The Star Formation Newsletter No.340 36-44
原田直人（九州大学）
No. Title
36

Star-disk interaction in the T Tauri star V2129 Oph: An evolving accretion-ejectionstructure

37

Undetected Binary Stars Cause an Observed Mass Dependent Age Gradient inUpper Scorpius

38

The C18O core mass function toward Orion A: Single-dish observations

39

The Core Mass Function in the Orion Nebula Cluster Region: What Determines theFinal Stellar Masses?

40

Monoceros OB4: a new association in Gaia DR241

SOFIA FEEDBACK survey: exploring the dynamics of the stellar wind driven shellof RCW 4942

The Southern HII Region Discovery Survey. II. The Full Catalog

43

The TMRT K Band Observations towards 26 Infrared Dark Clouds: NH3, CCS, andHC3N

44Planck Cold Clumps in the lambda Orionis Complex. III. A chemical probe of stellar
feedback on cores in the lambda Orionis cloud古典的なTタウリ星は、まだ若い低質量系で、円盤から物質が降着しています。これらの星系は、数時間から数年のタイムスケールでダイナミックに動いています。観測された変動は、星の周辺環境で起こる物理的なプロセスを推測するのに役立ちます。本研究では、若い星状天体における星と内部の降着円盤との間の磁気的相互作用のダイナミクスを理解することを目的とする。本研究では、よく知られたT Tauri星であるV2129 Ophという若い恒星系のケースを紹介します。本研究では、CFHT／ESPaDOnS、ESO／HARPS、CFHT／SPIRouによる光学・赤外の高分解能分光データを用いて、この星の時系列解析を行いました。この新しいデータセットにより、この星系における降着-放出構造の特徴を明らかにし、過去の観測データと比較することで、10年という時間スケールでの進化を調べることができました。視線方向の速度変化を測定した結果、恒星の自転周期は6.53dであることがわかりました。
しかし、光学的なHαやHβ、赤外線のHeI 1083nmやPaβなどの様々な星周線の変動からは、恒星の自転周期は得られませんでした。
その代わりに、光学的および赤外線でのラインプロファイルの変動は、磁気圏降着シナリオと一致しており、恒星の自転周期よりも短い約6.0dの周期で変動していることを示しています。さらに、Hα線とHβ線に8.5dの周期が見られますが、これはおそらく、コローテーション半径を超えた0.09auの距離にある構造に起因するものです。この原因として、風の成分、降着漏斗の流れのねじれ、あるいは複数の降着漏斗の流れ、あるいは内殻の外乱などが考えられるかどうかを調べました。その結果、降着-放出過程のダイナミクスは、わずか数年のタイムスケールで大きく変化する可能性があり、それは星の表面で進化する磁場のトポロジーを反映していると考えられると結論づけた。

翻訳機に通しただけです、すみません前々回の徳田さんの担当範囲にも同じ論文あり若い星の集団は、星の形成を研究する上で重要な場所ですが、観測結果と星の進化のモデルを正確に比較するためには、集団の年齢を決定する必要があります。さそり座上層部は、さそり座・ケンタウルス座OB星団の中で最も若い部分であり、近傍の若い低質量星の最大の集合体である。さそり座上部の真の年齢は明らかではなく、他の星形成領域と同様に、さそり座上部で観測される質量依存の年齢勾配が年齢測定を複雑にしている。この年齢勾配は、真の天体物理学的特徴を示しているのかもしれませんし、恒星の年齢測定において認識されていない系統的効果によるアーチファクトなのかもしれません。私たちは、さそり座上部の星形成領域に類似した模擬的な赤外低解像度分光調査を行い、未解決の連星（質量に依存した人口動態を持つ）が恒星集団の年齢測定に及ぼす影響を調べました。その結果、さそり座上部で観測された質量依存の年齢勾配は、未検出の連星の集団によって説明できることがわかりました。10 (RMS = 2) 年の年齢を持つ人口をシミュレートしたところ、F星の年齢は10.5 (RMS = 3.5) 年、M星の年齢は7.5 (RMS = 5.8) 年となりました。この矛盾は、質量に依存した質量比の分布と、質量-光輝関係の急峻さが変化することに起因する。今回の結果は、さそり座上層部の年齢が10Myrであることを支持するものであり、固有の年齢の広がりは小さい。

