The Star Formation Newsletter No.345 7-12
原田直人（九州大学）

No. Title
7Measuring the Density Structure of an Accretion Hot Spot

8A Solar System formation analogue in the Ophiuchus star-formingcomplex

9PENELLOPE II. CVSO 104: a pre-main sequence close binary with
an optical companion in Ori OB1

10 Modeling accretion shocks at the disk-envelope interface – Sulfur
chemistry
11 Comparing the spatial and kinematic distribution of gas and youngstars around the shell-like structure in the CMa OB1 association
12 Detection of Substructures in Young Transition Disk WL 17

ü 磁気圏降着モデルでは星表面にガスが降着した際にショックが起き、ホットスポットが形成されるとされている
ü GM AurのUVと可視光のライトカーブが約1日ずれたピークを持って周期的に変動することがわ
かったü 周期性は時点によるもの
ü UVと可視光のズレは星表面での明るさが波長により異なることを示唆ß ホットスポットの密度勾配を初めて観測？

ü CAIsに含まれる短寿命放射性核種SLRsの娘核種のanomalyà 太陽系がSLRsの発生源近くで誕生し、SLRsが崩壊する前に取り込まれた？
ü SLRsの一つの26Alからのγ線は近傍の星形成領域でごく少数検出ü その一つであるOphiuchusを多波長観測 (隣のUpper-Scorpiusから26Alが供給)
ü 幅広い観測・理論の結果をもとにしたBayesian forward modelingにより、26Alは
1. 超新星爆発由来
2. 多重星由来
3. コア形成前にガスに濃集していた
4. コア内の濃集度に２桁の広がりがあったü 太陽系のようにCAI ageの広がりが小さい場合、原始惑星系円盤がグローバルな加熱現象に見舞われていたはずü 前主系列の近接(分光)連星 CVSO 104 in Ori OB1の観測
ü PENELLOPE legacy programのデータを使用
ü 連星系の軌道要素と二つの星のパラメータを初めて求めた
ü 軌道周期：~5日, 質量比：0.92, early M-type stars
ü SEDは明らかに赤外超過 à 周連星円盤
ü HeI & Balmer line profiles：どちらの星も同じレベルで降着ü Hα & Hβ：red or blue shifted 100km/s
ß 周連星円盤からのfunnel flow ?
ü 連星から2”.4離れたoptical companionは背景星で物理的には関係なかったü ALMAではSOやSO2が降着ショックの良いトレーサーかも？
à どのようなショックの条件で気相中のSO, SO2が増えるか調べたü Paris-Durham shock codeでガスダイナミクスを含むJ型ショックモデルを計算
ü ショック前の密度・ショック速度・UV放射強度の影響を調査
ü ほとんどの条件でwarm gas-phase chemistryはSOを効率的に生成ü 低速ショック：熱脱離したCH4 à H2CO à SO
ü 高速ショック：OH & S原子の反応 à SO, SO2
ü UV放射：H2Oの光解離によるSO, SO2の生成に重要ü SO, SO2氷の熱脱離は高速＆高密度な条件で効いてくるü LocalなUV放射がある限り、SO, SO2は降着ショックのトレーサーになる■Accretion shock modelü Paris-Durham shock code (Flower &Pineau des Forets 2003…)
ü Non-magnetized J-type accretion shockü ショックフロントは速度Vsで伝播
ü 全体が等方的なUV輻射で炙られている
ü ガスとダスト両方の光解離・光イオン化プ
ロセスを考慮
ü 143の化学種、~1000個の気相・固相反応を取り入れた＃ダストとPAHs
ü ダスト粒子の初期のコアサイズ 0.2μm
ü ダストのcoagulationなどは入ってないü 多環芳香族炭化水素(PAHs)はサイズ6.4Åの一粒子としてモデル化＃ガス温度
ü ガスはショックによる圧縮と粘性ストレスで加熱ü atomic, ionic, rotational and rovibrational linesで冷却＃ダスト温度ü フォトンの吸収、 FIR輻射場、ガスとの熱的衝突、赤外放射

