Star Formation Seminar
崔仁士
SFN #330 50–56

http://arxiv.org/pdf/2005.01331

概要• Gaia DR2のデータから，Taurusの283の星の3次元分布と運動を調べた• 目的はTaurusの星形成史と分子雲のフィラメント構造の関連を調べること
サンプル

視差の分布

parallex• 単一分布ではない• 分布を知るために，ガウシアン分布をもつ複数のグループを仮定してデータをフィッ
ト

固有運動フィッティング
••••1つのグループにつき7つのfree-parameter
最尤法でフィット
ngroup=2から始めて1づつ増やしていく
ngroupはBayesian information criterion(BIC)で評価 à ngroup=6がベスト解

平均視差
平均固有運動（RA）
平均固有運動（DEC）
視差の分散
固有運動の分散（RA）
固有運動の分散（DEC）
スケーリングファクター

視差d=

6グループを同定

d=固有運動d=d=d=d=フィラメント構造（Herschel）との比較• 2次元空間でもグループごとに分布が異なる• グループA, B, EはTaurusメインに付随，ただしEのみd~160 pc• 各グループの距離は付随する分子雲の距離とも整合的
à 各グループは分子雲に付随している• 分子雲（全体？）がfilamentaryな場
合はこうはならない• クランプやフィラメント構造で起こる星形成は独立に進化することを示唆• A, B, Eの視線速度も比較していて，A, Bは衝突してそう

3次元の分布http://arxiv.org/pdf/2005.07744

概要• iceは星間分子の分子種を複雑にするため，iceを理解することは重要• YSOsの進化に伴ってiceの柱密度がどう変化するか調べるため，IRの観測の吸収線からiceの柱密度Niceを導出，進化の指標であるSEDのスロープαと比較した• αとNiceの間に相関（若いほど柱密度大）• physical and chemical進化を入れたモデル計算と観測を比較• モデルは観測されたトレンドを再現しなかったので，今回のモデルに含まれていないiceの量を減らす他の効果があるだろう
観測• Spitzerデータ，
Keck/NIRSPEC，VLTISAAC• 27のlow-mass YSOs
• 吸収線のtauから柱密度H2O

CO2結果• αとNiceに相関• 関数でフィット:
HCOOH• HCOOH以外にplateau• HCOOH iceは減りが遅く，CH3OHは減りが早い

CH3OH

モデリング• disk + envelopeモデル• 2D輻射輸送コード: HO-CHUNK• dust size分布: n>108 cm-3で~1 mm，それ以外で1–10 µm，エンベロープで0.5-1.0 µm• outflow cavityあり• エンベロープ質量などのパラメータを変えてphysical進化の効果を調べる• ice組成は実験値，3つのモデル• virgin: H2O/CO2=1• 1st processing: ~5x105 yr に対応するイオン放射• 2nd processing: ~5x106yr に対応するイオン放射à 化学進化を調べる
計算結果• 吸収が見られる• Class IIまでは進化が進むほどH2O
snow lineは内側へ，Class IIIへ進化
ではsnow lineは外側へ
SEDの例

進化
disk大
エンベロープ質量小

H2 O

CO2

温度分布（mid-plane）

計算結果続き

H2O absorption for virgin ice• Class I/IIでは，20º<i<60ºでないと吸収線は見えない• iに対して吸収線の深さは単調変化ではないa) • Class 0/I，i=0ºの全モデルで一致• Class I, 全モデルがoverestimate à
cosmic ray以外のiceを減らす効果？
• Class I/II，virgin以外よく合う• plateauなしà >30%はcloud成分か何かb) • Class 0/I，virgin & 1st processingが合う• Class I, I/II，2ndのみ合う

H2OCO2CH3OHc) • Class 0/I以外合わないd) • 全部だいたい合う• 化学進化よりエンベロープの散逸が原因
結論• モデルはHCOOH以外で観測より緩やかなiceの減少を示した• 観測を説明するには他のケース（他のiceの成分や物理パラメータ）が必要

HCOOH

https://arxiv.org/pdf/2006.01995

背景・概要• COMsが作られるhot coresのchemistryを理解したい• Hot cores天体の一つであるMYSOのG345.5+1.47のALMA観測データ（空間分解能~760 au）を解析• COMsの空間分布や柱密度，冷気温度などを調べた• 各分子の生成過程を議論
連続波マップ

ALMA Archiveデータ• Project: 2013.1.00489, PI: R. Cesaroni• Cycle 2, Band 6• FoV~26’’, beam: 0.32’’x0.25’’ (~700 au)
G345.5+1.47• MYSO in IRAS 16562-3959• Lbol: 154400 Lsun
• d=2.4 kpc

メタノールあり

解析結果• 3つのコア（A–C）を検出• Core Aはhyper compact HII region (HCH II)• 連続波からNH2Oの柱密度

Hα30あり8COMsTaniguchi et al.

the upper energy level of the transition is more relevant than the critical density to explain the emission and make thecompositions presented in this study.

議論Core BとCore Cのケミストリー• H2CO, CH3OHはダストからのthermaldesorption（>50 K, 100K）で説明できる• 他のCOMs (Xmol~10-8–10-7) も> 100 Kで同様
• ホットコアケミストリーが起こっている• Core B，CでH2CO, CH3OHのアバンダンスの柱密度の比はおよそ1:0.01• 他のO-bearing COMsの柱密度比はおよそ1:0.1
à O-bearing COMsはH2CO, CH3OHのあとにできるため，Core Bはより進化が進んでる可能性を示唆
H2COのケミストリー• 広がってる分布から，thermal desorptionよりnonthermal desorption or gas-phase reactionが形成に重要そう• Core B位置ではthermal desorptionが効いてそう
SOのリング構造の起源• UVではなさそう（UV起源だと他の分子も同じ分布になるはず）• HCH II regionのexpansionと外のcloudとのショックが原因では？
• 反応は式4がドミナント（温度と？反応レートから）https://arxiv.org/pdf/2005.14118

http://arxiv.org/pdf/2005.08317

http://arxiv.org/pdf/2005.07951

http://arxiv.org/pdf/2005.11537https://arxiv.org/pdf/2005.11330.pdf