SFN No. 315 (4 – 13)
スン カンロウ（茨城⼤学）

Busquet et al. 2019 A&A 623, L8

4 Unveiling a cluster of protostellar disks around the massive protostar
GGD 27 MM 1

⽬的：反射星雲 GGD 27 (𝑑 = 1.4 kpc)内に分布するの星周円盤の質量と半径を導出し，近傍星形成領域と⽐較．
⼿法：ALMA 1.14 mm 連続波観測．
分解能 ~40 mas = 56 au ，感度 ~0.002 𝑀⊙
結果：
新検出天体 22/25
𝑀6789 = 0.003 𝑀⊙ − 0.05 𝑀⊙
Median 𝑅6789 = 34 au

140 pc における1.14 mmフラックス (mJy)

SFRMedian 𝑅disk

GGD 27
Tau-Aur(Guilloteau et al. 2019, Pietu etal. 2014)

Oph(Cieza et al. 2019)

ONC
Eisner et al. 2019

備考34 au

Embedded Class 092 au

Evolved Class II

42 au

Isolated SFR

44 au

Ionizing O6 star

円盤半径 (au)
IRAS 18162–2048(B0 star)

円盤質量 (𝑀⊙)

円盤半径 (au)7000 au

⼤質量星からの視距離 (pc)⼤質量星からの視距離 (pc)

Mass segregation ratio

Distribution function ofprojected distance

Minimum spanning tree

Mean separation(normalized by cluster radius) 𝑠 = 0.59
𝑄=

Normalized mean edge 𝑚 = 0.40𝑚= 0.68𝑠

𝑄 > 0.8：星の動径分布が滑らかなべき乗𝑄 < 0.8：サブクラスターがある
Cartwright & Whitworth 2004

Bøgelund et al. 2019 A&A 624, 82

5 Methylamine and other simple N-bearing species in the hot cores
NGC 6334I MM1 – 3⽬的：⼤質量星形成領域 NGC 6334I (𝑑 = 1.3 kpc) のホットコア MM1 – 3 の N-bearing COM 輝線を観測，励起温度と柱密度を導出．
⼿法：ALMA Band 7 (≈ 300 GHz) での輝線観測．分解能 ~1” = 1300 au ．

CH3NH2 , CH2NH , 13CH3CN ,CH3C15N , NH2CHO , NH213CHO

複数の遷移がブレンドし輝線の特定が困難．JPL と CDMS で既知遷移を元に，CASSIS を⽤いて励起温度 𝑇MN と柱密度𝑁8 を⾃由パラメータとして，かつ LTE を仮定して観測スペクトルをフィット．
結果：
NGC 6334I MM1 – 3 において CH3NH2 を初検出．

[ ]：𝑇MN は固定，Bøgelund et al. 2019 で導出した CH3OH の励起温度を⽤いた．

カラー： 1 mm 連続波
コントア：13CH3CN 積分強度

CH3NH2 のみ
CH3NH2 以外でフィット

Sgr B2 に⽐べ CH3NH2/CH3OH は2桁くらい低い．
Sgr B2 でより⾼いダスト温度や強い輻射場が CH3NH2 を⽣成．
IRAS 16293 に⽐べ CH3NH2/CH3OH は約5倍⾼い．
NGC 6334I では 𝑇6U8V ~30 K， IRAS では 𝑇6U8V ~20 K．
⾼温ではダスト表⾯で CHY + NH\ → CHY NH\ ．
低温度では CHY と NH\ は CH^ と NHY に hydrogenate
される．

Caselli et al. 2019 ApJ 874, 89

6 The Central 1000 au of a Pre-stellar Core Revealed with ALMA.
I. 1.3 mm Continuum Observations⽬的：8 𝑀⊙ pre-stellar core L1554 (𝑑 = 135 pc) 内にコンパクトな構造がないかを観測する．
⼿法：ALMA 1.3 mm 連続波観測．最⾼分解能 ≈ 1.8” = 243 au ．
結果：
⾼密度，elongated な kernel（𝑅 ≈ 1400 au， 𝑀 = 0.1 𝑀⊙ ）が観測された．
さらにコンパクトな fragment 構造（𝑅 ≈ 92 au， 𝑀 = 0.003 𝑀⊙ ） 3つが ~3𝜎 で⾒られるが，イメージングのサイドローブの可能性もある．Jeans length より短く重⼒崩壊しなさそう．

観測

fragmentFragment 構造はリアルではなく，イメージングのサイドローブの可能性もある．
観測最⼩ 𝜒 \ でフラックス分布を求める．
CASA simobserve で擬似観測する．
13 k𝜆 の⻑基線でイメージングする．

モデルモデル

観測モデル

モデル
観測

2次元密度分布．中⼼密度 1×10c cmdY
MHD

HD

NH3 (1,1) の⻑軸

3次元密度分布．中⼼密度 1×10c cmdY
MHD
球状密度分布や BE sphere は elongated 構造とfragment を再現できない．
MHD（ambipolar diffusion）と HD による重⼒収縮シミュレーションでは再現できる．

HDモデル2次元密度分布MHD
観測

2×10e cmdY

5×10e cmdY

1×10c cmdY

HDモデル
MHD

CASA simobserveHD7Cesaroni et al. 2019 A&A 624, A100

In-depth study of the hypercompact Hii region G24.78+0.08 A1

⽬的：HC HII 領域 G24.78+0.08 A1 (𝑑 = 6.7 kpc) の構造と速度場を多周波数観測から解明する．
⼿法：VLA，PdBI，e-Merlin と ALMA 観測データを使う（⽔素再結合線と free-free 連続波）．
結果：
カラー：RRL
コントア：連続波マップ
連続波マップ

ALMA 1.4 mm 連続波

電⼦温度 10^ K でも FWHM ~ 21 km s df．
⽔メーザー固有運動は ~ 40 km s df で膨張することを⽰唆．

SEDフィット結果：
𝑅j = 0.153 arcsec = 1025 au
𝑁op = 5.3×10^c s df （O9.5 型星）
HII シェルの厚み（𝑅h /𝑅j ）を求められない．

RRL フィット結果：
𝑅j = 0.116 arcsec = 780 au
𝑟h = 0.89
膨張速度 𝑣j = 16 ± 4 km s df

𝑇M = 10^ K を仮定．

𝑁op = 5.3×10^c s df （O9.5 型星），
𝑇M = 10^ K を仮定

SED

𝑟h = 𝑅h /𝑅j𝜏j ∝ 𝑅j 𝑛n\ ， 𝜏j ∝ 𝑁op /[𝑅j (1 − 𝑟hY )]カラー：5 cm
コントア：7 mm

動径プロファイル
シェルにおける温度勾配を⽰唆

R1

コントア：VLA 6 cm

8910111213