The Star Formation Newsletter No. 364 43-56

2023/06/30 ⽯原43. An infrared study of the high-mass, multi-stage star-forming region IRAS~12272-6240
Mauricio Tapia, Paolo Persi, Miguel Roth, Davide Elia

概要
• ⼤質量星形成の理解には形成環境の理解が重要• 複雑な星形成が進⾏中のIRAS 12272-6240を⾚外で観測• 星団の分類、星のスペクトル型を同定• 1000個以上の星を検出

観測データ• IRAS 12272-6240 (d=9.3 kpc)••

1.2mmで３つのclumpが検出
CH3OH, H2O, OHメーザーがclumpと関連• Hi-GAL (70, 160, 250, 350, 500µm)• GLIMPS (3.6, 4.5, 5.8, 8µm)
• WISE (12, 22µm)• J, H, Ks filter, H2 (2.12µm), Brγ (2.17µm)• 0.82-2.51µmの分光観測• 120”x120”の視野

結果：近⾚外画像

ü 視野中⼼に星が密集
メイン星団に２のサブ星団(E, W)が混在
ü W星団の中⼼部にH2発光
ü ２つのHII領域 (N, S)
ü Irs-1NとIrs-1Sで発光の特徴が異なる→ 円盤の形状や傾斜⾓の違いを反映？

結果：Irs-1S

ü 9つのコンパクトなH2発光ノット
ü 複雑なアウトフローのパターンは未同
定の暗いYSOと関連？

結果：HII 領域

ü ２つのHII領域 (N, S)ü 電波観測 (Sanchez-Monge+2013)• N-HII• R=0.26pc• Mion=2Mo• N(Lyα)=48 (O9 ZAMS)• S-HII• R=1.07pc• Mion=2.3Mo• N(Lyα)=48.27 (O8 ZAMS)ü N-HIIの電離源 Irs-3

結果：星団ü メイン星団の半径~28ʼʼ (~2.6pc)
ü サブ星団の半径~18.6” (~0.84pc)
ü 数回の星形成を経験した巨⼤な若い星団

結果：星団ü メイン星団の半径~28ʼʼ (~2.6pc)
ü サブ星団の半径~18.6” (~0.84pc)
ü 数回の星形成を経験した巨⼤な若い星団
ü 参照領域は晩期型星が⽀配的な分布 (背景星)→ 星団は異なる分布
ü W星団• 80%がH-Ks>1.2で、円盤を持つYSOが多い→ 1Myrより若い
ü E星団• 明るい星はEに密集• 1Myrのラインに近い分布→年齢は~1Myrü メイン星団• E+Wの分布と類似
ü ~1Myr前に⼤質量星形成が始まり現在も進⾏中

52. Gas and star kinematics in cloud-cloud collisions
James Wurster, Ian A. Bonnell
初期配置 (fid)概要• 分⼦雲衝突は⼤質量星形成において重要• 分⼦雲衝突をモデル化し、初期特性が残骸に与える影響を調べた• 初期速度が残骸の空間的な広がりに影響し、形成される星団の数や質量分布にも影響することがわかった
⼿法• smoothed particle hydrodynamics (SPH)による流体シミュレーション• シンク粒⼦の導⼊(𝑟!"#$ = 0.25 pc, 𝜌%&"' = 10()* g cm(+ )• 暖かい媒質中を進む２つの楕円雲の衝突をモデル化• 11のモデルで検証
雲の初期条件シミュレーションモデル

結果：general evolution

ü 3-7 Myrで衝突し⼀過性の塊に(残骸)ü 残骸は膨張(特にy⽅向に顕著)→ 雲の初期速度を反映
ü xz⽅向の膨張はyより⼩さく内部乱流の結果
ü 雲はクランプとフィラメントに分裂
ü シンク粒⼦の初速度は親クランプの速度であり、親クランプはフィラメントのハブに位置しておらず、局所的な過剰密度→ シンクは圧⼒を受けないので誕⽣領域から容易に脱出し、他のクランプやフィラメントからの濃いガスと背景領域のガスの両⽅を吸収し成⻑結果：初期条件の影響

ü 衝突後すぐにフィラメント形成＋進化に伴うフィラメント形成
ü 乱流の強いβ8を除いてフィラメントを形成
ü y⽅向への広がりは初速+衝突⾓で変化ü フィラメントに沿ったシンクの分布はモデルで異なる← フィラメント末端に形成されているシンクは~5-18 Myr← 古いシンク(>18 Myr)はフィラメント全体に分散する傾向

結果：Gas dynamics

ガス質量分布ü 衝突直後(3 Myr)はβ8を除き⼆峰性ü 5 Myrになるとガウス分布に変化
ü その後星形成バーストが起こり⾼密度ガスがシンクに変換し尾が減少
ü 10 Myr以降になると残骸が膨張してクランプやフィラメントが背景ガスを吸収→ ⾼密度側にシフト
ガス速度
ü 衝突直後(3 Myr)：初期速度付近の分布が進化に伴い乱流とシアの作⽤で減少
ü 進化に伴い分布の幅が狭くなるシンク総数
結果：Star formation and evolution

ü 衝突直後(~3Myr)の星形成と、その後の継続的な星形成
ü どのモデルでも星形成の開始時期には影響なし
ü 初期質量は星の数・質量に影響ü 乱流が⼤きいと星の数は増加
ü Vy (衝突速度)が星の数に最も影響（⼤きいと増加）→ 衝突後のガスの発散が早まり低質量シンクが増加
ü Vyが⼩さいと星の数が少ないが総質量は増加→ 衝突によるガスの放出はほぼ⽌まり、効率的にシンクに質量供給し⼤質量化

シンク総質量シンク形成率

星形成効率

結果：Star formation and evolution
シンク質量分布ü θ15を除き、どのモデルも同程度の平均(~7-9 Mo)と標準偏差ü 進化に伴い質量も増加
ü Vyが遅いモデル(θ15, θ30, vslow, )は質量が⼤きい
シンク速度分布ü ガス速度分布とは異なり、分布が狭く誕⽣時の親ガスの速度を保持
ü Vyの分布について、ガスとシンクの乖離シンク速度分布

fidでの⽐較結果：Clumps and ﬁlaments
ü 乱流が強いβ8を除き、クランプとフィラメントで構成
ü クランプはフィラメントのハブではなく、内部か末端に位置
ü 速度を除き、特性は各モデルで類似→ クランプの特性分布は雲の初期状態に依存しない

結果：Resolution

分解能が下がると、、
ü 分裂が抑制ü クランプの割合が減少
ü 残骸とシンクはy⽅向に広がりにくくなるü ガス密度分布のピークが増加ü ⾼密度ガスが減少→ ガス＋シンク質量は同程度であり、⾼密度ガスをより効率的に取り込んでいる結果：Resolution

分解能が下がると、、
ü 分裂が抑制ü クランプの割合が減少
ü 残骸とシンクはy⽅向に広がりにくくなるü ガス密度分布のピークが増加ü ⾼密度ガスが減少→ ガス＋シンク質量は同程度であり、⾼密度ガスをより効率的に取り込んでいる• シンクが形成されると、低分解能シミュレーションではより多くのガスを降着させ、総質量が増加• クランプが少なく、既存のシンクの競争率が下がり、多くのガスを吸収しやすくなりシンク質量増加• ⾼密度ガスを優先的に取り込むため、ガス密度分布の⾼密度側をより枯渇 (7 -> 25 Myr)
• 分解能に⼤きく依存