /2f2,in
質量範囲１のG1の７割程度(全G1の35%)が衝突によってG2を形成する
衝突後の質量関数のべきG1のIMFを仮定し、衝突する割合(fext)を仮定すれば 必要がある
log( f2, ) − log( f1, )g1, αpcが求められる。
αpc =log(0.7) − log(0.3)(0.01-150 Msun, Kroupaʼs IMFを仮定、fext=0-1)

￼flfl￼

￼

N2(G1) − fext N1(G1)/2 2f2,in + fext f1,in=
質量範囲2の星の割合 f2,in =Ntot
2 − ( fext f1,in)

観測と同様の傾向、G1の割合も観測値程度

20 Stellar collisions in globular clusters: the origin of multiple stellar populations
4. シナリオの検証
小質量星の合体はG2星で観測される元素存在量を説明できるのか
高輝度赤色新星(LRNe) には小質量の伴星を伴う接触連星の合体で形成されたと思われる天体がある(V1309 Sco)
アウトバースト後の色の変化から、合体前はblue straggle starのようなものだと考えられている。
しかしアウトフローの組成は酸素リッチな古典的な年老いた星を示唆し、LRNeのような天体のさらなる観測が求められる二つの星の合体により高温環境（18-20 106 K）が形成されると、小質量な生成物でCNOサイクルが活発になり、合体後は高速回転していると予想すると、回転によって形成された元素が星表面に輸送されうる。
G2星で観測される特徴を合体でも説明できるかもしれない
先行研究ではG1星の割合が星質量によって異なるという結果が得られている。
G2星が別のガスのリザバーから形成されたというシナリオとは合わないのでは？衝突でなら説明できる球状星団で見られる2世代の星の形成過程について、小質量G1の合体でG2が形成されるシナリオを検証した。
高密度環境では衝突が重要な役割を果たしていると考えられ、質量分布や遭遇率という観測結果と矛盾しない。
球状星団にある初期の小質量星のうち3/1が合体することでG2を形成すると考える。

23 Dents in the Veil: Protostellar feedback in Orion
Ü. Kavak, J. Bally, J. R. Goicoechea, C. H. M. Pabst, F. F. S. van der Tak, and A. G. G. M. Tielens

flfl

Orion veilにおけるフィードバック機構を探るためjet/out owの探査を行った。
ショックガスを[CII]輝線で探すと、それらは8µmや70µm源を伴い、COや21cm線は受からないガスであり、これらはVeil shellに囲まれたB型星からのjet/out owの相互作用によって形成されたと考えられる。
Veil shellがトラペジウムにあるO型星からだけではなくB型星からも影響を受けていると考えられる。

23 Dents in the Veil: Protostellar feedback in Orion
フィードバックの一つであるアウトフローが及ぼす影響
Orionʼ Veil
トラペジウムを覆うように何層にもガスやダストが存在[CII]で見えるveilθ 1 OriC のstellar windにより視線方向手前に運動している、薄い、中性原子主体のシェル
光電離だけでなく、jetやアウトフローもveilの運動に重要例）Kavak+22
fossil out owがveilの形態に影響する
Blue-shiftしたガスがshellに衝突している様子が[OIII]で検出された

fl[CII]輝線の高速度成分からショックで加速されたガスを探す
その起源や運動量、dynamical timescaleを探る

23 Dents in the Veil: Protostellar feedback in Orion
Dents: ショックで加速されたガス

1.PV図
合計4つのveilを検出。veilに対して6-13km/sで運動大きさは約0.3 pc。HI21 cmの PV図では見られない

23 Dents in the Veil: Protostellar feedback in Orion
2. [CII]放射OMC成分(赤)、veil shell (青)、さらに高速度で明るい成分(緑)←dents
PV図で見られていない２つの放射が検出された(veil5, 6)
3. 輝線プロファイル
複数のGaussian tを行いDents成分の情報を取得。
Dents5, 6は相対的に弱く、速度もveilに対してわずかに高速度なだけ

fiOMC
Veil shellDents
Huygens region

23 Dents in the Veil: Protostellar feedback in Orion
運動量
質量 = veilの面密度 dentsの面積
総運動量 18,000 M⊙ km s−1(トラペジウムによるものの0.5-1%に相当)

各Dentの運動量

Dentがアウトフローによって形成されたとすると103 − 104 L⊙のB型星に対応(右図)Dents形成に必要と思われる時間は(0.5 − 2.5) × 104 yr
veil shellの膨張タイムスケールの1/4→veilが膨張しながら、形成段階のB型星によってdentができた?

