The Star Formation Newsletter #361 33-48

東大D2 森井嘉穂

33 Anatomy of rocky planets formed by rapid pebble accretion I. How icy pebbles determine the core fraction and FeO contents
34 Anatomy of rocky planets formed by rapid pebble accretion II. Differentiation by accretion energy and thermal blanketing
35 Anatomy of rocky planets formed by rapid pebble accretion III. Partitioning of volatiles between planetary core, mantle, and atmosphere
36 Fragmentation of the High-mass ``Starless” Core G10.21-0.31: a Coherent Evolutionary Picture for Star Formation
37 Discovery of dusty sub-solar mass young stellar objects in NGC346 with JWST/NIRCam
38 Filaments in the OMC-3 cloud and uncertainties in estimates of filament profiles
39 A low-mass hub-filament with double centre revealed in NGC2071-North
40 Size-selective accretion of dust onto CPD: Low CPD masses and filtration of larger grains
41 Ammonia mapping observations of the Galactic infrared bubble N49: Three NH3 clumps along the molecular filament
42 JWST/MIRI Spectroscopy of the Disk of the Young Eruptive Star EX Lup in Quiescence
43 Polar circumtriple planets and disks can only form close to a triple star
44 Evidence of high-mass star formation through multi-scale mass accretion in hub-filament-system clouds
45 Atomic oxygen abundance toward Sagitarius B2
46 An Analytical Theory for the Growth from Planetesimals to Planets by Polydisperse Pebble Accretion
47 A disk-wind driving the rotating molecular outflow in CB26
48 SOLIS XVII: Jet candidate unveiled in OMC-2 and its possible link to the enhanced cosmic-ray ionization rate

ALMAを用いてハブフィラメントをもつクラウドの統計的調査をおこなった。
赤外で暗い8天体と明るい9天体の比較から、進化が進むほど、最も大質量な星の質量、面密度は増加。
大質量YSOはハブに位置しており、mass-segregationはどちらの進化段階でも確認された。
大質量星は、ハブをもつようなフィラメントからコアへの階層的な質量の降着で形成されると考える。

IR-dark (左) and IR-bright (右) hub- lament system (HFS)
IR-darkIR-brightMed. 223 [153, 685]

M [Msun]Med. 649 [153, 975]

Med. 0.24 [0.16, 0.73]

Σ[g cm-2]

Med. 0.69 [0.16, 1.04]

Med. 0.14 [0.04, 0.46]

L/M [Lsun/Msun]

Med. 105 [3.58, 204]

赤外線源をもつHFSのほうが、大質量、高密度- 赤外線源をもつHFSにあるコアのほうが、大質量、高密度- IR-bright HFSでは星なし大質量コアを検出(→質量成長を示唆)＊感度の異なる観測なので同定されたコアの数は異なるが、最も大質量なコfiアの性質には大きく影響しない

HFSの進化とクランプ・Most massive coreの進化
HFSの進化が進むとクランプの質量・密度、MMCの質量・密度ともに増加
空間分布
どちらのサンプルでも、大質量・高密度なコアはクランプピーク付近に位置
赤外線点源をもつHFSの方がより明確→ 階層的な質量降着/輸送が続く必要がある

遠赤外線70 µmで暗い星なしコア、G10.21-0.31(M>300 Msun, r<0.15 pc)のALMA/SMA観測を行い、内部構造を調べた。ALMA観測から、乱流分裂をしたと考えられる３つのコアを同定し、それらの質量は11-18 Msunで異なる進化段階をもつことが明らかになった。
もはや星なし大質量コアはなく、大質量星形成にはコアの質量成長が必要だと考えられる。

G10.21-0.31 (d=3.1 kpc)
M=314 Msun with r=0.13 pc (Yuan+17),
L=667 Lsun (→L/M = 2.13 Lsun/Msun), アンモニアの重水素比 >30%, T<20 K → 若い

ALMA Band 6 (1.7’’×1.0’’)

HII regionの端に位置しており、影響を受けている、星形成初期段階の天体

10.4, 12.6, 15.5 Msun

CO, SiOからアウトフローを検出 (core 3には2組)SiOから見積もった質量放出率は~10-4 Msun/yr
Dynamical timescaleから、Core 1,2,3の順に若そう
Virial parameter は順に1.8, 0.1, 0.2
N2D+/N2H+ は0.93, 0.19, 0.15。
重水素分子の分布とも矛盾しない