■ Input parameters＃Physical parameters
ü Initial proton density：nH
ü Cosmic ray ionization rate of H2：ξH2
ü Local radiation field：G0 (Mathis et al. 1983)
ü Shock velocity：Vs＃Input abundances of smaller molecules and atoms
ü 典型的なlow-mass dark cloud conditionsを採用 (van der Tak et al. 2003; … )ü S原子・O原子の気相中の存在量はnHに対して10-6
ü SO, SO2氷：10-7 (Boogert et al. 2015; …)
ü 気相中のSO, SO2：10^-9 (van der Tak et al. 2003)ü ガス温度は~500Kまで上昇(Rankine-Hugoniot relationsと一致)
ü Shock front直後はH2による冷却が支配的ü ~400Kまで冷えるとCO＆H2Oの回転線・回転振動線が支配的
ü ガスとダストのthermal couplingによる冷却は無視できるü ショックの終わりは < 50Kの領域と定義
ü ショック後面のガスとダストの温度はFIRによるダストの加熱・gas-grain衝突・CO回転遷移によるガスの冷却などで決まるü ショックによる圧縮で密度は２桁上昇
ü ガスとダストのthermal couplingによりダスト温度は ~30K まで上昇
à CH4などの揮発性物質の昇華には十分, H2S・H2Oなどの昇華には不十分
ü UV放射によるダスト加熱はG0 > 50の場合でも25Kほどしか上がらない
ü 氷を気相へ放出するメカニズムはthermal > photo desorptionü ショックの後面でのガスとダストの冷却とともにSOの存在量が大きく増加
ü SO2は初期のdark cloud conditionから増えていない
以降はパラメータによる違いを見る

Fig 5Low-velocity shocks：~3km/s
ü ダスト温度が<35KなのでSO, SO2の熱脱離à 気相反応でつくるしかないü SHはFig 5の緑の経路を経て生成ü SO2はSOとOHから生成するが、OHが少ないので増えない

High-velocity shocks：> 4km/s
ü ショック開始後、H2OがOHとH2から生成
ü ショックが<300Kまで冷えてH2Oの生成が止まっても、H2Oの光解離によるOHの生成は続く
ü ガス中のOHの増加によりFig 5の赤の経路を通してSO, SO2が生成

High-velocity shocks：> 4km/s
ü 低密度環境ほどSO, SO2が（気相反応で）生成
ü 中間の密度(~107cm-3)で少なくなるß NH3がショック後面での支配的な冷却材
ß ショックの冷却がより効率的になり、SO, SO2の形成に好ましい100 < Tgas < 300Kの領域が減る

High-velocity shocks：> 4km/s
ü 高密度側ではS-bearing iceの熱脱離が重要(Fig 5 青)
ü SOはTdust~37Kで昇華し、気相中に出てくる
ü SO2はかなり高速かつ高密度な時だけ昇華する
ü H2Sが~47K脱離するとその後の光解離やH原子との反応でSHやS原子が増加する
ので、気相反応も大事(Fig 5 赤)

UV radiation
ü 気相中でのSO, SO2の生成にはOHやSHなどのradicalが重要
ß 支配的な形成プロセスはH2O,H2S, CH4の光解離
ß UV放射強度G0に依存
High-velocity (> 4km/s)
ü UVが弱いとH2Oの光解離によるOH生成が進まない
ü UVが強くなるほどSO, SO2が生成されやすい条件が高密度側にシフトする
Low-velocity (< 4km/s)
ü ショックでH2Oができない＝ OHも増えない＝ SO, SO2も増えないü 高密度側でのSOの増加はCH4の光解離による(Fig 5 緑)
ü G0<1では解離が起こらず、G0>1ではより高密度側で効率的にSOが生成■初期の存在量の依存性＃SO, SO2氷の昇華が起こる条件の場合
ü 今回はSO, SO2氷の量を10-7に設定 (彗星の氷に基づく)
ü 氷の量が気相反応で得られる量より多い
à 初期のSO, SO2氷の存在量に強く依存＃昇華が起こらないショックの場合
ü 気相反応ではS原子の初期の存在量が重要
Low-S case
ü SOの生成は全体的に抑制ß Fig 5 緑, 赤の反応が起こりにくいü SO2は中間密度でFig 4より増加
ß S原子とSOがそれぞれOHと反応するために“競合”するから

■初期の存在量の依存性＃昇華が起こらないショックの場合
ü 気相反応ではS原子の初期の存在量が重要
High-S case
ü S原子の冷却も重要になり、熱的構造も若干変化
ü Fig 5の赤・緑の経路でSOがより多く生成ü SとOHが反応するのでOHが減る
à SO2は逆に少なくなる＃他の化学種の影響
ü O原子はH2OやOHの生成量を変えるので重要
ü C原子はSOを破壊するため、SO,SO2の存在量を減らす

