THE STAR FORMATIONNEWSLETTER#328 (17-24)
泉奈都子

17. Giant star-forming clumps?
18. Discovery of new members of the nearby young stellar
association in Cepheus
19. Unbiased Monte Carlo continuum radiative transfer in
optically thick regions
20. Angular Momenta, Magnetization, and Accretion ofProtostellar Cores
21. The disk of 2MASS 15491331-3539118 = GQ Lup C as
seen by HST and WISE
22. Most Stars (and Planets?) Are Born in Intense Radiation
Fields
23. ALMA observations of NGC 6334S - I: Forming
massive stars and cluster in subsonic and transonicfilamentary clouds
24. Planet-induced Vortices with Dust Coagulation in
Protoplanetary Disks

21. The disk of 2MASS 15491331-3539118 = GQ Lup C as seen by
HST and WISE
C. Lazzoni et al. accepted by A&A http://arxiv.org/pdf/2003.00743

IR dataを用いてGQ Lup C周りのdiskを検出
Lup system• GQD=152
pcのところにある ~1 M のclassical T Tauri star (GQ Lup A)-⦿

Alcalá et al. 2020
‣ ALMA観測等によってDiskが検出されている‣ projected separation ~ 100 au のところにBrown Dwarf のcompanion (GQ Lup B)‣ projected separation ~ 2400 au のところにさらにcompanion が検出 (GQ Lup C)
周囲にdiskがあることが示唆されている今回のターゲット• DataHST (~0.3 - 0.9 μmの9 band), 2MASS (~1.2-2.2 μmの3 band),-WISE (3.4 - 22 μmの4 band) を使用

ただし、WISEの分解能は悪いため、(PSFのFWHM:~ 10arcsecはGQ Lup A周囲のdiskのサイズより大きい)
GQ Lup Aのコンタミを除くために同じ画像を180°回転したものを差し引く、という手法をとった
W1(3.4um), W2(4.6um) で検出、 W3(12um), W4(22um)
で未検出だが、W3はupper limitとしてデータ使用

GQ Lup A

GQ Lup C

• Results
SED-‣ UV excess, Hα excess: Diskからのmassaccretionを示唆‣ IR excess: Warm diskの存在を示唆（Dust sublimation temperatureより低い温度であるためdiskのtruncationを示唆している; RT ~ 15 - 20 Rstar）- HSTのDisk image‣ 近くにあるpeak intensityの似た星のPSFmodelを差し引くことで Diskを検出(F850LP, F625W, F555W, F775Wの4bandのデータで実行)

HST-F656N Ha BandUV

BT-Settle model(Teff = 3200 K)
Black body (T = 800 K)

- Disk のparameter‣ 半径(r), inclination(i), position angle(PA),中心星からのoffset を含めたモデルを実際のデータから差し引くことで導出‣ r = 13.2 ± 0.8 au, i = 44 ± 2 deg,
PA = 315 ± 4 deg,offset = 38.6 ± 6 mas (NE direction)
GQ Lup A の disk: PA = 346

1deg, i = 60.5

0.5 deg
Fig E.1 in Alcalá et al. 2020

‣ GQ Lup Cのdiskは中心星（GQ Lup A）のdiskと大まかに沿っている‣ GQ Lup A と Cのdiskのmajor axisの向きはこの領域のfilament 構造のmain axisと大体同じであり、minor axisの向きは周辺の磁場の方向と合っている

GQ Lup sustem

23. ALMA observations of NGC 6334S - I: Forming massive stars
and clusters in subsonic and transonic filamentary clouds
Shanghai Li et al. accepted by ApJ https://arxiv.org/pdf/2003.13534

