SFN 341 #1 - #6 西合 一矢 (国立天文台)

2021/6/11発表

1. The stellar content of H72.97-69.39, a potential super star cluster in the making
M. Andersen, H. Zinnecker, A. S. Hirschauer, O. Nayak, M. Meixner
https://arxiv.org/pdf/2102.06544.pdf

2. ALMA Observations toward the S-shaped Outflow and the Envelope around NGC1333 IRAS 4A2
Chen-Yu Chuang, Yusuke Aso, Naomi Hirano, Shingo Hirano, Masahiro N. Machidahttps://arxiv.org/pdf/2105.04224.pdf

3. Variation of the Core Lifetime and Fragmentation Scale in Molecular Clouds as an Indication ofAmbipolar Diffusion
Indrani Das, Shantanu Basu, Philippe Andre
https://arxiv.org/pdf/2104.10179.pdf

4. 1I/’Oumuamua as an N2 ice fragment of an exo-pluto surface. II. Generation of N2 ice fragments and theorigin of ’Oumuamua
Steven J. Desch, Alan P. Jackson
https://arxiv.org/pdf/2103.08812.pdf

5. Estimate on dust scale height from ALMA dust continuum image of the HD 163296 protoplanetary disk
Kiyoaki Doi, Akimasa Kataoka
https://arxiv.org/pdf/2102.06209.pdf

6. Two-component Magnetic Field along the Line of Sight to the Perseus Molecular Cloud: Contribution ofthe Foreground Taurus Molecular CloudY. Doi, T. Hasegawa, P. Bastien, M. Tahani, D. Arzoumanian, S. Coudé, M. Matsumura, S. Sadavoy, C. L. H.
Hull, Y. Shimajiri, R. S. Furuya, D. Johnstone, R. Plume, S. Inutsuka, J. Kwon, M. Tamura
https://arxiv.org/pdf/2104.11932.pdf

12021年 6月11日 西合 SFN 341 #01

H72.97-69.39 in LMC 1/2

The stellar content of H72.97-69.39, a potential super star cluster in the making
M. Andersen, H. Zinnecker, A. S. Hirschauer, O. Nayak, M. Meixner
https://arxiv.org/pdf/2102.06544.pdf

GeminiのFlamingos 2によるJHK合成イメージ
Large Magellanic Cloudにある星団 H72.97-69.39をGemini
Flamingos 2とGASOIを用いて高分解能観測を行った。
星分布や年齢と減光量から、この星団はr < 〜1.7pcに7200M8の星成分を持ち、同時に同じ程度のガス成分を持つ非常に若い。 H72.97-69.39はSuper Star Cluster形成初期の天体である可能性があり貴重なサンプルである。

H72.97-69.39

2

2021年 6月11日 西合 SFN 341 #01

H72.97-69.39 in LMC 2/2

観測結果
GeminiのGASOIのHKsのAOイメージ(fig.4)

H72.97-69.39* r < 2pcのpointソース* その周囲のソース- 13CO- 12CO

- 典型値 M 〜3 M8 、t 〜1 Myr- 銀河と同じ減光則を仮定するとr<2pcに約6580M8のガス

Fig 5. Point sourceと1Myrの isochrone

結論
中心集中(r < 〜1.7pcに7200M8の星成分)- H72.97-69.39 は、r < 〜1.7pcに7200M8の中心集中した若い星成分を持つ(これはR136の5分の１)。
- 減光(Ak)から見積もられるガス成分はr <2で76580M8である(R136はガスが少ない) 。
=> これらから、 H72.97-69.39 はR136より遥かに若くSuper Star Cluster(SSC)になる可能性を秘めた星団形成初期の天体であると言える。

Fig 6. 星の半径方向の分布。点線は明るい星(H<19.5)。

32021年 6月11日 西合 SFN 341 #02

NGC1333 IRAS 4A2 1/2

ALMA Observations toward the S-shaped Outflow and the Envelope
around NGC1333 IRAS 4A2
Chen-Yu Chuang, Yusuke Aso, Naomi Hirano, Shingo Hirano, Masahiro N. Machidahttps://arxiv.org/pdf/2105.04224.pdf
Abstract

