星形成ゼミ
岩﨑一成 (国立天文台)

29. CO Line Emission Surfaces and Vertical Structure in Mid-Inclination
Protoplanetary Disks
30. Density Exponent Analysis: Gravity-driven steepening of the density profiles ofstar-forming regions
31. Discovery of a coherent, wave-like velocity pattern for the Radcliffe Wave
32. Polarimetric investigation of selected cloud compositions in exoplanetaryatmospheres
33. Gamma-ray observation towards the young massive star cluster NGC6618 in
the M17 region
34. Trends in Silicates in the βPictoris Disk
35. Multi-line observations of CH3OH, c-C3H2 and HNCO towards L1544
Dissecting the core structure with chemical differentiation

！

背景• Before Gaia

gray:dust opacity map• Gould Beltは、リング状だと考えられてきた。

• After Gaia

X: 銀河中心に向かって増加
Y: 銀河回転の方向
Z: 銀河面に対して鉛直方向• Gould Beltは、2.7 kpcの長さのフィラメント状の構造に属する (Alves+ 2020)• フィラメントは2 kpc程度の周期のうねりを持っているが起源は不明

 Radcliffe Waveに属する分子雲にあるYSOの速度構造から、速度空間で、Radcliffewaveのうねりを調べる。

Data selection• 2MASSとWISEの近赤外測光データ、
Planckのdust opacityデータから、異なる機械学習を使ったYSOのカタログ(Marton+ 2016)• Class IとClass IIのデータ• parent cloudの近くで、速度もあまり変わらない。

• YSOの距離とproper motionは、GaiaDR2とのcross-matchingから得る。

• parallaxの不確定性が20%以上のものは除去

 15499 Class I/II YSO candidates

Radcliffe waveに属するYSOを赤＋で示す。

zとvzを、異なる空間周波数の成分に分割する(Ensamble Empirical ModeDecomposition) zとvzともにn=2で最も大きな振幅を持つ
Amplitudeの見積もり
振動の振幅を𝐻𝐻tot とし、フィラメントの速度が𝐻𝐻tot から𝐻𝐻0 への変化による重力エネルギーの解放からきているとする。

𝜌𝜌∗ = 0.05 𝑀𝑀⊙ pc −3 は、星とダークマターの密度、𝑣𝑣0 = 6 ± 1 km s−1 は速度うねりの振幅、𝐻𝐻0 = 70 ± 6 pcは空間的なうねりの振幅。
銀河面を横切ったときの最大の速度は、
𝑔𝑔 = −4𝜋𝜋𝜋𝜋𝜌𝜌∗ 𝑧𝑧 での単振動振動の振幅はthin-molecular disk (太陽近傍 H=73 pc)よりも大きい→ Radcliffe Waveは、矮小銀河の通過などの擾乱により生じた？

• NGC6618は、3Myr以下の若い大質量星団。
B9より早期型星が数百(O型星は数十)• NGC6618は、M17 HII領域を作っている(青丸)• M17は、いくつかの領域に分けられ、特にM17 SWでは、高密度な領域で、大質量星形成が起こっている。

• M17の南西にはinfrared dark cloudが広がっていて(M17 SWex)、中小質量星形成がおこっている。

Nakamura+ 2019• Fermi-LATの12.5年分のデータ
low energy range (LE) 0.5-5GeV

Src A

光子数が少ないので、空間の各点で検出されたphoton数にhigh energy range (HE) 5GeV-500GeV なる確率が最大になるような最適なモデルを決定 maximum likelihood
Src B

LEで同定されたextended成分とHEで同定されたpoint-like成分の2成分モデルと1成分モデルの最大対数尤度を比較
 2成分の方が大きい (9σ)

Src B (point-like component):の方が、Src A (extended component)
よりもハードなスペクトラム

分子雲との空間的な相関
17-23 km/s

• γ線生成機構• leptonic scenario: 加速された電子による逆コンプトン散乱• hadronic scenario: 加速された陽子と周囲の陽子が衝突し形成されたパイオンが崩壊• Energetics (YMCで宇宙線加速できるか？)• NGC6618は、40個以上のOB型星がある。
• 全ての星による星風のエネルギー光度 ∼ 5 × 1037 erg s−1• 500 kyrとすると、全エネルギーは∼ 1051 erg。
主要な宇宙線加速器である超新星爆発のエネルギーに匹敵

