Star Formation NewsletterNo. 331 29-35
高橋実道（NAOJ）

GMC の mass-size relation を２つのCO survey と2つのダスト減光survey から調べる
おおよそ MGMC ~ R^2, constant ΣGMC で書ける。
COの方がダストよりscatter が大きい。XCOの半径依存とmolecular ring の影響。
近傍のXCO = 3.6x1020 cm-2(K km/s)-1
molecular ring の外ではΣGMC ~ 35Msun pc-2

ELT, MICADOを使ったIMFの研究のためのMICADOの性能評価。
距離 8kpc - 5Mpc, core density 10^2-10^5 stars arcsec^-2 でシミュレーション
stellar density < 10^3 stars arcsec^-2 まで分解可能。0.1 Msun まで観測可能
距離 2Mpc, 10^4 stars arcsec^-2 で >2Msun のすべての星を分解、IMFのhigh-mass end を調べられる。
JWST の10倍、HSTの100倍 denceな領域も分解できる。
1500 以上のyoung clusters で saltpeter slope を直接測ることができる。

Cassiopeia OB6 association の massive star-forming region W4 のkinematiccore cluster (IC 1805)と20pc 以上に広がった星、OB association によくある構造
core cluster の星：等方的な運動、ほぼ virial 平衡(~0.9 km/s)
広がった成分は膨張する運動を示す。
この構造はN-body simulation で再現可能（cluster がcollapse する際に、一部の星はclusterからescape する。）
W4の広がった成分は、IC1805のcollapse 起源。

Herbig Ae star MWC 480 とT Tauri star LkCa 15の原始惑星系円盤のALMA Band 7 でのline survey。
過去のsigle dish の観測より一桁感度が良い。
14の分子種を観測し、うち5つ(C34S, 13CS, H2CS, DNC, C2D)が初検出。
二つの円盤で大きな違い、円盤の物理状態の違いを反映か。

ALMA の2.9mm の原始惑星系円盤での観測(+ 1.3mm の先行研究データ)。
分解能はともに 0.1”, 15au. 対象はDS Tau (single ring), GO Tau (double ring), DL Tau (multiple ring)。
二つの波長で同じ位置にリング、半径50-120 au.
円盤半径は二つの波長で整合的。
ダストのpressure bumpへの集積で説明可能。
リングはほとんど分解できなていないが、dust trappingの傾向も見える。
spectral index は外ほど大きく、リング位置で極小値をとる。リング位置でmm sizeに成長しているか。

ALMA Band 6 (1.3mm) でリング構造が観測されている3天体DS Tau (single ring), GO Tau (double ring), DL Tau (multiple ring)について、同程度の分解能(0.1”)でBand 3 (2.9mm)で観測。
二波長の比較でダストの性質を調べる。

中心星と観測の情報

各天体のBand 3, 6 での輝度温度分布→二つの波長で同じような円盤半径、リング構造が見える方位角平均をとった輝度温度分布
リング位置

各波長での円盤半径 Reﬀ,95%

Gap の深さ：DS Tau, GO TauのR７３で0.5-0.6,
DL Tau では10%程度
GO Tau では1.3mmで３つ目のリングが見えているが、2.9mmではノイズに埋もれている。
inner disk の半径は〜20-40 auで、長波長の方が3-4 au 小さい。
ダスト成長、radial drift と整合的

二波長での円盤半径の比較

visibility ﬁtting の結果。リングが分解できているDS Tau では2.9mmの方がリングが細い。

←観測から得られるα、β、τの分布・外側ほど大きい
・DS Tau, GS Tau のR73 では、αの極小値はダストリングのピーク、それ以外ではずれる。
・inner region: α~2、 光学的に厚い・リングの optical depth : 0.1 - 0.2 at 2.9 mm,0.2 - 0.4 at 1.3 mm
・明るい円盤(DL Tau)でβが低い→ダスト成長？
（scattering が効いていると光学的に厚いものが薄く見え、小さいαが実現する）

DS Tau と比較するモデル計算：ガス分布はﬁx, ダストの運動、成長、破壊を計算

惑星の有無で1.3mmと2.9mmの見え方の違い
灰色線がReﬀ,68%, 黒線がReﬀ,95%(惑星ありのみ)
点線が2.9mm, 実線が1.3mm
惑星ありの場合は二つの波長の線が重なっている。

惑星ありの場合、1.3mmと 2.9 mmのダストリングの幅の違いは0.2 auで、分解できない。
DS Tau のリングはmarginally resolved. 2.9 mm の方が1.3mmよりリングが細い。
惑星ありのモデルが観測とは整合的。惑星なしのモデルだと長波長がよりコンパクトになる。

young multiple system UX Tau の円盤の観測からdynamical interaction を調べる。
SPHERE/IRDIS J, H band + ALMA archival data.
UX Tau Aの円盤の外から伸びる大きな渦状腕構造が観測。
南側の渦状腕は UX Tau AとCの間のbridge 構造となっている。
これらの渦状腕渦状腕は、CO(3-2)のcouterpart がALMAで見えている。
散乱光で観測された Cの円盤はAより小さくmisalign している。
SPH シミュレーションと比較。渦状腕構造の散乱光とCO emission, 円盤の速度分布、Cの円盤のサイズはどれもUX Tau C が最近（1000年程度） UX Tau A と近接遭遇したシナリオと整合的。

Class 0/I source L1527 の、ALMA とJVLAでの観測
7mm continuum image で、南北方向に並ぶ3つのクランプを発見。
南北のクランプは中心のクランプから距離15 au 程度。7mmで光学的に厚い。同程度の明るさ。
リング構造や渦状腕を天球面に射影して再現可能。
円盤形成中の substructure 形成を観測した可能性。

L1527: Class 0/I の有名天体
infalling envelope と円盤（r~80 au）が観測されている。
若い円盤でのダスト分布を調べる。
ALMA Band7, JVLAのQ, K Band の観測
コントア

Q, K Band から得たspectral index α

赤道面上でα~0 : 光学的に薄いfree-free emission
clump C の付近でα~2: 光学的に厚い
Q Band はダスト放射＋free-freeのコンタミを見ているで,Qからfree^freeの成分を引く（前図右下）
3つのクランプは残る

光学的厚みの見積もり

Clump S, N は光学的に厚い
それらの間は marginally thin
外側は光学的に薄い

ダスト質量の見積もり
クランプ

分解できていないので半径はBand 7のビームサイズ
lower limit : 0.40 Mj (clump N), 0.48 Mj (clump S)
全ダスト質量：2.7Mj
ダスト/ガス=0.01とすると円盤ガス質量0.27 Msun
ケプラー回転から見積もられる質量（0.2-0.46Msun）の50-100%
opacity やダストガス比の不定性が乗っている。

構造の起源
クランプS, Nはほぼ同じ質量、半径独立のクランプではなく、軸対称な構造か・スパイラル
Toomre Q の見積もり→r＜15 au でQ<<1
ただし質量の見積もりに大きな不定性・リング
sintering
小さなα(~2.5)とクランプの位置（~CO2 snowline）がモデルと整合的
secular GI
年齢~104-5yr が成長のタイムスケールと整合的