翻訳機に通しただけです、すみません野辺山宇宙電波観測所(NRO)の45m望遠鏡で撮影されたオリオン座A巨大分子雲のC18O(J=1-0)輝線において、偏りのない密なコアサーベイを行った。この地図の有効角度分解能は26インチで、414kmの距離では0.05kmに相当します。Herschel-PlanckのH2カラ
ム密度マップを用いてC18O分率を計算すると、C18O分率はカラム密度<5x10^22 cm-3の範囲でほぼ一定ですが、カラム密度が高くなるにつれてC18Oが減少する傾向があることがわかりました。したがって、C18Oの強度は雲の構造によく従うことができます。
オリオン座Aの平均C18O組成は5.7x10^-7と推定され、フィデューシャル値よりも約3倍大きいことが分かりました。746個のC18Oコアをアストロデンドロで同定し、709個のコアを星のないコアに分類しました。視線成分のC18O積分強度の相対的な割合を用いてHerschel-Planckダストカラム密度を分解し、コア質量を算出した。この方法を用いることで、背景放射、すなわちコアの外側の環境ガスの寄与を取り除くことができます。そして、星のないコアの質量関数を導き出し、それが恒星の初期質量関数（IMF）に似ていることを発見しました。星のないコアのCMF（dN=dM）は、高質量のスロープ（>0.44M）において、=-2.25+-0.16のべき乗関係でフィットしています。また、視線方向に沿って積分した総質量に対する各コア質量の比率が著しく大きいこともわかった。
したがって、これまでの研究では、ダストイメージから得られたコア質量は、少なくとも数分の1に過大評価されている可能性が高い。したがって、これまでの研究では、個々のコアの星形成効率を過小評価していた可能性があります。

翻訳機に通しただけです、すみませんü CARMAとNROによるONC領域のC18Oマップ (8”の分解能)
ü デンドログラムでコアを692個同定
ü 22%の星なしコアが重力的にboundü 同じ領域で初期質量関数(IMF)とコア質量関数(CMF)を比較
ü 大質量側のベキはほぼ同じ
ü turnover massもほぼ同じ
à コアが周囲からガス降着を受ける必要がある

ONC 領域の (a) : C18O積分強度図, (b) : the Herschel-Plank H2 柱密度

黄色：protostellar core (12個)
赤：bound starless core (529個)
青：unbound starless core (151個)

マゼンタ：Class 0/I protostarコアの同定：astrodendroでleafに同定された構造をコアとする
ü ３つのパラメータ：min delta, min value, min npix
ü ２つの条件：(1) leafのピーク強度が4σ以上 (2) 3channel以上かつ20pixel以上
à 692個のコアを同定optically thin LTE emission

コアの位置でのC18Oの積分強度
vs. H2柱密度(by Hershel)

Mcore/Mprojection
vs. H2柱密度(by Hershel)ü C18O / H2 = 6.5x10^-7
ü <10^23 cm^-2までほぼ比例à C18OはH2の良いトレーサー

ü 𝑀!"#$%&'(#) = 3×10*+× ∑ 𝑁,-/10--𝑐𝑚*-

ü 𝑀!"#$ = 𝑀%#"&$!'(") ×𝐼*$+, /𝐼'#-).
à 質量比の平均：~0.29

CMFs in the ONC region

緑：Starless core 赤：Bound starless core 紫：IMF
ü CMFの大質量側のベキ : ~ -2
ü turnover mass
• 全てのコアのCMF : ~0.05Msun (< completeness limit)• boundコアのCMF : ~0.11Msun
ß IMFと同程度

CMFs in the ONC region

緑：Starless core 赤：Bound starless core 紫：IMF
ü astrodendroのパラメータは結果にあまり影響しない
左：min delta = 1.4K (~2σ), min value = 1.4K (~2σ), min npix = 60
à turnover mass = 0.11Msun
右：min delta = 3σ, min value = 3σ, min npix = 120
à turnover mass = 0.17Msun
１ビン程度のずれに収まる

先行研究との比較
ü Ikeda & Kitamura (2009)：turnover mass = ~0.5Msun (20倍大きい！)ü 原因１：コアの同定方法
clumpfind ß dendrogramより大きな構造をコアとしがちü 原因２：分解能
26” ß 今回は8”分解能の違いだけに依存すると仮定すると、今回の解像度では (8/26)^2倍だけ小さくなるはず(~0.05Msun)à 今回得られた 0.1Msun という値は真の値とみなせる

CMFs in the ONC region
星形成効率
ü 全コアで等しく~100%ならIMFが再現可能
ü 実際には30%くらい？
à コアへのガス降着が必要！
星形成率
ü bound coreが自由落下時間の３倍ほどで星を生むとすると、10^-4 Msun/yr
à 若い星の年齢から見積もった値と整合的à bound coreが星の直接の起源＊unbound coreを考慮しても効率は２倍程しか変わらない
緑：Starless core
赤：Bound starless core
紫：IMF

