The Star Formation Newsletter No.335 22-28
原田直人（九州大学）

No. Title
22

Untangling Magnetic Complexity in Protoplanetary Disks with the Zeeman Effect23

On the compressive nature of turbulence driven by ionising feedback in the pillarsof the Carina Nebula24

Dense cores in the Seahorse infrared dark cloud: physical properties from modified
blackbody fits to the far-infrared-submillimetre spectral energy distributions

25

New Herbig-Haro objects and outflows in Mon R1 association

26

ALMA chemical survey of disk-outflow sources in Taurus (ALMA-DOT) III: The interplay between gas and dust in the protoplanetary disk of DG Tau

27

The VLA/ALMA Nascent Disk and Multiplicity (VANDAM) Survey of Orion Protostars IV. Unveiling the Embedded Intermediate-Mass Protostar and Disk within
OMC2- FIR3/HOPS-370

28

Statistics of wide pre-main sequence binaries in the Orion OB1 associationØ IRDCでは大質量星が生まれる可能性があり、その中のdense coreの物理量を知ることは大質量星形成過程に制限を与える
Ø Seahorse IRDC G304.74+01.32内のdense coreの物理的性質を決める
Ø WISE, IRAS, HershelのデータとSABOCAとLABOCAの350, 870μmの観測を組み合わせ、遠赤外~サブミリ波のSEDを作成
Ø １２個のコアを解析（２個がIR dark, ９個がIR bright, １個がHII region）
Ø 全コアが重力的にbound（𝛼!"# < 2）
Ø 7/12のコアが大質量星が形成されるmass-radius thresholdを超えたØ 同じく面密度もthresholdを超えた（Σ > 0.4 g cm-3）
Ø 5/12のコアで分裂が見られた

上記の17天体の内12個を解析

Herschel/PACS 70μm image
contour : LABOCA 870μm emission

Far-IR to submillimeter SED

WISE, IRAS, Hershel,SABOCA 350μm, LABOCA 870μmのデータを使用

Ø 全コアが重力的にbound（𝛼!"# < 2）
Ø 大質量星が形成される目安（閾値）であるmass-radius thresholdを7/12コアが満たした
Ø 同じ７コアの面密度は >0.4 g cm-3
Ø 大質量星が形成される可能性が高いØ 惑星は原始惑星系円盤で生まれその化学的性質を受け継ぐので、円盤にどのような分子があるか知ることは重要
Ø DG Tauの円盤内の分子の分布と存在度を知るのが目的
Ø ALMAによる1.3mm連続波, H2CO, CS, CN輝線の観測(0.15”=18auの解像度)
Ø H2COとCSはダストリングから外側に分布(各々~70, 60auにピーク)
Ø CNは円盤からエンベロープに渡る領域をトレース
Ø CSでは円盤へと降着する２つのstreamが見えたØ CO snowlineの外側でダストの性質が変化し、それが連続波の強度や分子輝線の変化に反映されている可能性

上段：H2CO, CS, CNのmoment 0
下段：H2CO, CSのmoment 1, 1.3mm連続波
Ø CSとH2COは同じような分布
Ø CSの北側にstreamが見られる

Azimuthally-averaged radial profiles

Ø CSはH2COより10auほど外側にピーク
Ø CNはさらに外側にピーク
円盤 or エンベロープをトレース？

左：Unsharp masking filterを適用した0.87mm連続波image
右：1.3mm連続波(unsharp masking), CS, H2COØ Bacciotti+ (2018)と同様にunsharp masking filterを適用
Ø 半径40auのダストリングが浮かび上がったØ CSやH2COはリング外縁から広がっているØ 偏光パターンがリング付近で変わっているØ CO snowline ~30au(Podio+ 2013)Ø ダスト質量~120𝑀⊕ 、リングダスト質量~16𝑀⊕
まとめØ DG TauをALMAで観測（解像度0.15”）
Ø 1.3mm連続波でリング構造が見られた
Ø H2COとCSはリングの外縁から外側に広がっていた
Ø CSとH2COは化学的に関係があり、気相中でradicalから形成される？
Ø 分子とダストの反相関は
1. optically thick
2. 外側でよりUV radiationが効いているØ ダストリングはCO snowlineのすぐ外側
Ø 偏光パターンがダストリングのあたりで変わるØ CO snowlineを境にダストの性質が変わっている？

