Star Formation Newsletter
309 # 48-57
担当: 崔仁士

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概要
• 原始星周囲のガスのkinematicsを詳しく調べたい• SMAでClass I 原始星 IRAS 04169+2702 (以下，I04169)を観測• diskと逆回転するcounter rotating envelopeの可能性を示唆（ただし，順回転のmodelと定量的には違わない）
観測• SMA観測 at 330 GHzとSMA archival data at 230 GHz• I04169：• Lbol=0.76 Lsun; Tbol=133K• in B213/L1496 (d=140 pc)• ~20000 au, ~ 1 Msunのcoreに付随• ~1000 auのenvelopeと< 140 auのdust disk
low resolution
middle resolution

low resolution
MRS~5’’7~16’’7

結果--- envelope’s major& minor axes

velocity gradient: large scaleでは逆回転

13COと同じところをtrace?

モデルフィット• envelope + diskのモデル• counter rotating ，forward rotating diskの2つを検証• 2D Gaussianをdiskとenvelopeのmotionに分ける• C18O，SOにフィット
1. moment 0 mapでフィット，emissionに関するparameterを制限
2. channel mapでkinematicalなparameterを制限

2.
1.

counter rotation

forward rotation• channel map，pv図上で比較• 定量的な差はなかったが，counter rotatingenvelopeの可能性を示唆• 乱流 or Hall effectが起源？

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背景と目的
• disk内での角運動量輸送メカニズム• 乱流&disk wind
• 乱流起源: MRI, vertical shear instability, gravitational instability, baroclinic instability,or the zombie vortex instability• 乱流起源を知るためには理論と観測から求めた乱流の値を比較する必要がある→ PPDs内の乱流を観測的に求める
観測• ALMA Band 4, 6, 7でTW Hyaに対してCS輝線の3つのtransitionを観測

0th & 1st moment• ringとKepler回転• 1st moment mapにKepler回転をfit→ i=6.8º 0.1º，P.A.=151º 1º，vsys ~ 2.8km/s

1D profile• Kepler回転による速度shiftを補正してazimuthal方向にaveraging→ SNを上げる
Non-LTE Modeling• RADEXで励起状態を計算
MCMCのparameterのposterior distribution, M = vturb/cs→ CSの3つのtransitionにMCMCでfitlogとlinearの2つの場合を計算

折れ曲り• LTEとだいたい同じ結果• 90 auのCS面密度減少はTeague+17でも指摘，gapに対応• CS abundanceの減少かtotal gas densityの減少か

effect of beam smearing
線幅を広くするために温度大 or vturb大• 乱流について• Flahetry+18とconsistent• Teague+16との違いは仮定された温度の違いによるもの• dipは面密度減少に対応，解釈はfuture work
• 面密度・質量について• n(H2)から出すminimun disk massは3x10-4 Msun HDから示唆されるmassとconsistent• Boekel+17がもっともconsistent

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概要

• FU Ori天体のV883 OriをALMAで観測• water snow lineの位置を観測から決めることがモチベーション• 揮発性がH2Oと似ているCH3OHを観測した（昇華温度~ 100 K）
観測• ALMA Band 7 (分解能 0.13’’x0.14’’; rms 21 mJy/beam)• Band 6のC18O 2-1とも比較（分解能 0.23’’x0.30’’; rms 9 mJy/beam）• target V883 Ori:
• FU Ori天体 @ Orion A L1641 (~400 pc)• Lbol ~ 218 Lsun，M*~1.3 Msun
• associated with disk > 0.3 Msun
メタノールをdetect• water snow line ~ 40 au? (dustのopacityから)• メタノールはdiskをtrace• fluxの90%をカバーする半径をRout: ~ 117 – 142au• 3つのtransitionにlinear fitting → Trot ~ 100 K• LTEを仮定するとTrot ~ Tk
• メタノールはthermally desorbed< 0.6’’の領域で測られたflux• どっちかだと思われる（どちらとも断定はできない）• 右の場合だとすると，V883 OriのdiskのH2O snow lineは~ 120 - 140 auに存在

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accretionの重力エネルギーのうち何割が惑星の内部エネルギーになるかで，惑星形成シナリオが変わる（“cold” start model, “warm” start model, “hot” start model）。これらのシナリオを切り分けるためには惑星質量を正確に測る必要がある。この論文ではgas giantをもつBeta Pictorisの固有運動を観測。そこからmodel independentにBeta Pic bのplanet massを11 2 MJupと推定。“hot” start modelとコンシステントな結果が得られた。

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1次元でcloud coreからのdisk formationとその後のlong-term evolutionを計算（~ 106 yrのオーダー）。disk内におけるring構造の成因を探った。windによるmass lossとradial driftの効果を入れて面密度の時間進化を計算。MHD disk windはring構造を作り得る。6x105 yrで（若い段階で）ring構造を作れる条件も存在。gasに埋もれているtransitional diskのWL 17と今回の計算結果を比べて議論。

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Upper Scoにあるmulti-periodic (2つ以上のphotometric periodsをもつ) 低質量星がclosebinaryであることを発見したという論文。

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ほとんどの大質量星は伴星かクラスターを伴う。これまでsingle sourceと思われていた大質量YSOのIRAS 18144-1723をALMAで観測。この天体は少なくともbinaryでgasに埋もれている方からのoutflowをdetectした。他波長観測からoutflowやYSOの性質を求めて議論。

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Gaia DR2のデータと恒星大気やphotometryのデータを組み合わせて，252のHerbig Ae/Be星（all known）の質量，年齢，luminosity，距離，変光度，赤外超過を求めた。各パラメータから色々議論。

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Mercury formationに関するレビュー論文。

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観測から求められる分子雲コアの比角運動量は実際より1桁ほどoverestimateされるということがこれまで報告されている。分子雲コア形成のシミュレーションを疑似観測し，比角運動量を観測と同じ手法で導出，真の比角運動量と比べた。本シミュレー
ションでは，観測とシミュレーションで比角運動量はfactor 2, 3の範囲で一致し，先行研究と矛盾。これはコア乱流の散逸を考慮した結果，速度場がよりスムースになったため。乱流の性質を理解し，シミュレーションに取り入れることは重要。