Star Formation Newsletter#354 22–28

崔仁士（ASIAA）
2022/10/07

2背景と概要- 従来のクラスター形成のシミュレーションの問題: 個々の星の間の重力相互作用を正しく計算できていない（gravitational softening）- 最近のシミュレーションでは星の間の重力相互作用をより正しく計算- 大質量星がクラスターから重力相互作用で外に弾き出される- クラスターの端からイオン化され，さらにoff-centered bubbleを形成する- Orion NebulaにOrion Nebula Cluster (ONC)に付随する~2 pcのoff-centered bubble- 大質量星の放出でOrion Nebulaに付随するbubbleが説明できるか，観測とシミュレーションを比較
シミュレーション- SPH code: ASURA+BRIDGE- 個々の星の軌道計算，HII region model- 一様密度+乱流速度場の球形クラウド- Model A: 2x104 Msun, r=12 pc (n=79.9 cm-3, tff=4.87 Myr)
- Model B: 5x103 Msun, r=2.285 pc (n=2.89x103 cm-3, tff=0.81 Myr)
- 速度場は∝v-4のパワースペクトルでvirial ratio~0.5になるよう与える- ガス密度>7.4x104 cm-3と温度<20 Kで星形成，Schmidt’s lawに従ってガス粒子を星粒子へ（SFR），Kroupa IMFを仮定

Güdel+08

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SIRIUS V. Formation of ionized bubbles of the ONC

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結果50510x (pc)●: >2Msun●: >10Msun●: >20Msun
背景: red band of the digital sky survey 2□: B-type stars◯: O-type stars+: ONC4

固有運動の比較- Gaia DR3からONC周囲5 pcの34のOB型星のONCに対する相対速度を計算- 観測とシミュレーションでOB型星の相対速度はよく一致- いくつかの星は脱出速度を超える速度をもつàejectionの証拠

ONC大質量星によるbubble形成- O型星θ2 Ori A: ONC centerから0.3 pcずれて位置

Rs: bubble半径 (Weaver+77)- クラスター外縁のガス密度103–104 cm-3を仮定すると0.3 Myrで1–2 pcのバブルが形成可能
à バブルの年齢~0.2 Myrとコンシステント（Pabst+19, 20）- クラスター/バブルの距離=388 5 pc
- θ2 Ori Aの距離 336+26-22 pc, ONCに向かって相対速度3.3 km/sで運動
à 過去に弾き出されて現在戻っていっていることを示唆- シミュレーションから得た質量分布を仮定した軌道計算とも，位置（0.3 pc），速度，タイムスケール（0.1–0.4 Myr）はコンシステント

5背景と概要- 原始星コアから円盤の間の化学進化を知りたい- 化学進化の観点から二つの大きな分類- Hot corino: (saturated) interstellar complex organic molecules (iCOMs)が多い- Warm carbon-chain chemistry (WCCC): unsaturated carbon chains- 最近low-mass protostellar sources, B335 & L483のようなコンパクトなiCOMsと広がったcarbonchain（hot corinoとWCCCのハイブリッド）のようなケースも- 基本的な化学進化を理解するにはisolatedした天体を調べるのが最適，Bok globuleのCB68を観測的に調査
観測- CB68 (d~140 pc)- Bok globule天体- Core mass~0.9 Msun, Class 0 protostar of IRAS 16544–1604 (Tbol=41 K, Lbol=0.86 Lsun)- FAUST surveyの一環でALMAとACAを用いてBand 6 (~230 GHz) で観測

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観測結果
- 連続波はコンパクト，~70 au分解能でほとんど空間分解できず- c-C3H2とCCHà WCCC

1.3 mm 連続波

c-C3H2 アバンダンス- 柱密度 (non-LTE/RADEX)- c-C3H2: (2.4–3.5)x1013 cm-2
- C18O: 5.4x1015 cm-2
- (nH2=106–108 cm-3, Δv=1.05 km/s, T=25 Kを仮定)- C18Oの柱密度からH2柱密度~3.6x1022 cm-2 (using emprical equation; Frerking+82)
à [c-C3H2]~(0.6–2.1)x10-9: L1527 IRSより一桁から二桁小さくWCCC効果が弱いことを示唆?
中心ピーク

中心ピークでない

Outflow cavityをトレース？

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観測結果続き- CompactなCH3OH, CH3OCH3 & HCOCH3 (iCOMs)
à Hot corino on ~100 au scales- Other non-detection lines

Fitting to multi-transitional lines- LTEを仮定してCH3OHの柱密度，回転温度, the beam
filling factorを導出- CH3OHで求められた温度，filling factorを用いて他のlineの柱密度（とその上限値）も推定- filling factor~0.022から，実際の放射領域は10 au程度で非常にコンパクトと思われる

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Lower than in other sources
他の天体とのアバンダンス比の比較- CH3CHO, NH2CHO, HCOOHは他の天体より少ない- 特に同じBok globuleのB335との違いは顕著

化学進化モデルとの比較- Hot corino model (Garrod+22)- 気相，粒子表面, 氷マントル内での化学反応を計算- fast, medium slow warm-up casesの3つの場合を計算- （10 K一定で~103 cm-3から~108 cm-3までのcollapse
phase，一定密度で400 Kまで温められるphaseの2phaseの計算で星形成での化学進化を模している）- Aikawa+20 model- Static & collapse phases両方を含んだ計算- 物理状態は1Dのhydroシミュレーションから- ハイブリッド型（WCCC on ~1000 au & 原始星近傍のhot corino）を説明

Comparable to others

だいたい合うGarrod+22

Aikawa+20

合わない

観測に近い9ガスの力学- Infalling-rotating envelope (IRE) model (Oya+14)と比較- M*~0.08–0.3 Msun, rCB (centrifugal barrier)< 30 au

Bok globule B335との比較 (isolateした環境の影響)- 原始星近傍~10 auでhot corino chemistory, ~1000 auでWCCC- isolateした環境で星間放射場により晒される- CàCO(àiCOMs)の変換を妨げる- コア中心付近はextinctionが大きいのでCOが効率よく形成されiCOMsもできるのかも- （ただしハイブリッドなケースはBok globuleでないL483などでも見られている）- 非常に小さい遠心力バリア半径 (B335は5 au以下)は小さい角運動量，円盤サイズを示唆- 星間放射場に晒されてイオン化率が上がることが原因かも（Zhao+18; Kueffmeier+20)- CH3CHO, NH2CHO, HCOOHのアバンダンスの違いの原因はまだわからない

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