Seeds Of Life In Space (SOLIS) large programの一つ。OMC-2のFIR4において、高エネルギー粒子のフラックスが原始クラスター内で非対称になっている起源を探るため、IRAM NOEMA干渉系を用いてSiOのマッピングをおこなった。クラスター内の原始星HOPS-108に付随するジェットのようなものを初検出し、これが宇宙線電離率の増加の原因である可能性を示唆している。

OMC-2 FIR4 中・大質量原始クラスター (d~388 pc)
HC5NとHC3Nの分布の違いから宇宙線電離率が平均星間空間より３桁も高いと示唆されていた(Fontani+17)c-C3H2 の観測から見積もられた励起温度マップからも確認されている(Favre+18)
光電離を考慮した化学モデルを用いても、高い電離率(~4×10-14 s-1)で観測が再現できていた
このような環境はかつて太陽が経験したと考えられているものと同程度で、太陽系のprogenitorとして有用な領域だと考えられる
一方で、理論的にも、若い星によって駆動されるジェットに沿って、熱的に帯電した粒子がショックフロントで加速されることが１次フェルミ加速機構によってモデル化されるため、注目されている。このような高エネルギー粒子は高い宇宙線電離率を説明できる

Sato et al. (2023)

Fontani et al. (2017)

NOEMA SiO J=2-1 (3.1’’1.4)
continuum, HC5N, Protostars △♢□Systemic velocity Vlsr = 13 km/s (HOPS108), 11.4 km/s (envelope)

最も原始星に近いSiO塊は系の速度より高速度→西側成分と混ざっている？(FIR3のシンクロトロン放射がFIR4に影響をあたえている成分)
or 近くのYSOからのジェット？
→HOPS108に付随するのはblue成分のみ？

Mom1. 原始星から遠ざかるほど速度が低下→ジェットの加速を示唆

FIR4まわり東西で異なるHC3N/HC5N (西は10-30, 東は4-12)
FIR4の東側で電離率が高く[OI]放射が強くなっているのはFIR3からのジェットのterminal shockによるもの？

→東側では宇宙線電離率が1000倍程度高い(Fontani et al. 2017)
東側は強く放射をうけていて、西側は部分的に隠されているのでは↑はSiOが東側ではcollimated streamが、西側ではコンパクトな塊がみられるのと矛盾しない

視線方向に重なっているだけでFIR4はショックとは物理的に関係ない？

HC5NとSiO-jetが同じ領域をトレースしている
CH3OHも同じところで検出されている(Tobin+19)
Fontani et al. (2017)→shock heatingで化学リッチに？

Gonzalez-Garcia et al. (2016)

Padovani+15, 16, Gaches & Offner 18
ジェットに沿ったショックや原始星表面でのショック領域では局所的な荷電粒子の加速が起こる→荷電粒子のエネルギー増加→電離率の高さやシンクロトロン放射を説明可

ジェットと高エネルギー電離プラズマが近傍の物質に衝突し、SiOでトレースされるショックガスが生成されたのでは。
R1のサイズから観測で得られたSiO 2-1/5-4比と電離率を再現できるジェットのモデル計算を行い、粒子加速によって高い電離率を説明可能だと示したアウトバースト天体である小質量前主系列星 EX Lupに対して、アウトバーストから14年後の様子をJWHS/MIRIで観測した。現在は静穏期でClass IIスペクトルを示している。classical T Tauri円盤で同定されているような多数の分子輝線(H2O, OH, H2, HCN, C2H2, CO2)が検出され、アウトバーストで消滅した有機分子が戻ってきたことを示している。
crystalline forsterite grainsが2008年のアウトバースト後検出されなくなり、再度今回(3 auの位置で)検出されたことから、結晶質粒子が一度外側に運ばれ、現在water snowline程度に近づき、微惑星に組み込まれる可能性がある。

アウトバースト前のquiescent期と似ているが、違いもある
短波長側ではスロープは浅くなっており、あたたかい物質が増えたかinner edge付近のスケールハイトが高くなったことを示唆する
長波長側での減少は円盤外側が受け取る放射が弱まったから?