ALMA archiveデータを用いて原始星連星NGC1333 4A2の特殊なoutflow 構造 (S-shaped構造)を明確に示し、各種物理量を導出した。さらにMHD simulationとの比較により、このS-shaped構造は原始星円盤とエンベロープの回転軸がmisalignedしたモデルで説明可能であることを示した。

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2021年 6月11日 西合 SFN 341 #02

NGC1333 IRAS 4A2 2/2

観測データ
ALMA Archive data (2013.1.01102 in 262GHz, 2017.1.00053, 2013.1.00031 in 230GHz).
Continuum(0.26”x0.16”) + Lines SO(65-54), SO(76-65), 12CO(2-1), CCH(3-2)
NGC1333 IRAS 4A1 4A2: d 〜 300pcにあるClass 0 連星系 (separation = 1.8”)

CO(2-1)

Fig.1 ダスト連続波image

考察とMHD計算

SO(76-65),

Fig.2a CO(2-1)とFig.4a(SO) のmoment 1 map(カラー）、コントア
はmomen0. OutflowがS-Shapeとなっている(この構造は知られていたが高い分解能でより詳細に見えた）

S-Shapeの原因考察- Rotation of the Outflow => X 回転方向が合わない- Precsession by Close Binary => X closed binaryででないと再現できない。
- Magnetic Field Misalignment Model => ○ （右のfigure 11)5
Fig.11 Magnetic Field Misalignment Model 擬似観測

Core lifetime and fragmentation scale 1/3

2021年 6月11日 西合 SFN 341 #03

Variation of the Core Lifetime and Fragmentation Scale in Molecular
Clouds as an Indication of Ambipolar Diffusion
Indrani Das, Shantanu Basu, Philippe Andre
https://arxiv.org/pdf/2102.06544.pdf
星形成における分子雲コアのタイムスケールと分裂片スケールに対して、両極拡散(ambipolar-diffusion)を含む線形解析モデルを構築し、Herschelなどのいくつかのサーベイ観測と比較した。
結果として、磁場なしの乱流モデルでは、観測が示す密度に対して分子雲コアのタイムスケールや分裂構造の系統的な変化を説明できないことがわかった。分子雲コアはややsupercritical（やや重力不安定）、かつ磁場強度 ∝(密度)^0.427 であるとすると観測を説明できる。これは、ambipolar-diffusionがコアの重力崩壊進化に影響していることを示唆している。

分子雲コアの重力崩壊進化
統計的に分子雲コアは寿命〜1Myr (〜4 free-fall timescale)で星を形成すると思われている。
その進化初期に両極拡散(ambipolar-diffusion)、乱流、 converging flowなど重要な働きをすることがMHD simulation
により示唆されている。しかし、観測的にはそれらの影響の差を明確化できてない。
Normalized mass-to-flux ratio:µ0 < 1 subcritical （磁場優勢）, µ0 〜 1 trans-subcritical, µ0 > 1 supercritical (重力優勢）モデル
分子雲コアの重力崩壊モデルとして、無限に広い平面での等温ガスの自己重力シート状磁気雲における両極拡散駆動（弱電離）の線形解析を採用する。ただし、- neutral-ion collision rate (between H2 and HCO+) = 1.69x10-9 cm3 s-1 (MacDaniel &Mason 1973)- 電離率- 磁場強度
こういう関数系を仮定

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Core lifetime and fragmentation scale 2/3

2021年 6月11日 西合 SFN 341 #03

分散方程式

観測との比較 IFig 1.Growth timescale tg,mと分裂質量▲ AquilaでのHerschelからのタイムスケール見積もり● IRAS all skyサーベイからの見積もり■ 今回のモデル(磁場強度はベストfit→）
数値はTable B.1参照

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Core lifetime and fragmentation scale 3/3

2021年 6月11日 西合 SFN 341 #03

観測との比較 II

Clump内部のコア数

時

lyreu
PmerhT(al=率の1)