コア質量
ü starless core : 0.19Msun
ü protostellar core : 0.67Msun＊原始星は含まない
à コアがガス降着により質量を獲得しているというアイデアと整合的！

ü Gaia DR2 dataを用いてMonoceros OB1領域について調べたü 新たなassociation 「Monoceros OB4」を発見した
ü 分散した若い(20-30Myr)集団
ü Mon OB1と同じ視線方向で300-400pc奥側に位置
ü 標準IMFを仮定すると1400-2500個の星で構成されている
ü 内部の固有運動からMon OB4はunbound & expandingü より大きく複雑なMonoceros領域の構造を明らかにした
少なくとも300x6 pcの細長い構造

Proper motion density map

ü 表１に示した基準を満たすものを新たなco-moving groupとして定義
ü 242個の候補天体が見つかった
ü 平均距離：1182 122 pc

灰：Mon OB1 complexのdust extinction map
青：今回定義した新たなグループ「Mon OB4」
ü Mon OB4は分子雲の背後にいる
à Gaiaで検出できないメンバーもいるà 実際の中心はもっと西側になるかもColor-magnitude diagram
青：10Myr
橙：20Myr
緑：30Myrü 平均的な減光：AV = 1.0 0.5mag
ü Mon OB4の年齢：20-30Myr

青：Mon OB4の質量関数
折線：Kroupa (2001)のIMFを使って星の総質量を変えた場合の分布
ü 総質量：600-1200 Msun
à 1400-2500個の星に相当à NGC2264と同程度！

Mon OB4内の相対的な固有運動（個々の天体 – 平均の固有運動）
ü 内側ほど固有運動が小さく、外側では大きいà Expanding clusterの典型的な特徴
ü Clusterのビリアル質量：𝑀 = 466 𝑅 𝑣 / = 2634 Msunà 見積もったMon OB4の総質量より大きい
à 膨張が見られるのと整合的！

SOFIA FEEDBACKによる[CII] 158 m線の観測から、RCW 49の大質量星形成領域の恒星風によるシェルを明らかにしました。また、APEX望遠鏡で観測された12COと13COのJ = 3 2遷移の補完的なデータセットを用いて、RCW49に向かっている高密度のガスを探りました。SOFIAとAPEX望遠鏡の空間分解能とスペクトル分解能を用いて、RCW49を中心とした複雑なガス成分からシェルを分離した。その結果、半径6PCのシェルは、観測者に向かって13km s^-1の速度で膨張していることがわかりました。また、X線、赤外線、サブミリ波、電波などの観測データと比較して、この領域の形態を調べました。
このシェルは、東側に明確な弧を描いていますが、西側は吹き飛ばされていて、さらに西に向かってプラズマを放出しています。2百万年前の星団がシェルを形成したとはいえ、シェルの膨張寿命を0.27百万年と計算すると、比較的最近になって勢いを増してきたことがわかり、ウルフレイネット星であるWR20aがシェルの再加速に関与している可能性が高いと考えられます。
翻訳機に通しただけです、すみません

南部HII領域発見調査（SHRDS）は、オーストラリア望遠鏡コンパクトアレイによる4-10GHz帯の電波連続帯および電波再結合線（RRL）の観測を900時間かけて行い、南天の銀河系HII領域および赤外線で同定されたHII領域候補を調査したものです。今回のデータ公開では、過去に公開されたすべてのSHRDSデータを再処理し、さらに450時間の観測データを追加しました。これにより、259 deg < 銀河経 < 346 deg, |Galactic latitude| < 4 degの範囲で、6GHz 連続光のピーク輝度が 30 mJy/beam 以上と予測される HII 領域候補の新しい HII 領域の探索が完了しました。これまでに知られている星雲やHII領域候補を含め、730個のターゲットの電波連続体を検出しました。また、18個のRRLトランジションを平均化することで、既知のHII領域206個とHII領域候補436個に対するRRL放射を検出しました。北天の調査を含め、HII領域発見調査によって、この10年間で既知の銀河系HII領域の数は2倍以上になりました。また、WISEの銀河系HII領域カタログに掲載されているHII領域のセンサスは、9GHz帯の連続光束密度が250mJy以上の星雲については完了しています。今回、新たに発見されたSHRDS星雲のRRL特性を、これまでに知られているすべてのHII領域のRRL特性と比較しました。WISEカタログのHII領域全体のRRL半値全幅の中央値は23.9 km/sで、銀河系の四分円間で一致しています。HII領域の集団に見られる銀河系内での縦横速度の非対称性は、天の川の渦巻き構造を反映していると考えられます。

