Star Formation Newsletter#361 49–64
崔仁士（ASIAA）
2023/5/19

背景と概要• 近年の多様なcore mass functions (CMFs)の発見から，initial mass function (IMF)の起源や普遍性を知るためにCMFの時間進化をよく理解する必要がある• W43領域でアウトフローの有無から星なし星ありコアを選別，CMFの違いを調べた

W43領域の観測とコアカタログ• W43領域: 5.5 kpcに位置する星形成が活発な分子雲
W43-MM2の例• その中の最も質量の大きいクラスター領域MM1（2x104 Msun）とその近傍のMM2, MM3（~1x103 Msun）でCMFsがtop-heavyなことが知られている（α~–0.96）• ALMAで観測MM1–3を観測，連続波マップとgetsfでコアを同定• MM2&MM3はPouteau et al. (2022)のカタログから, 205のコア (>0.8 Msunで90% completion)• MM1, 127のコア（>1.6 Msunで90% completion）• コアカタログの中から，CO 2–1によるアウトフローとホット
コアエミッションの有無でProtostellarコアを選別

E.g. of CMF of MM1(including both protostellarand prestellar)(Motte et al. 2018)

Salpeter3結果星ありコアの同定• For W43 MM2&MM3, 42 robust と9 tentative (fpro=23 2%)• For W43 MM1, 23 robustと7 tentative (fpro=21 3%)◇ MM1□ MM2&MM3---90% completion limit

MM1 vs MM2&MM3• PrestellarコアはMM1 (◇)とMM2&MM3 (□)
で大体同じ質量範囲に分布• ProtostellarコアはMM1 (◆)では<1.6 Msunにほとんど見られない• >1.6 MsunではMM1とMM2&MM3でprestellar/protostellarともにコアの質量分布は区別できない• T=23 KのBE球と比較• MM1のコアのほうがMM2&MM3と比べて重力的に束縛されているものが多い（86%vs 58%）。ただしM>1.6 Msun以上のコアは全てM>MBE
Protostellar vs prestellar• Protostellarコアの方がPrestellarコアより重たく小さい傾向 (質量分布の中央値8.9 Msunvs 2.7 Msun)

4

結果の続きと議論

Normalized CMFs

Salpeter(–1.35)• Protostellarコアの方が顕著にtop-heavy• Prestellar/protostellar CMFsの違いの起源の可能性• 星形成の過程でスロープが変化する• Bootstrap法でスロープとエラーを評価• コア質量の不定性を考慮してリサンプ
リング，フィットを3000回繰り返す• スロープの違いは3σ以上• (Mcore–Mout) は> 0かつコア質量に依存• もしくは観測されたprestellarコアとprotostellarコアは違う星形成史を経験している• 過去に星形成burstでtop-heavyなprestellar CMFが作られ，それが現在のprotostellarコアに進化した
5のかも

概要
• FU Orionis-type objects (FUors): accretion outburstが見られる低質量原始星• アウトフローは星形成効率を決めるのに重要，FUorsの高い質量降着率は高いアウトフロー効率につながると思われる• これまでFUors天体のアウトフローは個別に調べられてきたが統計的な研究は少なかったので，本研究ではOutburst天体のアウトフローの性質を統計的に調べ，quiecentな低質量原始星と比較，違いを議論• （観測されたアウトフローのダイナミカルタイムスケールはτdyn~1000 yrs, outburstの典型的な期間~100yrsより小さいので，outflowは現在のoutburst以前のもの）

観測• FLASH+/APEX with XFFTS backends• APEXサイトから観測可能な知られている
FUors/FUor-likeをほぼ全て（20天体）観測• Lines: 12CO 3–2, 4–3, 13CO 3–2 (rms: 3.7 Jy, 9.4Jy, 3.6 Jy, per beam?)• Δv = 0.0329–0.0494 km/s
• HPBW=19.2’’ and 15.3’’

6

Z CMa28

Cruz-Sáenz de Miera et al.

