Star Formation Newsletter#330 44-49
武藤恭之

No. 44

arXiv:2002.06871-

大質量原始星 38天体に associate する水メーザーのサーベイ
84% のメーザーが星から 1000 au 以内に見つかり、45% が 200 au 以内に見つかった
55% のメーザーの固有運動は、jet axis の方向と 30度以内で揃っている
暗いメーザーが多く、半分くらいのメーザーはまだ見つかっていなさそう

No. 45

arXiv:1907.12560- 大質量の infrared dark cloud (IRDC) G028.37+00.07（~ 70,000 Msun）の中の大質量原始星を調べる- 70um 放射から、35個のソースが存在することが分かっており、これらのSED と空間分布を調べ、大質量原始星のモデルと比較- Isotropic luminosity で 20-4500 Lsun の間に分布- 最も明るいものは、40-400Msun のコアから生まれた 10Msun の星- 最も暗いものは、10Msun のコアから生まれた
0.5Msun の星- モデルがカバーする最も軽いもの- 大質量原始星たちの総質量は 100Msun- ALMA を元にした completeness correction をかけると、星形成率が ~3% と見積もられる- 原始星の空間分布からは、あまり中心集中していないことが示唆される

手法： SED の作成（aperture の大きさ・背景差し引き） ➔ モデル推定
データ： 8, 24um (Spitzer), 70, 110, 160, 250, 350, 500um (Herschel)

モデルパラメータの決定- 初期のコア質量- 周囲のクランプの面密度- 現在の原始星質量- アウトフロー軸の inclination- 前景の extinction

Isotropic luminosity の光度関数

コア質量関数原始星の質量関数

ALMA source との比較
黄色： ALMA で観測された領域
青点： ALMA で観測されたアウトフロー
赤丸： Herschel ソースHerschel データは分解能が悪い- Herschel で一点に見えているソース
でも、ALMA では複数の点に分かれていることがある。
感度の問題- Herschel で見えている場所にはほとんど ALMA の観測がある- ALMA ソースの 2/3 は、対応する
Herschel ソースが無いモデルから示唆される IRDC 中の星の全コア質量 = 1740 Msun
星になるのは、コアの約半分 ➔ 星の全質量は 870 Msun
一方で、Herschel で見えているのは ALMA ソースの 1/3 なので、 2000 Msun 程度の星があると見積もられる。
IRDC の全質量は 70,000 Msun なので、星形成率はおよそ 3%
自由落下時間（ 1.3x106 yr 程度）で星ができると思うと、星形成率は 1.6x10-3 Msun/yr

No. 46

arXiv:2002.04307- 楕円体形状のガス塊における、密度と磁場の構造のモデル- 構造から磁場の強さを見積もる方法を提案- 原始星天体 BHR71 IRS1 にモデルを適用、偏光観測から示唆される磁場形状と、1100au 以内で合っている- Davis-Chandrasekhar-Fermi モデルよりも、良い空間分解能で推定可能。一方、ピークでDCF モデルよりも 4倍程度磁場を大きく見積もる。

No. 47
arXiv:2005.11260- 太陽がどこのクラスターで生まれたか？
- 太陽系は、30-35 au 付近でシャープな cut-off があり、クラスターでの stellar flyby の影響を受けていると考えられる- 若いクラスターは、初期の 5-10 Myr の段階で expansion をしている- クラスター進化の影響を考慮し、太陽の起源となったクラスターの条件を探る- まず、若いクラスターを模したN体計算でクラスターにおける flyby がどのくらい起こるかを見積もる- ガスの効果を力学的ポテンシャル＋星形成の材料として入れる- 適当な時間の後、ガスを取り除く ➔ クラスターが拡がる- Flyby history の結果を元に、太陽系の outer disk が 30-50 au で外縁を持つかどうかを見積もる- Flyby history （最接近距離・質量比）のデータをもとに円盤の大きさを見積もり- クラスター質量が 20000 Msun 以上の大質量クラスターでサイズの大きいものか、3000Msun 以下の中質量クラスターでコンパクトなものが太陽系の起源になる- 太陽系周辺のクラスターでは、NGC2244 （前者）または M44 （後者）のいずれか- 小質量でサイズが大きいと、flyby が足りない。大質量でサイズが小さいと、flybyで壊されてしまう

N体計算のパラメータ

重くて大きい： A3, NGC2244/NGC6611
重くて小さい： C2/C3, NGC3603
軽くて大きい： A1/A2, ONC/MonR2
軽くて小さい： C1, M44

最終的にできた太陽系的な円盤を持つ星(Solar System Analogs: SSAs) の割合
密度の小さいクラスターは SSA がほとんどできない。
密度の大きいクラスターではできる

密度が大きすぎてもダメ左上図：密度が大きい場合の flyby historｙ
後の stellar flyby で、30 au よりもさらに内側でtruncate される

左下図： SSA の割合の時間変化。コンパクトなクラス
ターのモデル（C1/C2/C3）だと、後の flyby の影響でどんどん減っていってしまうと主張※C2/C3 がダメな理由が、図からはよくわからない（発表者注）

近傍のクラスターで、密度から見積もった
SSAs が出来そうな場所

No. 48

arXiv:2005.10240- 4つのトランジット惑星を持つ若い星 V1298 Tau から X線放射を検出（Chandra: 0.245-10 keV, ROSAT: 0.1-2.4 keV）
- X線放射の強さから、惑星への高エネルギー放射の強さを推定、惑星の質量放出率を推定- X線 luminosity は、10^{30} erg/s 程度 ➔ 中心星のコロナの温度は900万度- 非常に明るい X線ソース- もし惑星の密度が小さい（若い惑星）ならば、内側の二つの惑星はほとんどの質量を失い、rocky core だけが残る- もし惑星の密度が大きい（年齢の大きな惑星の質量・半径関係）ならば、全ての惑星のガスはほとんど生き残る- 惑星の radius gap （1.9地球半径の惑星が少ない）問題に示唆

左： ROSAT 画像、右： Chandra 画像
南西にある若い星からも、少し検出

X線スペクトル、赤： ROSAT, 黒： Chandra
星のコロナモデルでフィット、 0.012.4keV の luminosity を 6.3×1030 erg/sと推定

左： ROSAT ライトカーブ
右： Chandra ライトカーブ 大きなフレアは無し

X線 luminosity と bolometric luminosityの比（fractional luminosity） の、 NGC2547 の星との比較。 年齢20 Myr 程度
では普通の明るさ。

惑星の evaporation についての議論星の放射で惑星ガスは散逸するか？
星の luminosity 進化 ➔ high/medium/low モデル
惑星の質量半径関係 ➔ コア質量として 5 または 10 ME を仮定

軽いコア＋強い activity の場
合は、内側の惑星のガスは散逸し、 5Gyr 後には rocky
core しか残らない

No. 49

arXiv:2005.12920- Carina Nebula 中の tadpole と呼ばれる globule の ALMA 観測- HH900 jet+outflow のホスト天体- CO で双極分子流を初観測 ➔ HH900 YSO の初観測
- 連続波観測から、スペクトル指数 ~2 ➔ cold dust & grain growth を示唆- CO同位体の観測から、外部からの irradiation が示唆。系はあと 400万年ほどで蒸発