ALMAとJVLAの観測によってIRDCのembedded densecoreの運動を調べる(IRDC G350.56+0.44)• NGC6334S
NGC6334の南西方向の端に位置する- D ~ 1.3 kpc 3- Mass ~ 1.3 × 10 M⦿embedded massive protostarsとprotoclusterの存在を示唆• Observation
ALMA: H CO 1-0 (86.754 GHz),-13+NH2D 111-101 (85.926 GHz), 3mm continuum‣ Beam size: 3”.6 × 2”.4 (0.023 pc × 0.015 pc)‣ Vel. resolution: ~0.21 km/s
- JVLA: NH3(1,1) - NH3 (5,5)‣ Beam size: 10” × 5” (0.063 pc × 0.032 pc)‣ Vel. resolution: ~0.2 km/s• Resultsastrodendro algorithmを用いて、3mm continuum dataから49個のdense coreを検出-‣ 13Mass:+ 0.17 - 14 M⦿, effective radius: 0.05 - 0.041 pc- H CO の分布：8μmのdark filament structureと一致- NH2D, NH3の分布：dense coreの周辺のみ

- Mach number‣ H13CO+で求めた結果：

M = 0.02 - 6.3 (mean=1.5)‣ この領域のnon-thermal motionはSubsonic (M ≦ 1)とTransonic (1< M ≦ 2)が支配的
Massive star-forming regionではsupersonic (M > 2) non-thermal motionがよく報告されているが、これはspatialresolutionが不十分であることによると考えられる
single velocity
componentAll- Dense core properties‣ Dense coreの大部分は複数の速度構造を持つ‣ Viral ratioはmassが大きくなるほど小さくなる
Small mass core: Gravitational unboundMassive core: Gravitational unstable(conﬁned by the gravity
and external pressure)

外圧はdense structureがembedded dense coreとyoung starの形成に重要な役割を果たしていると考えられる。

22. Most Stars (and Planets?) Are Born in Intense Radiation Fields
Eve J.Lee & Philip F. Hopkins accepted by MNRAS Letters http://arxiv.org/pdf/2003.03390

これまでの観測で得られた星形成の観測結果から、星は強い放射場の中で生まれていることを示す• これまでの観測の結果- 星は集団で生まれる,⟨n⟩: mean number density of object (stars)
N(r): number of stars found at a radius rfrom another star with a diﬀerential
volume element dV- Cloud のmass functionはTop-heavy,‣ MWでは大部分の星が 106M⦿

以上のGMCで形成されている以上の結果をもとにincident
bolometric radiation fluxを導出する• Incident flux F

ある星から距離rのところにある球殻内部
Average stellar mass density:

を考えて

Average incident bolometric radiation ﬂux:,

MWで観測された
cloud mass masscloud surface densities
star formation eﬃciency
を用いて計算- Median incident fluxはtotal stellar mass (M＊,cl)が大きいほど大きくなる- MWの星形成領域のincident Fluxのmedian値は近傍の星形成領域のflux値よりも大きい（Taurusの ~1000倍、ONCの ~30倍）- 星周円盤のheatingにおいても~50AU以上の領域
ではこのexternal UV radiationが支配的になる。
（ダストによる遮蔽が効かない場合は、sub-AU scaleまで、このexternal UV radiationが支配的となる）

17. Giant star-forming clumps?

R.J. Ivison et al. Accepted by MNRAS http://arxiv.org/pdf/2003.07863

18. Discovery of new members of the nearby young stellar
association in Cepheus
A. Klutsch et al. Accepted by A&A http://arxiv.org/pdf/2003.12155

19. Unbiased Monte Carlo continuum radiative transfer in
optically thick regions

Anton Krieger and Sebastian Wolf Accepted by A&A https://arxiv.org/pdf/2003.13334.pdf

20. Angular Momenta, Magnetization, and Accretion ofProtostellar Cores
Aleksandra Kuznetsova et al. accepted by ApJ http://arxiv.org/pdf/2003.13697

24. Planet-induced Vortices with Dust Coagulation in
Protoplanetary disks
Ya-Ping Li et al. accepted by ApJL http://arxiv.org/pdf/2003.06522