SFN 329 #29 - #35 西合 一矢 (国立天文台)
29.
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35.

2020/6/1☩発表

On the settling of small grains in dusty discs: analysis and formulas
Guillaume Laibe,Charles-Edouard Bréhier and Maxime Lombart
Star Cluster Formation in Orion A
Wanggi Lim, Fumitaka Nakamura, BenjaminWu, Thomas G. Bisbas, Jonathan C. Tan, EdwardChambers, John Bally, Shuo Kong, PeregrineMcGehee, Dariusz C. Lis, Volker Ossenkopf-Okada andÁlvaro Sánchez-Monge
A Cold and Diffuse Giant Molecular Filament in the Region of l = 41◦, b = −1◦
Liang-Hao Lin, Hong-Chi Wang, Yang Su, Chong Li and Ji Yang
Pebble-driven Planet Formation around Very Low-mass Stars and Brown Dwarfs
Beibei Liu, Michiel Lambrechts, Anders Johansen, Ilaria Pascucci and Thomas Henning
ALMA Observations of Massive Clouds in the Central Molecular Zone: Jeans Fragmentation andCluster Formation
Xing Lu, Yu Cheng, Adam Ginsburg, Steven N. Longmore, J. M. Diederik Kruijssen, Cara Battersby,
Qizhou Zhang and Daniel L. Walker
Using the Modified Lognormal Power Law Distribution to Model the Mass Function of NGC 1711
Deepakshi Madaan, Sophia Lianou and Shantanu Basu
The Evolution Of The Inner Regions Of Protoplanetary Disks
EzequielManzo-Martínez, Nuria Calvet, Jesús Hernández, Susana Lizano, Ramiro FrancoHernández, Christopher J. Miller, Karina Maucó, César Briceño and Paola D’Alessio

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2020年 6月19日 西合 SFN 329 #30

Cluster Formation in Orion A 1/5

Star Cluster Formation in Orion AWanggi Lim, Fumitaka Nakamura, BenjaminWu, Thomas G. Bisbas, Jonathan C. Tan, Edward Chambers, John Bally, Shuo
Kong, PeregrineMcGehee, Dariusz C. Lis, Volker Ossenkopf-Okada and Álvaro Sánchez-MongeAccep%e&'()'*A+,''-%%p.//012345617/p&8/9::;5:<==>CARMA-NROによるCO分子の力学構造、SDSS-IIIによるYSOの力学構造、さらにSOFIAによる[CII]データを用いた新しい解析手法によりOrion A 分子雲での星団形成の様子を調べた。結果はCloud-Cloud Collisionによる星団形成のモデルと一致するものだった。
Orion A分子雲はまだ解明されていない星団形成のメカニズムを探る絶好の天体である（近い d〜400pc、各段階のprotoclustarsを含む)。

YSO: SDSS-III IN-SYNC survey (Da Rio et al. 2016)- 星年齢(誤差~1.15Myr),- 視線速度(誤差~0.91km/s)=> 1529 YSOsを同定
分子ガス: CARMA-NRO Orion survey (Kong et al.
2018)
12CO(1-0), 13CO(1-0) の3D cubeデータ(dv=0.22km/s, beam ~ 8”x6”, rms noise ~ 0.64K)
Fig1. 左図 SDSS-IN-SYNCによるYSO. 右図 CARMA-NROによる13CO(10)積分強度図。白丸はstar-forming clumps (Kong et al. 2018)

Cluster Formation in Orion A 2/5

2020年 6月19日 西合 SFN 329 #30

13CO(1+0,の視線速度-./0(12345+6/2775/89:54,と面密度を;<O7分布と比較
O=5>89?全体の統計

年老いた星ほど分散が大きい(fig 3a 黒点)
年老いた星ほどわずかにガスに対してred shift (Table1)
若い星ほど高密度ガスに付随（fig 3b □ ）年老いた星ほど付随するガス面密度のばらつきが大きい (fig 3b ?)領域ごとの統計

Fig3. 黒 点 YSOの場所に13COが検出されたもの、青 □ 全体統計
赤点と□ 低密度領域

Fig4.領域による違い。

統計が若干poorだがNGC1999以外は全体と同じようなトレンドCluster Formation in Orion A 3/5

2020年 6月19日 西合 SFN 329 #30<5123/45>8との比較

C3>2@9C3>2@9C>33575>8(CCC,91>@.3では、年老いた星ほど;<Oの速度分散が大きくなり、付随する面密度のばらつきも大きくなる。AB9O=5>89?北部領域はCCCの特徴と一致。
一方、8>89CCCではそれががほぼ一定のまま(C6C1☩☩☩はこっちの傾向）。

2020年 6月19日 西合 SFN 329 #30

Cluster Formation in Orion A 4/5<O:D?9ECDDF1GHµ1と13CO(1+0,の視線速度-=>I53.比較

J>2K3. L./0

[CII] expanding Shellがある

Fig6. 13CO(1-0)と[CII]の分布。上パネルは各領域でのline profile。
右は適当な場所のline profile

５の場所のPV図

北部領域で[CII]線幅が13CO(1-0)よりも若干幅広い(Fig6 上パネル)。
これはCCCを示唆している。↓

Fig9. Simulationから得たline profile
NCC(無衝突),CC90(CCC edge-on view)
CC(CCC face-on view)