Ø ALMA(0.87, 1.3mm)・VLA(9mm)による観測Ø 解像度：0.1”(40au; 連続波)、0.25”(100au; 分子輝線)
Ø ターゲット天体：OMC2-FIR3 / HOPS-370（中間質量原始星の候補）
Ø ALMAの分子輝線：outflow/jetに直行する円盤の回転が見えたØ 原始星質量~2.5𝑀⊙ 、円盤半径~94au
Ø 円盤質量0.035𝑀⊙ 、ダスト円盤半径62au
Ø 質量降着率1.7 − 3.2×10&' 𝑀⊙ /yrOverview of HOPS-370 / OMC2-FIR3・白黒
3.8𝜇𝑚 (Kounkel+ 2016)
・緑contour
3mm (Kainulainen+ 2017)
・赤と青のcontour
12CO(3→2) (Tobin+ 2019)
Ø HOPS-370, 66は原始星Ø MGM-2297, 2301はより進化の進んだYSOØ HOPS-370だけは3.8μmで対応する点源がないが、北側のoutflow cavityで散乱光が見えるØ MGM-2301とは無関係（連星ではない）Ø ALMA 0.87mmとVLA 9mmのデータは過去のもの（Tobin+ 2019, 2020）
Ø ALMA 1.3mmのデータが新しい

ALMA 0.87mm

ALMA 1.3mm

ALMA 1.3mm + VLA 5cm

VLA 9mm
5cm：ジェットをトレース（Osorio+ 2017）
円盤はjet/outflowに直行
円盤質量の推定0.87mm：0.048𝑀⊙
1.3mm：0.084𝑀⊙
0.87, 1.3mm：円盤構造を捉えた、円盤半径~113au
9mm：円盤とjetの両方を検出、jetはfree-free emission

blue : 4-11km/s
red : 11-18km/s
13CO, C18O, SOなどの輝線で回転の兆候が見えた
ここにない12COはoutflowを検出、N2D+は未検出

円盤の長軸方向に沿ったPV図

白点線：中心星質量2.5𝑀⊙ の時のケプラー速度

H2CO

CH3OH

Radiative transfer modelingØ pdspyやRADMC-3Dを用いて分子輝線の結果をモデリングØ 13COとC18OはS/Nが小さいので除外Ø パラメータ範囲は上のtableRadiative transfer modelingの結果

Ø 中心星質量：1.8-3.6𝑀⊙ , 平均すると~2.5𝑀⊙→ HOPS-370は中間質量星
Ø 円盤半径：70-121au, 平均すると~94au

0.87mm連続波のデータについても radiative transfer modelingBest fit parameters
円盤質量 = 0.035𝑀⊙ , 円盤半径 = 62.1au

まとめØ HOPS-370をALMA, VLA, 近赤外で観測した
Ø 中間質量の原始星周りの円盤構造をダストと分子の両方で明らかにした
Ø 伴星がいないので綺麗な円盤構造やアウトフローが見えたØ 0.87, 1.3, 9mm連続波で円盤を捕らえた0.87mmが一番解像できた→円盤半径113au、円盤質量0.048-0.098𝑀⊙
Ø C18O, 13CO, H2CO, SO, NS, CH3OHで円盤の回転を検出
中心星質量2.5𝑀⊙ , 回転円盤の半径94au
Ø 0.87mmの連続波をfit by pdspy & RADMC3D
円盤質量0.035𝑀⊙
Ø 質量降着率~2.25×10&' 𝑀⊙ /yrØ CVSOカタログから選んだOrion OB1 associationにある低質量・前主系列星
1021天体をVISTAによる近赤外のimageで確認した
Ø Gaiaを用いて関係ないペアを除外し、135個のリアルな伴星を見つけた
Ø 127個が連星で4個が三重星だった
Ø 連星間距離は0.6-20”(222-7400au)の範囲であったØ Ori OB1aとOB1bとで多重星率が異なる
OB1a：0.078, OB1b：0.122
Ø Wide binary frequencyは質量に依存するが星の密度には依存しない
Wide binaryはclusterの中心を避けるように位置しているØ 今回の結果により星形成領域間での多重星率の違いが浮き彫りとなったWide field optical image

Companion frequency vs. separation