星形成ゼミ
SFN367 33～48

ダストモデル

ダスト連続波の３次元モデリング
MCMax3D(Min+2009)(動径方向120点，鉛直方向100点)の結果得られたダスト面密度分布

ガスモデル
Gaussianの鉛直分布

ダスト・ガスモデルを基に熱平衡・化学平衡状態を解く。
• 100種類の化学種，1286反応 (Kamp+2017)• CO同位体による選択的光解離など，同位体による反応率の違いは考慮しない

ガス面密度分布は光学的に薄い輝線から求める
C18O J=2-1
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•

2次元

optically thin C18O J=2-1の輝度  C18Oのabundance at J=2LTEを仮定して，J=2のabundanceから全abundanceに励起温度は赤道面のダスト温度と同じにする。

C18Oの面密度分布が求まったら，12CO/C18O ~ 560 (Wilson & Rood1994)，12CO/H2~10^-4 (Dickman 1978)から，全ガス密度を出す。→ 熱・化学平衡状態になるようにiteration

モデルの妥当性：C18Oで作ったモデルが13CO(2-1)，12CO(2-1)を割と説明する。

ガスとダスト分布の比較• 外側(R>50au)でガス・ダスト比が小さいのは，圧力バンプで説明できるのではないか。(Pinilla+2012)• Duffell & Dong 2015 (複数惑星によるギャップ)• ２つの惑星は等質量円軌道で，2:1の平均運動共鳴にある。

解がある

strong Hα line
(Wagner+2018)
bの方はimageでも(Keppler+2018)

Wang+2021
VLTI/GRAVITY• eDiskのoverview• リングやギャップなどのsubstructureが普遍的
埋もれているときから惑星が進行しているかも• 12Class 0と7Class I (7au分解能)のダスト円盤は，substructureを持つものが少ない。
Class II diskとの違いから，Class IIへと進化する過程でsubstructureが作られるのか，光学的厚みによってsubstructureがあまり見えないのか，どちらか。

• massive clump AGAL G338.9188+0.5494における分裂状況と星形成を調べた。
• extended green object EGO 338.92+0.55(b)がある。
• 2000 auまで分解できる• 連続波(340GHz)から，C1～C5まで五個のコアがあった。
• 12CO(3-2)から，5個のコアのうち３個に関係するアウトフローが見えた。
• outflowの質量とエネルギーから，C1には10Msunの星がいるかも。
化学的にrich。複雑な分子が存在。

12CO(3-2)

• Motivation• コアのmorphologyと磁場方向の相関や，速度勾配との相関は，これまで調べられていたが，サンプル数が少なかった。
• Chen+ 2020aとSharma+2022: coreのelongationの方向とcloud-scaleの磁場方向に相関はない• Xu+ 2022は，outflowの方向とcloud-scaleの磁場の方向には相関がある。

• Green Bank Ammonia Survey (NH3)で同定した399個のdense coreのガス運動，比角運動量，コアのelongation方向，速度勾配方向，磁場の方向(cloud scale)を調べる。HerschelとJCMTの連続波の結果とcross-match済。
dendrogramで階層的構造を作り，leafにあたる構造をdense coreと呼ぶ。

データ解析
• ３つの方向• コアorientation (θ_C)• 速度勾配 (θ_g)• 周囲の磁場方向(θ_B⊥)• データ selection (17星形成領域)• total 399天体 (NH3と連続波でcross-match)• 355がcore elongation条件を通過• 329が速度勾配条件を通過• 385が偏光強度条件を通過角運動量• 計算方法• 速度構造を線形フィット• 線形関数の勾配から|g|• |ω|～|g|とする。
• J=(2/5)MR^2 |ω|• 結果• MHD simulation(colliding flows, Chen Ostriker 2018)
では J/M∝R^1.5• 他のMHD simulation (decaying turbulence, Dib+ 2010)では，3D spaceでJ/M∝R^1.8(ただ2次元に射影すると J/M∝R^1.3くらい)• Goodman+1993ではJ/M∝R^1.6pm 0.2• 誤差の範囲内で過去の観測とは整合的３つの角度 (elongationの方向，磁場方向，速度勾配方向)の差
elongationと速度勾配

磁場とelongation

ランダム分布と整合的 速度勾配についてはどの領域も特別な方向を持たない
 磁場については，右図の通りに特別な方向をもち，ランダムではない。

磁場と速度勾配コアのタイプに分けた統計

47天体

ほとんどの分布はランダム
 protostellar coreで，コア方向と磁場方向がそろっていない確率が高い。他のコアタイプでは見られない
239天体

113天体

議論

• 速度方向・elongation方向と磁場方向の相関• 磁場が強いsubcriticalなコアではない。
• Chen & Ostriker (2018)では，コアは周囲の磁場に垂直に伸びていて，速度勾配とは磁場方向は相関無し。この研究と整合的 (星なし，からの進化は見てないけど)。
Alfven Mach numberは0.8-1くらい。
• B211/213のフィラメント領域では，elongation方向と磁場方向は垂直である確率が高い(Chen+2020)• 分子雲(L1512, L1523, L1333, L1521E, L1544, L1517, L1780, and L183)の中の19個のコア(starless or prestellar)で，elongation方向と周囲の磁場方向はランダム (Sharma+ 2022)• outflowとcloud scale磁場の相関(Xu+2022)は，protostellar phaseだからか？

• cloudからcoreスケールの磁場方向• Ching(2022)：PlanckとBISTROデータ (DR21)を比較して，よくそろっている  0.1-10pcスケール
では磁場はスムーズに遷移• Li+(2022)：B211領域のHAWC+ (SOFIA)データとPlanckのデータから，SOFIAとPlanckのデータは整合的 (SOFIAの方が分散大きい)• LAMOSTとTESSデータを使って，古典的Tタウリ星16天体を解析• ほとんどの大質量星は多重星で形成 (分光，イメージなど)• Otype星の70% (Mason+2009, Sana+2012, Kobulnicky+2014)• Otype星の>90%が連星，>60%が多重星 (Sana+2014, SMaSH+)

伴星の質量関数のlow mass endがわからなかった。
• VLT/SPHEREを使って，Sco OB1でOB型星20天体で多重度を調べた。
• 200～9000 auの間隔を調べ，M>0.08 Msunが見つかる感度 (ΔK1～13)• O型星のcompanion fractionは2.3¥pm 0.4，B型星のそれは4.2¥pm 0.8• これまでのサンプルをまとめると，multiplicity fractionは，0.89¥pm0.07 (0-12000au)