25-34 km/s

• Src A:

• Vlsr~27km/sの雲と相関• cloud Aの質量 ~ 1.3 × 105 𝑀𝑀⊙• mean density ∼ 2.6 × 102 − 1.3 × 103 cm−3

• Src B:

• SW cloudやM17 SWex Cloud (Vlsr～20km/s)と相関• cloud B(SW cloud)の質量∼ 1.5 × 105 𝑀𝑀⊙• mean density ∼ 4.4 × 104 cm−3

• 2成分のγ線スペクトラム• hardなSrc Bのようなスペクトラムは他のYMCでも検出されているが、softなSrc Aのような成分を初めて検出• 定常的にYMCが宇宙線加速しているとすると、宇宙線のエネル
ギースペクトラムは、エネルギー注入のある空間・エネルギー拡散方程式の定常解から得られ、
𝐹𝐹 𝐸𝐸 ∼ 𝑄𝑄 𝐸𝐸 × 𝐷𝐷 𝐸𝐸 −1
Q(E) : 注入されたエネルギー、D(E): エネルギー空間の拡散係数• YMCの近傍の高密度領域では、𝐷𝐷 𝐸𝐸 ∝ 𝐸𝐸 0 (両極性拡散で乱流がdecay, Krumholz+ 2020)
 hardになる？

• 宇宙線が低密度域に拡散し、磁気乱流との散乱で拡散するようになると𝐷𝐷 𝐸𝐸 ∝ 𝐸𝐸 0.33−0.5  softになる？

• 30-75度くらい傾いた円盤(10天体)でのCO観測。
放射領域の赤道面からの高さと温度の動径依存性を測定可能• 数個の円盤で局所的な温度の低下または上昇がみられ、その中のいくつかでは、ダスト放射でのsubtructureや、embedded planetsだと指摘されている場所と一致• CO放射領域の高さは、星質量とガス温度が増加するに従って、依存性は弱いが減少する。
• CO放射領域の高さと円盤サイズは相関 (フレア構造によって)• CO放射領域は、だいたい2-5スケールハイトにある。 Hgの経験的なトレーサに• 密度分布 𝜌𝜌 ∝ 𝑟𝑟 𝑘𝑘𝜌𝜌 の冪𝑘𝑘𝜌𝜌 が、系における重力の重要性を反映しているのではないか。
• Level-Set Methodを使って評価する方法を提案• Perseus分子雲に提供し、𝑘𝑘𝜌𝜌 は分子雲の中で大きく変動する• 高密度ガスの割合が大きい分子雲で、急な冪を持つ傾向がある• デブリ円盤ではダストが、微惑星や小惑星・惑星などの衝突による供給される
ダストの性質から、供給源の天体に制限がつけられる！
• 太陽系の場合•

微惑星と小惑星はcrystalline silicateが豊富•

Trans-Neptunian regionを起源とするcometは、Mg-rich silicateだが、小惑星帯起源の小惑星やコンドライトは、Fe-rich• Spitzer IRSのβPicスペクトルの抜き取りと較正を新しいPSFなどを使って再度おこない、従来見つかっていた23umのfeatureをより明確に検出し、また新しく18um付近にfeatureを発見。
• 様々な形状と組成のダストを使って予測したスペクトルと観測との比較により、以下の結果を得た•中心星から離れるにつれ、(1) より結晶質になり、(2) 形がirregularになり、(3) Fe/Mg比が減少

 中心星に近いところは、よりFe-richで、衝突による影響を受けている。中心星から離れると、Fe-poorとなり、より原始的になる。

• L1544におけるHNCO, c-C3H2, CH3OHの輝線強度と、CH3OH輝線比を説明するには、Bonnor-Ebert球に局所的な密度上昇が必要。
 密度分布はなめらかではなく、中心付近にclumpyなsubstructure?