THE STAR FORMATIONNEWSLETTER
No. 340 (#1-9)
塚越崇(NAOJ)
21 May 2021

fi

1. ALMA-IRDC: Dense gas mass distribution from cloud to core scales
2. Fragmentation and kinematics in high-mass star formation: COREextension targeting two very young high-mass star-forming regions
3. SEDBYS: A Python-Based SED Builder for Young Stars
4. Magnetic elds and Star Formation around HII regions: The S235 complex
5. Unraveling the Inner Substructure of New Candidate Hub-Filament Systemin the HII Region G25.4NW
6. The Hi-GAL Compact Source Catalogue -- II. The 360° Catalogue of Clump
Physical Properties
7. Launching the Asymmetric Bipolar Jet of DO Tau
8. Magnetic Fields in Massive Star-Forming Regions (MagMaR) I. LinearPolarized Imaging of the UCHII Region G5.89-0.39
9. Streaming Instability in a Global Patch Simulation of Protoplanetary Disks

ALMA-IRDC: Dense gas mass distribution from cloud to core scales
A.T. Barnes et al.

• 10個のIRDCのALMA 3mm連続波+N2H+(1-0)観測• IRDCの階層構造の調査とHigh-mass star-forming core candidates探し• 距離見積もり, IRデータ,
近傍,high-mass=>10 IRDCを選定• ALMA Band3• 3mm連続波• N2H+(1-0)• Isolated hyper neを使用• 12m+7m• ∆θ=0.05-0.1pc• Dendrogramによるコア同定(3mm cont.)fi• N2H+による速度構造導出• コア構造のproperties

IR-3mm 質量比較

N2H+速度構造同定• 複数成分フィット• コア分布に対応する成分を抽出• 線幅からnonthermal成分を算出->Mach number

同定コアの物理量

コアの安定性• 熱+乱流だけではX• Reasonableな磁場強度によるサポートがあれば安定• 他空間構造との比較
0.1-1pc構造: Clump(R06), 0.01-0.1pc: Core(This work, H16), smallest: Core-fragments(L18,H17)

質量-サイズ関係• Clump->Coreで密度1~2桁上昇

速度構造• いくつかはsub-thermal• Clump~Coreスケー
ルではL81よりKP10relation• 導出スケールや質量計算の違いなど• 多くのコアはvirialized• (IRDC→)Clump→Core→Core-fragmentsの階層構造• 空間構造が一致するもの• Core-fragmentsがない/1つだけ• Core-fragmentsが複数であればhigh-massを含むもの→19個の構造をID

• Quiescent core (6個)• Trans-sonic non-thermal motion• Sub-viral• 976µGの磁場がないとcollapseする• High-mass star-forming coreの良いサンプル• Star-forming (13個)• Quiescent coreより高密度• 線幅,ビリアル比もQuiescentより大• コアサイズはcore-accretion
theory[McKee&Tan2003]の予想とbroadly comparable• Cloudとの相関• 温度 でジーンズ長• 3D構造を考える
必要あり• コア個数と線幅関係• Turbulentな雲が複数のコアを産む⤴︎⤴︎• 質量/半径も大Launching the asymmetric bipolar jet of DO Tau
J. Erkal et al.

• DOTauのjetを高解像度NIR観測• 非対称速度構造やwiglling構造などを検出• Jetの駆動は未解明• Stellar photosphereに刺さる磁場駆動• Star-Disk磁場駆動のwind• 広い領域にわたるDisk wind

• →高解像度観測でjetの根元を見る• Gemini-North NIFS

• AO assisted H-band obs.
• [Fe II] at NIR (1.53, 1.60, 1.64µm)• dv=56km/s• 0.15-0.175” FWHM
• ALMA C18O(2-1)• 円盤回転に垂直• Collimated• 構造/強度非対称• [blue] SNR高, 星近傍まで見える• [red] SNR低, 星近傍は円盤減光で見えない• Wiggling• Semi-opening angle=1.3º at 90au

• 速度非対称• 文献とconsistent→no time variability• 駆動メカニズムに起因しているはず• blue, redで同程度のcollimation• 速度変化なし• ショック構造• 急激な速度変化は見られず• Blue側0.4”あたりで系統的な速度変化→弱いshock front?

• Knotなどは見られない

• [Fe II] 1.53µm/1.64µmから算出• 低解像度の文献値と整合• 2手法で算出(upper/lower limitに対応)• 均一なnHを仮定する方法• [FeII]強度とneを用いる方法• uctuationはneとχeが縮退

flfl• Electron number densityとmass ux

• Origin of bipolar jet• Launching radius r0の見積もり
br• r0 <0.5au, r0<0.3au

同一のr0の可能性があるが、速度非対称なども考えると異なるr0の可能性もある• Magnetic lever arm parameter2λ ≃ (rA /r0) の見積もりbr• λ <6.25, λ <11• MHD disk wind起源の可能性もある• 駆動メカニズム自体は区別できないが、
high-velocity jetは0.5au以内の円盤領域で駆動している• Origin of wiggling• Orbital scenario• Precession scenario• Star-disk (misaligned) interaction• 惑星でもいい• 6-12MJ at 0.1-0.15au• Precession by magnetic torque• 可能性ありFragmentation and kinematics in high-mass star formation: CORE-extension targeting two very young highmass star-forming regions
H. Beuther et al.

SEDBYS: A python-based SED Builder for Young Stars ClaireL Davies

Magnetic fields and Star Formation around HII regions: The S235 complex
R. Devaraj et al.

Unraveling the inner substructure of new candidate hub-filament system in the HII region G25.4NW
L. K. Dewangan

The Hi-GAL compact source catalogue – II. The 360° catalogue of clump physical properties
D. Elia et al.

Magnetic Fields in Massive Star-Forming Regions (MagMaR) I. Linear Polarized Imaging of the UCHII Region
G5.89-0.39
M. Fernández-López et al.

Streaming instability in a global patch simulation of protoplanetary disks
Mario Flock et al.