THE STAR FORMATIONNEWSLETTER
No.261 - 13 September 20142014/10/17
izumi natsuko (D2)

3-7
“Shocks in dense clouds. IV. Eﬀects on grain-grain
processing on molecular line emissions”#
to #“Deuterated methanol in the pre-stellar core L1544”

Shocks in dense clouds!
IV. Effects of grain-grain processing on molecular line emission!
S. Anderi et al.

http://arxiv.org/pdf/1408.0140

Grain-grain process が C-type shockに与える影響■ Context
・Grain-grain process : 高密度環境下のShockを考慮する上で非常に重要■ Aim・Grain-grain processの C-type shock への影響を調べる1. 磁場の変化による影響は?
2. Molecular line emissionはどうなるか?
3. ↑特にshattering と vaporization による SiOのrotational line emission への影響は?

■ Method・2-fluid shock model: Shattering と vaporization による影響を入れたmodel: Multi-fluid model■ Result!

1. 磁場の変化による影響は?
→磁場の幅広い値において、grain-grain processはC-type shockに強い影響を及ぼす：Maximum temperatureは増加、shock widthは狭くなる→Grain-grain processの有無によって、Shock structureが磁場から受ける影響も変化する
2. Molecular line emissionはどうなるか?
→Higher peak temperature により 高励起状態の分子増加→Lower shock width により柱密度減少→各分子やその遷移に対して、chemical / physical properties に影響を及ぼす
3. ↑特にshattering と vaporization による SiOのrotational line emission への影響は?
→Vaporizationによってintensity増加するが、shock widthの減少により効果は相殺される→Intensityを増加するためには、SiOはgrain mantle中に存在することが必要となる

IRAM-30m large scale survey of 12CO(2-1) and 13CO(2-1)
emission in the Orion molecular cloud!
O. Berne et al.

http://arxiv.org/pdf/1408.2999

Orion molecular cloudの広範囲・高解像度観測■ Observation
・Telescope : IRAM 30 m telescope・Region : 1 × 0.8° part molecular cloud・Line : 12CO(2-1), 13CO(2-1)
・Maximum spatial resolution : ~ 11”
・Spectral resolution : 0.4 km s-1■ Results
・Very clumpy and filamentary structure
12CO

http://userpages.irap.omp.eu/~oberne/Olivier_Berne/Data↑のページでデータ取得可能

13CO

■ Properties
・Dynamical age
・Total mass!
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: ~ 0.2 Myr: 7700 M⊙↑ 半分は “dense integral shaped filament”の内部
もう半分は “filamentの周囲のmore diffuse and filamentary structure”に分布

・Total kinetic energy : 3.6 × 1040 J↑ 40% : from the outflow
60% : rest from the feedback of the HII region※ただし場所によるNorth region (OMC - 2/3) : outflow がdominantCenter region (OMC - 1 ) : outflow / Hll region 共にあるSouth region

・Column density NH: HII region がdominant- South region の方が North regionよりcolumn density が小さいことが分かる→ South regionでは星生成起こりづらい?
※実際に、South regionではprotostarの数が少ないことが確認されている→ Orionではexpansion of HII regionによるtriggered star formationはinefficientである

・Energy balance- Magnetic energy: Gravitational energy と同等かそれ以上: Kinetic energy より一桁大きい- Pressure: External pressure - order of a few 106 K.cm-3: Magnetic pressure- Cloud周辺だとExternal pressureと同等だが、内部だと増加することが予想される→全体的な結論として、magnetic fieldが分子雲を支える役割を主に担っていると考えられる

An Enigmatic Pointlike Feature within the HD 169142
Transitional Disk!
Beth A. Biller et al. http://arxiv.org/pdf/1408.0794

HD 169142 transition disk でfaintなpointlike featureを検出■ Target : HD 169142
・Nearly face-on transition diskをもつ
・40-70 AUのannular gap検出されている

Quanz et al. 2013

■ Observation

■ Results
・Faint, pointlike feature を L’ bandのデータで検出- Separation : ~ 0.11”- Δmag (L) : ~ 6.4- PA: ~ 0°

↑ pointlike feature検出↑ pointlike feature検出できていない↓ 位置関係はだいたいこんな感じ

Reggiani et al. 2014

・H, Ks bandでは検出されない→ Photosphere of a substellar or mass companion によるものではない→ Disk featureと考えられる
・L’ bandの検出→ 強すぎてPassive heating from the starでは説明できない→ Hαが検出されていない (Follette et al. in prep.) ため、accretionとも考えられない・Pointlike featureの位置 : disk gapの内側→ Planet-formationに関連しているだろう

今後の観測結果に期待するStellar irradiated discs and implications on migration ofembedded planets III: viscosity transitions!
Bertram Bitsch et al. http://arxiv.org/pdf/1408.1016

Viscosity transition による disk structure への影響

Small mass planet が恒星に落ち込む問題(落下問題) を解決したい■ Aims・Viscosity の α-parameterの急増による、disk structure への影響を調べる→Disk の dead-zone structureのモデルを作成する■ Method・Focus on ・M disk (net mass flux が一定)
・Numerical・hydrosimulations: Explicit / implicit hydrodynamical code FARGOCA■ Results
・Viscosity transition: Surface density 変化する
→ Small planet の内側への移動を防ぐ (“Planet trap” mechanism)
この作用はMp > 0.5 MEarth まで働く
: 圧力勾配も変化する→ Planetesimal formationを促進
ただしよりsteep (+ unrealistic) なtransitionが必要となる

Deuterated methanol in the pre-stellar core L1544!
L. Bizzocchi et al.

http://arxiv.org/pdf/1408.2491

L1544におけるCH2DOHの観測■ Aim
・L1544におけるmethanol deuterationの測定→Deuterium fractionation processを調べる■ Observation
・Telescope : IRAM 30 m telescope・Line: CH3OH, CH2DOH, CH3OD
・Mode: Single pointing (toward the L1544
dust emission peak)
Mapping (3’×3’)■ Analysis
・Non-LTE modelling : Using the radiative transfer code MOLLIE(Keto & Rybicki 2010)■ Results
・Mapping of CH3OH : ピーク位置がdust continuumと異なる→ Highly asymmetrical broken ring distribution→ CO depletion holeの存在を示す

・CH3OH single-pointing: [CH2DOH] / [CH3OH] = 0.10 ± 0.03
↑他の low-mass Class 0 protostarでの値より非常に小さい (0.4 - 0.6)
↑L1544の他の分子 (N2H+, NH3, H2CO..) での値よりも小さい→Coreの外側 (CO just started to freeze out
onto dust grains) を見ているのでは??

Caselli et al. 1999