Star Formation Newsletter#301, 8-14
武藤恭之

No. 9arXiv:1706.06584• 大質量 protocluster G286.21+0.17 における、コア質量関数の観測– ALMA の 12m+7m を用い、5分×5分 の領域をモザイク– 1.3mm 連続波イメージを用いる• コアの同定方法として、dendrogram と、clumpfind を用い、得られたコアの質量関数結果を比較– 60-120 個のコアを同定– 小質量側では、flux やClupmp 数の補正をする。

• Dendrogram の時、コア質量関数のべき alpha は、1.24 程度となり、Salpeter と近い– フラックスや数の補正を入れると、特徴的な質量スケールが無いように見える• Clumpfind の時、コア質量関数のべきは、0.64 程度となる。
• 著者らは、Dendrogram の方が良いと主張

観測領域

Dendrogram によるコア質量関数

コア質量関数を解析した領域

clumpfind によるコア質量関数

No. 11

arXiv:1712.09548• 太陽型星の原始星に、シアナミドを発見• IRAS 16293-2422B の、ALMA によるラインサーベイ– D化物、および、13C 同位体も見つけた– （シアナミド）／（ホルムアルデヒド）比が 0.2程度• NGC1333 IRAS2A の、PdBI による観測– （シアナミド）／（ホルムアルデヒド）比が 0.02程度• 局所熱平衡モデル– NH2CN の D化と、ホルムアルデヒドの D化は、同程度に起こっている。
– どちらも、precursor として、NH2 をもとにできた• ダスト表面反応で、シアナミドの気相の abundance を説明可能

NH2CN の積分強度- 中心部分の温かい領域から放射- IRAS 16923B では、連続波の明るい場所では、吸収線になっている- IRAS 16293B は、Tex が 300K 程度。
連続波ピークから 1ビーム離れた場所で、柱密度の下限が 7×1013 cm-2- IRAS 2A は、Tex が 130K 程度。柱密度が 2.5×1014 cm-2IRAS 16293B で検出された NH2CN の輝線。
赤線が Tex=300K のモデル。青線が Tex=100K のモデル。緑字は、Eupの値。

IRAS 16293B で検出された NHDCN の輝線。
赤線が Tex=300K のモデル。

IRAS 16293B で検出された NH213CN の輝線。
赤線が Tex=300K のモデル。

IRAS 2A で検出された NH2CN の輝線。
赤線が Tex=130K のモデル。

NH2CN の生成プロセスに関する議論-不定性が大きいが、NH2 と CN ラジカルの、ダスト表面反応と考えられる- 30K くらいの環境で、ダスト上でできた後、気相に昇華する- 星形成の cold collapse の後に、400K まで温められるモデルで、化学進化計算- 最終状態で、H の数密度が 1.6×107 個/cc になるモデルで、NH2CN のアバンダンスを説明可能だが、NH2CN/ NH2CHO 比が観測より低い- また、これはIRAS 16293B で予想される n_H の値よりも３桁程度小さい値

No. 13

arXiv:1712.10053• 太陽系形成の問題– 銀河の平均より高い 26Al/27Al 比、かつ、銀河の平均より低い 60Fe/56Fe 比– 近傍の超新星爆発により、26Al や 60Fe の短寿命核種が初期太陽系に持ち込まれたというシナリオの問題• Wolf-Rayet バブルの端における誘発的星形成のシナリオで、この問題を解決できる• およそ、1-16% の太陽型星が、Wolf-Rayet 星周囲のバブルの中で生まれたと考えられる

シナリオのあらまし：
1. 大質量星の進化の段階で 26Al が作られる
2. Wolf-Rayet 星の段階で、ウィンドとして放出され、周囲のダストに凝縮する
3. ウィンドに乗ったダストが、Wolf-Rayet 星の周囲の、バブルが掃き集めた高密度シェルに達し、シェルにダストが落ちる
4. この高密度シェルの一部が重力崩壊を起こし、星・惑星の系を作る
5. その後、（非球対称な）超新星爆発が起こるが、十分な 60Fe を太陽系に持ち込めないWR 星からのウィンドのシミュレーション

WR星からの 26Al の流出量。
マゼンタの横線は、そのうちの dense shell と混じる割合 eta を変化させたとき、太陽系を説明するのに必要な最小の質量がどの程度かを表す。
1% くらい dense shell に混ざっていれば、数10 太陽質量程度の WR星で十分な 26Al の供給がある

超新星爆発による 60Fe の影響：・ブラックホールになるなら、60Fe は出ない・超新星爆発を起こす場合は、60Fe はまき散らされる。ただし、爆発が非球対称であれば、efficient に 60Fe を運び込めないものもあるだろう。

No. 8• （系外）惑星のでき方：

arXiv:1712.00457– 原始惑星系円盤からできたのか、あるいは、星形成の低質量版なのか• 高分散分光観測により、年齢 2-300万年の若い系外惑星３つの自転を測定。自転が知られている他の２つの惑星のデータを合わせ、惑星質量天体の自転の分布を作成し、褐色矮星（20木星質量以下）６つのデータと比較。
• 褐色矮星と惑星の自転の分布は、区別がつかない• 惑星と褐色矮星は同じように作られた、または、自転を決めるプロセスは形成プロセスと関係ない• 自転は、break-up より十分に遅い• Accretion が終わってから 10^8 年ほどは、自転は変化しない

No. 10

arXiv:1712.04446• IRAM-30m 望遠鏡による、Class I 天体 SVS13-A と protostellar outflow
shock L1157-B1 のミリ波無バイアス分光サーベイにより、NO の放射を見つけた• SVS13-A の特徴– 線幅の細い輝線（1.5km/s 程度）を systemic velocity で出している。
– Tex と柱密度から、Protostellar envelope からの放射と推定。
– NO の abundance は 10^{-7} 程度で、以前の原始星や拡がった PDR の観測と整合的– モデル計算から、数密度 10^5 個/cc で、運動温度 40K 程度の envelope で説明可能• L1157-B1 の特徴– 線幅が太く（5km/s 程度）、blue-shift している。
– Tex と 柱密度から、拡がった outflow cavity を見ていると推定。
– Abundance が 6×10^{-6} 程度と見積もられ、明らかに衝撃波で NO がenhance している– モデル計算から、pre-shock 密度が 10^5 個/cc で、速度 45km/s 程度の衝撃波で説明可能

No. 12arXiv:1712.08778• Hot core や hot corino で、グリコアルデヒドやエチレングリコー
ルが見つかっており、（エチレングリコール）/（グリコアルデヒド）のアバンダンス比は、ソースの明るさが明るいほど大きいように見える。
• これらの生成メカニズムは、いくつかの可能性が考えられているが、UCLCHEM コードを用いて調べたところ、どれも完全には観測を説明できなかった。
– 「悪くない」シナリオとして、２つの HCOラジカルがくっついた後に、hydrogenation していく可能性があった。
– HCO と CH2OH の反応も、グリコアルデヒドの生成に寄与している可能性がある– T>100K の領域で、 H2 が luminosity の関数として減少していれば、観測を説明できる可能性がある。

• 今後、複雑有機分子を壊す過程についても調べる必要がある。

No. 14

arXiv:1712.07193• ニースモデルの枠組み内で、微惑星円盤の自己重力の効果を取り入れるとどうなるかを調べる– 自己重力の効果が重要であるという指摘が出ていた• GPU を用い、多くのパラメータで、ニースモデルに対する自己重力の影響を調べた• 自己重力を入れても、最終的な惑星の軌道や、微惑星の進化の様子はあまり変わらない– カイパーベルト天体の orbital clustering は、自己重力では説明できない