Cluster Formation in Orion A 5/5

2020年 6月19日 西合 SFN 329 #30

解釈がなかったので参考-/M.とする

13CO(1+0,のLJ:と;<Oの速度分布
速度peakはほとんど同じ(Δv~0.4km/s)、星団形成のないRegion3を除いてYSOの視線速度分散の方がblue側に広がっているFragmentation of Giant Molecular Cloud in CMZ 1/4

2020年 6月19日 西合 SFN 329 #33

ALMA Observations of Massive Clouds in the Central Molecular Zone:
Jeans Fragmentation and Cluster Formation

Xing Lu, Yu Cheng, Adam Ginsburg, Steven N. Longmore, J. M. Diederik Kruijssen, Cara Battersby, Qizhou Zhang andDaniel L. Walker

Accepted by ApJ Letters http://arxiv.org/pdf/2004.09532
Central Molecular Zone (CMZ)- 銀河中心から〜500pcの領域 (d ~ 8.178kpc)。
- いくつかの巨大星団があり、100個のO TypeStar (age~ a few Myrs)がある- 現在のCNZにおける星形成は銀河円盤部に比べて10倍も小さい。
- 星団形成CはSgr B2 cloudで観測されている（Mstar ~ 104M8) が、他のcloudでの星団形成はまだわかっていない。
=> 本研究では、大質量星形成の証拠(UC HII,メーザー、etc)がある20km/s. 50km/s, Sgr B1-off,Sgr C という4つのcloudsをALMA Bad 6によりサブミリ連続波の高分解能観測を行い、それらのガス雲の分裂進化の状態を明らかにした。

Fig 1. 黒コントアはSMA 1.3mm map、オレンジマップがALMA
1.3mm (beam ~ 0.25”x0.17” = 2000au x 1700au, 5s =40µJy/Beam ~ 0.3M8 at 20K).

Fragmentation of Giant Molecular Cloud in CMZ 2/4

2020年 6月19日 西合 SFN 329 #33

内部構造(数1000auスケールのコア)をDendrogramを用いて解析した。
*Sgr B1-offの北部と50km/s cloudにはcoreは見つからなかったので解析から除外。

- 30コアにUC HIIやメーザーなど大質量星形成の証拠が付随。
- 平均密度 107 ~ 8 cm-3
CMZの星形成を起こす臨界密度(~107cm-3)を超えている。
Free-fall time ~ 103 ~ 4 yrs

Fragmentation of Giant Molecular Cloud in CMZ 3/4

2020年 6月19日 西合 SFN 329 #33

C>=.9N/779:28O45>87-CMFは a ~ 1.0これはIMF のa ~ 1.3 (Kroupa 2001)よりもゆるいベキ。これは、最近のGalactic Diskで報告された若干ゆるいベキのCMFと似ている（Motte et al. 201 8; Liu et al. 2018; Sanhueza et al. 2019) 。
High mass coreなら小星団は形成可能だが、観測されているArchesのような星団は形成できない。

* M ~ 5M8あたりがconfusion limitと思われるがfittingには影響していない。

Fragmentation of Giant Molecular Cloud in CMZ 4/42020年 6月19日 西合 SFN 329 #33

C>=.9<.-/=/45>89/8@9P./8793.8M4Q
Core separationは~10000auであり、これはT=50-200K, n = 106 cm-3のJeans lengthに一致している。
この時のJeans mass ~ 7M8はコア質量M = 3 ~25M8と矛盾はない。

SFN 329 #29

若い原始惑星系ガス円盤の上層で重要となる小さなダスト粒子の観察結果をよりよく理解するためにより洗練された計算方法を導入した(ガス成層化、ダストの慣性、乱流の有限の相関時間を含む計算）。

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SFN 329 #31

銀河面の距離1.7 kpcに新しく長さ160pc, M〜7x104M8, Tex 〜7.5Kの非常に冷たいGiant Molecular Filamentを発見した。
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SFN 329 #32

M = 0.1 M8のM-dwarf の周りでは原始惑星はpebble accretionによって地球〜大惑星まで成長することができる。
しかし、M = 0.01 M8のbrown dwarfの周りでは、例え初期原始惑星が自己重力円盤の中で初期に形成されたとしても惑星は火星の質量より大きく成長できない。ガス惑星を作るチャンネルがない。

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SFN 329 #34

IMFはhigh mass側ではpower-lawだが小質量ではlognormal的な分布である。Basu & Jones (2004)により、MFをlognormal + power-law (modified lognormal power-law 以後MLP) でfitsすることが提案されている。今回、HSTによるサンプルを用いたMLP fittingのテストを行い、power-law tailのベキがlow massサンプルの限界(感度)によって変わることを示した。
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SFN 329 #35

原始惑星系円盤の進化を調べるために、いくつかのT Tauri starsグループ においてIRAC, MIPS 24 photometryとPANSTARRS [g - i] colorsデータから赤外超過(ダストや質量）と質量降着率進化を統計処理で調べた。
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サンプル(1R11NS=7T9d UG00-O,赤外超過の減少

SFN 329 #35

Haから導出した質量降着率の進化
質量降着率進化は進化と共に減少。
この進化はディスク粘性モデル(a = 0.01, initial mass = 0.07M8),
characteristic radius R1 = 10au)の進化と矛盾しないものだった。

?D’Alessio irradiated accretion disk modelの degree of dust settling e も、時間と共に減少 (e ~ 3x10-3 at 1.5Myr, e ~ 3x10-4 at 7.5Myr)
これも過去の研究と矛盾しない。

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