■粒子サイズの影響
ü サイズが小さいとガスとのカップリングが強くなるà ダスト温度が若干上がる (30K à 35K)
à ショック後面でガスの冷却材としてダストが重要になる＝ ショック領域が狭くなる
à SOは形成されるもののfiducialより少ない
ü SO2はそもそもこの条件では増えないので変わりない■PAHsの影響ü 加熱・冷却には寄与せず、物理的には影響なし
ü Ionization balanceで重要
ü PAHsによりS+などのイオンが１桁以上少なくなるà Fig 5 緑ルートでのSO, SO2形成が進まなくなるü 高速ショックの条件では赤ルートのSO, SO2形成が支配的なのであまり関係ない■ALMA観測との比較
ü Elias 29：SO, SO2が両方検出
ß 柱密度比 SO2/SO ~ 0.5 (Oya et al. 2019)＃G0=1の時
ü 低密度かつ低速or高速だと成り立つ＃G0=100の時
ü 高密度かつ高速だと成り立つ？

ü CMa OB1/R1領域（複雑な星形成の歴史がありそう）ü IRAM-30mを用いた分子雲マッピング
ü 分子雲の形状とYSOsの分布を比較した（YSOsはGaiaから選択）
ü Optical & NIR photometryよりYSOsの進化段階などを確認
ü 分子雲に付随するYSOs 40個を確認：Class I : 1, Class II : 11, Class III : 28
ü 13CO mapではemissionのピーク位置がYSOsの位置と一致
ü 連続した超新星イベントの遺物としてCMa shell-like構造が形成されたシナリ
オをサポートü Canis Major OB1/R1 (d~1kpc)
ü 異なる星形成イベントから生まれた若い星がいる… Gregorio-Hetem et al. (2009); Santos-Silva et al. (2018)ü West Cloud : この領域で最大のcloud, ~358 pc^2, ~16000 Msun
ü East Cloud : ~301 pc^2, ~12000 Msun
ü ダスト分布も13CO分布とよく一致＝CMa shellに沿った分布ü 13COの観測領域外にも大きなガス溜まり”Cloud 12”が存在
CMa領域で３番目に大きい, ~315 pc^2, ~7500 Msun

■本研究
ü CMaでの星形成シナリオを理解するために補完的なガス分布を調査
ü 大規模なSNR driven shock及びshockと分子ガスとの相互作用の痕跡を探る

■観測データü Herschel SPIRE：250μm
ü IRAM 30m望遠鏡：CO, 13CO, C18O (J=1-0)

■コアの性質ü 13COとCSで９個のコアを検出＃12COと13COのプロファイルを比較ü コア1,3,4,5,6,7でCOにwingが見える＝ 星形成(アウトフロー)の兆候
ü コア４は~20km/sの広がりü コア6,7は赤外線源(WISE)と関連
ü それ以外はClass 0天体？
ü 北側のコア(6-9)は低密度 (2,8,9はwingなし)

13CO map (12.6 – 19.2 km/s)# Main structureü V = 15 1.2 km/s
ü 北から南にかけて伸びた構造# Secondary structureü V = 17.4 1.2 km/s
ü 図の中心に位置ü Fig 3で見られたcavity周りを２つのガス構造が取り囲んでいるü Cavity内には若い星がいない

■13CO moment 1 map
ü Gaiaの固有運動ベクトルもplotü 非等方的な速度パターンは見られない
à 分子雲のsub-structureとの関連は不明■まとめü IRAM-30m望遠鏡でCMa領域の分子雲をマッピング
ü フィラメントに沿ってコアが分布
ü 分子雲が２つの成分に分類できた
Main : 南北に伸びた構造、ほとんどのコアとYSOsが分布
Sub：一部のYSOsが分布
ü 6/9のコアでCO wing (アウトフロー)を確認

ü WL 17のALMA観測（偏光が未検出）
ü ダスト連続波が光学的に薄い？ à ３バンドのデータで検証ü visibilityを単純な幾何学形状でfit
ü モデルと仮定した温度分布で光学的厚みを推定
ü 233GHz：τ ~ 0.3 à 自己散乱が起こるほど光学的に厚くないü 233GHzのデータで円盤のサブストラクチャを発見
ü 長軸に沿った明るいローブ
ü 単純なモデルではあわない à 円盤がflaredしている＆短軸よりも長軸上にダストが多く分布？
ü 円盤構造を調べるために、高感度のダスト偏光観測は有用

元データからGaussian ring modelを(visibility上で)差し引くà Double-lobed featureが現れた
à Flared diskで説明？(Doi & Kataoka 2021が引用されてた)