翻訳機に通しただけです、すみませんü 26個のinfrared dark cloudsをターゲットにしたShanghai Tian Ma Radio
Telescope(TMRT)のK bandの最初の観測結果
ü NH3 (1,1), (2,2), (3,3), (4,4)、CCS (21-10)、HC3N (J=2-1)を同時に観測
ü CCSが受かったIRDCの数が8から23に増えた
à IRDC中のCarbon-Chain MoleculesとN-bearing moleculesの比を統計的に調べられる
ü 新たに開発したhyperfine group ratio methodでNH3 inversion linesをフィットà ガス温度：10-18 K
ü CCSとNH3の柱密度比はほとんど <10^-2
à 低質量星形成領域とは異なる
ü 三相化学モデルNAUTILUSを基にした化学進化シミュレーションを実行
à CCSとNH3の柱密度比が合うのは <10^5 yrの段階ü ターゲット：IRDC 26個
Peretto & Fuller (2009)のカタログ
ü 距離：3–5 kpc
ü 形状：丸っぽいのからフィラメント状のものまで色々ü サイズ：1-11 pc
ü 質量：258-2x10^4 Msun

各輝線の検出率
ü NH3 (1,1), (2,2)：全ての天体 (26天体)ü NH3 (3,3)：17天体ü NH3 (4,4)：4天体
ü CCS：15天体ü HC3N：19天体

Tkinの見積もり
ü 新たに開発したhyperfine group ratio (HFGR) methodを用いてTkinを求めた
ß line intensity ratiosにのみ依存し、hyperfine fittingを回避できる
ß 線幅やopacityもimpervious (関係しない?)のでよりロバストな結果が出る
ü 得られた温度：Tkin = 10-18 K
ü 右上の図：Herschelで得られたダスト温度との比較
よく似ているがダストの方が0.1K高い

化学進化計算ü 三相モデリングコード NAUTILUSを使用
気相反応、気相中の化学種と粒子表面の相互作用、粒子表面での化学反応
ü 金属量が低い場合と高い場合を計算
ü 初期の組成はTable 5（左下）ü 一様な温度・密度
ü パラメータはTable 6（右下）

化学進化計算の結果
ü NH3に対するHC3N(縦軸)とCCS(横軸)の柱密度比の進化
ü 上段：低金属量
ü 下段：高金属量ü 観測を完全に再現するモデルはないü 高金属量：柱密度比の進化が時間に対して一意に決まる
ü ガス密度 8e4 – 1e7 cm^-3の範囲で制限
à 進化のタイムスケールで言うと、4.3e5 – 6.6e3 yr に相当
ü 天体のバラつきは進化時間の違い？

大質量の星は、その地域の環境に強い影響を与えている。しかし、恒星のフィードバックがどのように星形成を制御しているのかは、まだ議論の余地があります。そこで、韓国の超長基線干渉計ネットワーク（KVN）21m望遠鏡で撮影した多重分子線データを用いて、オリオンA雲（39個）、B雲（26個）、ラムダオリオンイス雲（15個）からなるオリオン分子雲複合体の80個の密なコアの化学的性質を調べました。lambda Orionis雲は、O型星であるlambda Oriを取り囲むようにH iiバブルが存在し、大質量星からの紫外線にさらされていることがわかります。紫外線に敏感なC2HとHCNの組成は、オリオン座A・B雲よりもラムダオリオンイス雲の方が高く、HDCOとH2COの組成比は逆の傾向を示しており、ラムダオリオンイス雲の方が暖かいことを示している。また、
N2H+線、HCO+線、H13CO+線などの密度の高いガストレーサーの検出率も、ラムダオリオンビス雲では低くなっています。これらの化学的性質は、ラムダオリオンシス雲のコアがラムダオリからの紫外線によって加熱されていることを示唆しています。さらに、ラムダオリオンビス雲のコアは、オリオン座AおよびBの雲とは異なり、HCO+ (1 0)のインフォール信号に統計的に有意な超過が見られない。この結果は、ラムダオリオン座の雲のように、大質量星からのフィードバックが、高密度の物質を加熱・蒸発させることで、星形成に負の影響を与えているという考えを支持するものです。

翻訳機に通しただけです、すみません