効

● 観測
X モデル

平均値から予想されるJeans分裂の数

参考8

2021年 6月11日 西合 SFN 341 #04

太陽系外から飛来したOumunauaのアルベドはN2 iceで説明でき、CO/CO2/dustなどは見られなかった。
N2 iceの塊は冥王星やカイパーベルト天体のような天体の衝突により生成が可能であり、そのような衝突は若い惑星系天体でより頻発する。
また、一般にN2 iceは宇宙線により1Gyrあたり数10m侵食されることから、典型的には0.4-0.5Gyr程度の年齢と推定できる。
これらからOumunauaは系外の若い惑星系において冥王星やカイパーベルト天体のような外縁天体の衝突により生成され放出されたと考えられる。

92021年 6月11日 西合 SFN 341 #05

Dust scale height HD163296 1/3

Estimate on dust scale height from ALMA dust continuum imageof the HD 163296 protoplanetary disk
Kiyoaki Doi, Akimasa Kataoka
https://arxiv.org/pdf/2102.06209.pdf

HD 163296の原始惑星系円盤に見られるリング構造(r=68 au and 100 au)の方位角の強度変化からダストのスケールハイトを調べた。
結果は、内リング(r=68)で hd/hg > 0.84、外リング(r=100au) で hd/hg < 0.11と内リングのダストがフレアし外リングのダストが沈殿しているというものであった。また、乱流パラメータ α とガス対ダスト カップリング パラ
メータ St の比率についても内リングでα/St > 2.4、外リングでα/St <1.1×10-2と制約できた。これは外リングより内リングの方が乱流が強いかダストが少ないことを示唆する。

Fig 1.
Fig 2. 2Dガウシアンリングモデルでの方位角変動のデモンストレーション
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Dust scale height HD163296 2/3

2021年 6月11日 西合 SFN 341 #05

HD163296 観測情報
d = 101.5 pc, Mstar = 2.02M8, i = 46.7deg

HD163296 モデル半径方向

厚み方向- ガスの厚み方向は静水圧平衡(hgas = ck/Wkep)- ダストの厚みはパラメータ- fsetでfittingして調べる（fset = hgas/hdust)
112021年 6月11日 西合 SFN 341 #05

Dust scale height HD163296 3/3

輻射輸送計算結果

議論

乱流とStでの考察
垂直方向の沈殿と乱流拡散がバランスしてると仮定(St<<1なら)、

fitting

内リングでα/St > 2.4
外リングでα/St <1.1×10-2
外リングでは(内リングに比べ)乱流が強いorダストが少さい?

fset = hgas/hdust 〜1.1 for inner ringfset = hgas/hdust > 9.5 for outer ring

内リングのダストはフレア、外リングのダストは沈殿？
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2021年 6月11日 西合 SFN 341 #06

Two-component magnetic field 1/2

Two-component Magnetic Field along the Line of Sight to thePerseus Molecular Cloud: Contribution of the Foreground Taurus
Molecular CloudY. Doi, T. Hasegawa, P. Bastien, M. Tahani, D. Arzoumanian, S. Coudé, M. Matsumura, S. Sadavoy, C. L. H. Hull, Y.
Shimajiri, R. S. Furuya, D. Johnstone, R. Plume, S. Inutsuka, J. Kwon, M. Tamura
https://arxiv.org/pdf/2104.11932.pdf
若い星形成領域Perseus分子雲のPlanck偏波観測データとGaia距離測定データを用いることで、 B-field
方向が300pcと150pcという異なる距離のbi-modal分布であることを示す。手前の分子雲は薄くTaurus座分子雲の外縁にある。また、 Perseus分子雲とTaurus分子雲の間にPer OB2 associationに付随する100160pcサイズのダストキャビティーも同定した。

PerseusでのPlanck B field

Gaiaなどによる距離測定でのGroup分け(111 sources)
NGC1333

Figure 1. Perseus Planck B-Field
黒線は、星減光による偏波方向(B fieldでは?)

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2021年 6月11日 西合 SFN 341 #06

Two-component magnetic field 2/2方向

Group分けと偏波のposition angle
明らかに距離~300pc付近でbi-modal分布である。

距離14