10 µmのsilicate featureはアウトバースト前後でほぼ同じ→warm forsteriteやenstatiteは少量しかない
アウトバースト期に0.3-0.7 auの円盤表面でannealingで生成された結晶質forsteriteはもはや円盤内側に存在しない。が、16-26 µmではcold crystalline featureが見つかった→3 auに結晶質物質が位置することを示唆。
もしsnow lineにたっしたら氷マントルを獲得し、将来的には微惑星に組み込まれるかもOutburst期に消滅していたC2H2, HCN, CO2などが再検出ff

Pebble accretionで形成される岩石惑星の降着と分化(di erentiation)をモデル化するシリーズ論文
岩石惑星をつくる際、降着した氷がマントル(FeO)とコア(Fe, FeS)間のironの分布をどのように決めているかを調べた。初期組成が氷に富んでいるとマントルに酸化鉄が多くなる。ベスタも元々氷を含んでいたのではと考えられる。

ff

Pebble accretionで形成される岩石惑星の降着と分化(di erentiation)をモデル化するシリーズ論文
スノーラインの外側で氷降着がおこり質量が0.01 MEに達したあと、水がどのように循環するのか、温室効果やマグマオーシャンの形成などをモデル化。すべての岩石惑星がマグマオーシャン期を経験すると考えられる

ff

Pebble accretionで形成される岩石惑星の降着と分化(di erentiation)をモデル化するシリーズ論文
揮発性物質が主惑星形成期に降着し、成長する惑星内でどのように分配され表面に放出されるのかをモデル化した低金属量環境なSMCにある星形成領域NGC 346のJWSTによる観測から、太陽質量以下のYSOのpopulationをIR excessから調べた。Spitzerよりも10等も暗い天体(~0.1 Msun)まで同定でき、系外環境で初となる低質量YSOのサンプルを作成できた。IR excessや降着の証拠があることから、低金属量環境でも岩石惑星形成にダストが必要なことが示唆される

OMC3におけるフィラメントの性質が、中間赤外線での吸収と遠赤外線でのダスト放射でどのように違って見えるかを調べた。幅(0.03-0.1 pc)はあまり違いがなかったが、Plummar 関数でフィットしたけっかには大きな不確定性があり遠赤外線の方が幅を過大評価するけいこうにあることが分かった。観測の分解能による系統誤差はとくにみられなかった

NGC2071-Northにあるハブフィラメントを空間分解してガスやダストの分布を詳細に調べた。500 Msunほどあるハブには赤外で明るい２つの原始星があり、これらが周囲のガスと相互作用していることなどが明らかに。

fi

周惑星円盤におけるダストのサイズ分布を制限するため、ガスと1μmから1mmまでの4つの粒径のダストを含む多流体3次元流体力学シミュレーションを行った。ダスト質量の大部分を占める大きなダストr粒子はdustltrationによって円盤への降着が非効率的であり、CPDのダスト質量は、原始惑星と比べると1e-6くらい小さい必要があると考えられる。

Galactic infrared bubble N49 (G28.83-0.25) のアンモニア観測を野辺山45m鏡を用いて行った。フィラメント構造を示すアンモニアガスの温度は27 Kで、メタノールメーザーが検出されているMYSOがあるバブルの端にあるクランプで高くなっている様子が見られた。二つの速度成分をもつフィラメントから、このクランプがフィラメント衝突で形成されたと考えられる。

連星・多重星形成周囲でのmisalignした円盤の検出に基づき、3重星の軌道と直行する円盤(極周囲円盤)内における惑星形成の可能性を調べた。n体シミュレーションと解析モデルから、3番目の星を含めると、それに伴う歳差運動が極軌道の半径範囲を著しくせばめ、円盤を惑星は恒星系の近くにしか存在できないことがあきらかになった。もし惑星が形成されるとすると、壊れやすい円盤の中でだと考えられる。

SOFIAで観測した63 µm微細構造線 [OI]解析をおこなった。CMZにある大質量星形成領域Sgr B2(M)では前景の渦巻き状の雲とSgrB2 envelopeから複数の[OI]吸収コンポーネントが得られており、前景雲における気相の酸素原子柱密度は全水素密度と強く相関していた(O/H~2e-4)。

Pebble radiusが冪乗分布をもつとしたときの面密度、体積密度関数、解析的なpebble accretion rate、多分散の2D hill limit, 3D Bondi limitの解析解を調べたもの

SMAを用いて、Bok globule CB26にある若い星まわりのアウトフローの速度構造や構造を調べた。
ダスト連続波からedge-on円盤（196 au 42 au, 0.031 Msun）を検出した。アウトフローが回転している様子がみられ、回転速度、比較運動量、放射半径などは、回転が見られた他のアウトフローとにていた。角運動量やaccretion luminosityから、このアウトフローはdisk windで説明できると考えられる。