結果と解析• 13CO 3–2は低速のエンベロープを，12COは高速のアウトフローを見てると考えている• アウトフローのパラメータの導出には基本的に12CO3–2を使用，4–3との違いも議論

アウトフローの物理量の導出• スペクトルのウィング部分とチャンネルマップのvisual inspectionからアウトフローを同定• vsysは13CO 3–2にガウシアンフィット• ~55%（11/20）でアウトフローを検出• 13COのスペクトルより高速度部分をウィングと定義• フラックス，アウトフローの最大速度と広がりから質量，モメンタム，τdyn，Foutを計算• Mout, τdynはともに下限値（光学的に薄い場合，アウトフローがマップ全体に広がっている場合がある)
エンベロープ質量• 光学的に薄いことを仮定して13COのフラックスから計算（得られたMenvはMout 同様に下限値）

L1551 IRS 5—12CO (4–3)—12CO (3–2)—13CO (3–2)--- Redshifted lobes--- Blueshifted lobes
Figure A1. L1551 IRS 5 channel maps. 13 CO (3–2) with contours at 3, 5, 7, 9, 11, 13, 15, 17, 19 and 21 with = 0.32 K.
CO (3–2) with contours at 3, 6, 9, 12, 15, 18, 21, 24, 27, 30, 33, 36 and 39 with = 0.37 K. CO (4–3) with contours at 3, 5, 7,9, 11, 13, 15, 17, 19 and 21 with = 0.65 K. The black circles indicate the 8000 au aperture used to extract the line profiles
used to analyze the outflow. The complete figure set (20 images) is available in the online journal.

7

議論• Quiescentな低質量原始星のアウトフロー（Dunham et al. 2014, Yildiz et al. 2015, Mottram et al. 2017）と比較• 観測のセットアップが違うので注意が必要

アウトフローの性質• Outburst天体のアウトフロー質量/エン
ベロープ質量はQuiescentな天体に比べて大きい• entrainmentより直接ふかれている割合の方が多い？裏の物理は不明• 一方で同じようなFoutはaccretion
historyが似ていることを示唆（quiescent天体も過去にaccretionoutburstを経験している，もしくはFUorsの現在のoutburstは最初の一回目）

Similar to Class I but Similar to Class 0 but
different from Class 0 different from Class I

星形成率• アウトフローとエンベロープの質量比から星形成率を議論（より詳しい議論はMottram et al. 2017）• ε < 0はτdynが下限値なせい• アウトフローの広がりがマップ内に収まっている天体
でε~0.05–0.39，quiescentな天体のε~0.5より小さい

Different from both

Similar to both

タイムスケールの違いの項

8

概要• Ice Ageという JWSTのEarly Release Science programの結果• AV>50のcloud iceを星を背景にした吸収線から始めて観測

観測• NIRSpec (2.7–5.3 µm), NIRCam (2.4–5.0 µm), MIRI(5–14 µm)/JWST• 背景の星NIR38 (AV~60)とJ110621 (AV~95)を観測• 吸収線から手前にあるChameleon I (192 pc) の分子雲コアのiceを調べる• H2柱密度にしておよそN~(1.1–1.7)x1023 cm-2

Class I protostar, Ced110 IRS4

Clump Cha1-C2
Class 0 protostar, Cha MMS19

結果と議論• 13CO, OCN-などの弱いiceの吸収線も検出• CO氷柱密度~1018.5 cm-2
à 最大でも46%か33%のCOがfreeze out（おそらくNH2とCOアバンダンス~10-4との比較から）• コアの密度はnH2<105 cm-3? (これより密度が高いとCOはほとんどfreeze outするはず)• メタノールiceも検出• メタノールはCO-rich iceだけでなくH2O-richな段階でも作られているのでは• AV~19の環境とiceの組成や相対比はあまり変わらない• 今回検出されたような分子種はH2O-richな早い段階で作られているのかも

10

11

12

13

14

15

16

17

18

19

20

21

22

23