●△ 大質量Class0天体 ■小質量星
で観測されたアウトフローの運動量と駆動天体の光度

23 Dents in the Veil: Protostellar feedback in Orion
Dentsの起源はjet/out owによるショック[CII]放射はUVに加熱されたガスに支配されておりショックと直接切り分けるのは難しい→線幅に注目(OMC-1よりもveilよりも大きな線幅)

OMC
Veil shell
Dents
Huygens region

非熱的速度分散が0とすると 5 × 104 K が必要(Orionの中性ガスよりはるかに高温)
dentsが100 Kと仮定すると非熱的速度分散は4 km/s (100Kの音速より速い)→ショックによって乱流が生成された

fl

fl

fl

fl

fl

Orion veilにおけるフィードバック機構を探るためjet/out owの探査を行った。
ショックガスを[CII]輝線で探すと、それらは8µmや70µm源を伴い、COや21cm線は受からないガスであり、Veil shellに囲まれたB型星からのjet/out owによって形成されたと考えられる。
Veil shellがトラペジウムにあるO型星からだけではなく、B型星からも影響を受けているだろう。
輻射フィードバックに加え、active out owやfossile out owもveilの形態に影響することがわかった

ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions ‒ IX. A24
pilot study towards IRDC G034.43+00.24 on multi-scale structures and gas kinematics
Hong-Li Liu, Anandmayee Tej, Tie Liu, Paul F. Goldsmith, Amelia Stutz, Mika Juvela, Yong Zhang, Chang Won Lee et al.

IRDC G34のマルチスケール観測を用いてガスの運動を調べた。全体的にガスの運動は超音速だが、PPV空間で小さな構造の方がより超音速ではない運動をしており、veloocity-size関係はLarson則よりも浅いslopeを示した。
より大きな構造は乱流と重力起源のガス流が起源であり、小さな構造は、重力に駆動されたカオス状態を示すと考えられる。

24 ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions – IX. A

pilot study towards IRDC G034.43+00.24 on multi-scale structures and gas kinematics
大質量星形成は数pcのクラウドから~0.01-0.1 pcのコアまで4桁以上のスケールにわたって、階層的に起こる。
スケールによって異なる密度構造は空間的にも運動学的にもつながっている(e.g., velocity-size relation)
Filamentary infrared dark cloud, G034.43+00.24 (d=3.7 pc)にある二つの大質量クランプにおいて様々なスケールでの密度構造の運動をH13CO+ (1-0)を使って調べる（空間分解能1”.9 2”.1, 速度分解能0.2 km/s）

dendrogramで同定した21のleaf structures(背景はH13CO+ mom1)
3mm連続波より広がった成分

24 ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions – IX. A

pilot study towards IRDC G034.43+00.24 on multi-scale structures and gas kinematics

V̲lsr

σtot

視線方向の平均ガス運動

異なる空間スケールにわたる構造内の投影面におけるガスの動き

leafbranch
速度variation

速度分散の平均>0.2 pcのbranchスケールの速度サイズ関係はラーソン則に従う→ランダムな乱流運動+重力駆動の整列した動き(e.g.,左上図のAB)
leaf (core)スケールではラーソン則からずれが見られる→重力駆動のカオスなコア収縮(GHCでもinertial in owでも説明可)
空間スケールに依存した駆動機構があると考えられる

flbranchの方が速度分散が大きく
乱流や重力による運動、大規模な動き＋アウトフローやUCHII領域の影響19 Feasibility of detecting and characterizing embedded low-mass giant planetsin gaps in the VIS/NIR wavelength range
A. Krieger and S. Wol

SPHERE/VLTを用いて、どの波長で、どのような惑星・周惑星円盤が検出できるかを調べた
惑星とギャップをもつface-on円盤のモデルの星質量・円盤質量・周惑星円盤質量などをパラメータとした
可視・近赤外域でも多波長の観測が求められる

21 The Effect of Molecular Cloud Properties on the Kinematics of Stars Formedin the Trifid Region
Michael A. Kuhn, Lynne A. Hillenbrand, Eric D. Feigelson, Ian Fowler, Konstantin V. Getman, Patrick S. Broos, Matthew S. Povich, andMariusz Gromadzkififi

Tri d MainとNorthの全主系列星をX線観測で同定し、Gaiaデータと合わせることで各分子雲のpopulationや速度分散、星の運動などを比較した。Mainの方がNorthより速度分散が3倍大きく、固有運動はO -star周りでHII領域が膨張していることを示唆。Tri d Mainにおける星やガスの運動は膨張するガスと、ガス放出で説明できる。分子雲衝突の様子は見られなかった

22 Chemical Habitability:
Supply and Retention of Life’s Essential Elements During Planet Formation
Sebastiaan Krijt, Mihkel Kama, Melissa McClure, Johanna Teske, Edwin A. Bergin, Oliver Shorttle, Kevin J. Walsh, and Sean N. Raymond

PPVIIシリーズの一つ
CHNOPSの地球における存在形態やSolar Nebularにおける起源、分子雲から原始惑星系、岩石型惑星に至るまでのCHNOPSのふるまいについて現在の理解をまとめた