May 28th, 2021

Star Formation Newsletter
No.340 #27-35
Shota Notsu (RIKEN)

- 27: Magnetic Properties of Star-Forming Dense Cores- 28: Testing the Turbulent Origin of the Stellar Initial Mass Function- 29: X-ray induced chemistry of water and related molecules in lowmass protostellar envelopes- 30: The double signature of local cosmic-ray acceleration in starforming regions- 31: Modulated accretion in T Tauri star RY Tau -- stable MHD propeller ora planet at 0.2 AU?
- 32: Significant interstellar object production by close stellar flybys- 33: Thiols in the ISM: first detection of HC(O)SH and confirmation ofC2H5SH- 34: The effect of the streaming instability on protoplanetary discemission at millimetre wavelengths- 35: Gaia-EDR3 Parallax Distances to the Great Carina Nebula and its Star
Clusters (Trumpler 14, 15, 16)https://arxiv.org/abs/2104.06878v1

低質量Class 0原始星周りのエンベロープの詳細な化学構造計算を実施
原始星エンベロープの分⼦組成に対する、中⼼星 X 線放射の影響を調査
Notsu et al. (2021, A&A in press.)

⼀部の低質量原始星エンベロープ&円盤の内縁⾼温部で、H2O分⼦組成が著しく減少(<10-6)！
↓中⼼星X線放射によるH2O分⼦の破壊が効いている?

低質量原始星エンベロープのH2Oガス&氷組成

Notsu et al. (2021)

IRAS 4Amodel

H2Oスノーライン内側 (<102 au)︓LX>1030 erg/s の時、H2Oガス組成減少 (10-4 →10-7-10-6)
X線由来のイオン・分⼦反応(with H+, H3+ etc.)や光解離反応(H+OH)が重要と考えられる
H2Oスノーライン外側 (>102 au)︓ X線放射増⼤と共にH2Oガス組成増加 (10-10→10-7)
X線由来の光脱離反応が重要と考えられる
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低質量原始星エンベロープのO2, O, COガス組成
Notsu et al. (2021)

IRAS 4A model

COガス組成︓X線放射の影響をほぼ受けない
O2, Oガス組成︓X線放射増⼤ & H2Oガス分⼦減少と共に増加
LX>1030-1031erg/s の時、COと並んで酸素原⼦の主要な担い⼿に(~10-4)
COはt>1 Myr でdepletion →e.g., Bosman et al. (2018)

O2: サブミリ波輝線は弱く、tentativeな検出例のみ

Herschel/HIFI: 16O16O 487 GHz (Yildiz et al. 2013) for IRAS 4A
ALMA: 16O18O 234 GHz (Taquet et al. 2018) for IRAS 16293-2422

O: ダスト光学的厚みが⼤きな遠⾚外線に輝線が存在↓

X線放射の影響を強く受ける、(空間分解)観測が可能な分⼦とは?

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低質量原始星エンベロープのHCO+, CH3OHガス組成
IRAS 4A
model

Notsu et al. (2021)

HCO+, CH3OH: H2O分⼦のトレーサーとして使われてきた
H2Oスノーライン内側(r<100 au)において、LX>1030-1031erg/s の時、
HCO+ガス組成増加 (H2Oガス減少に伴う)、CH3OHガス組成減少↓
LX>1030-1031erg/s の時、H2Oスノーライントレーサーとして使⽤できない
⼀⽅でガス分布から、内縁の(X線)電離度ξXや中⼼星X線光度LXなどの制約可能性あり

7https://arxiv.org/abs/2103.08599v2-原始星周囲の⾼い電離率(※)：従来、(jet内や原始星表⾯の)衝撃波で⽣成されたUV光⼦が要因とされてきた。
-本研究：衝撃波での宇宙線(<1TeV)加速が、⾼電離率とシンクロトロン放射の双⽅を説明可能であると提案。星形成領域モデル計算を実施。OMC-2 FIR 3/FIR 4 の観測との⽐較も⾏い、cm連続波と分⼦輝線観測の重要性を議論。
※ 主にHerschel & 単⼀鏡によるr>103 au (エンベロープ全体)スケールの分⼦輝線観測で、⾼い電離率の値(⼀部の天体でξ~10-14 s-1 ) が観測された。(⇄X線による電離は主に中⼼星近傍(<<103 au)に寄与)

← tacc vs tdiffでEmax,pが決まる
衝撃波内での加速・散逸・衝撃波の拡散のタイムスケール←加速された粒⼦の圧⼒ vs 陽⼦の最⼤エネルギーEmax,p
図中の数字はjetの速度U [km/s]← tacc vs tlossでEmax,pが決まる

シンクロトロン放射のモデルﬁtting

https://arxiv.org/abs/2104.06845v1

この2年の間に、星間空間由来の天体(ISO)が2つ(1I/ʻOumuamuaと2I/Borisov)も発⾒。その頻度等に関⼼。
本研究：放物線状の近星遭遇(flyby)を考え、天体間の質量や距離、⾓度などを様々に変えた数値計算を実施。
獲得される微惑星の量や⼊射速度、組成などを調査。
結果：ISOsの組成はcomet-likeがdominant, (ʻOumuamuaよりはBorisovに組成が近い)⼤質量星への巡⾏遭遇が最も多くのISOを供給する。例えば5太陽質量星への250 au以内の遭遇では、⺟天体に重⼒束縛され続ける質量より、微惑星として供給される質量の⽅が多くなる. etc.

⼤質量星への巡⾏遭遇ほど、より多くのISOを供給する

⼤質量星への巡⾏遭遇ほど、より多くのISOを供給する

https://arxiv.org/abs/2103.12644v2

ストリーミング不安定により⽣成される⾼密度(=光学的に厚い)構造が、Lupus領域の円盤のALMA多波⻑連続
波観測の結果(Tazzari et al. 2020a, b)とconsistentかどうかを調査。
観測可能な物理量としてﬀ (Band 6での光学的厚みの割合)とspectral index α (Bands 3-7)に着⽬し、ストリーミング不安定によるclumpの⽣成前・後でシミュレーション(by Athena)の値と観測値を⽐較

https://arxiv.org/abs/2104.02597v1

DCF: Alfvén波が励起する乱流により偏光ベクトルの⽅向が統計的に変動する現象を利⽤し、平⾯上の磁場強度を測定する⼿法。
本研究：17個のコアに対し、DCFとZeeman⾒積もった磁場強度などを⽐較、Mass/Flux⽐や、密度依存性などを議論。

https://arxiv.org/abs/2102.08564v1

流体⼒学乱流下の分⼦雲内での星形成過程をAMR codeで数値計算。IMF(初期質量関数)の⾼質量側の傾きΓと、乱流速度場のパワースペクトルのペキnとの関係を⽐較。
n=2が通常の星間空間乱流場であるが、n~1とした場合のΓの値を調査。
n~2の場合-1.5<Γ<1, n~1の場合-3.7 <Γ<-2.4となり、n~1の⽅がより⼤質量星に富む分布となる。

https://arxiv.org/abs/2104.00433v1

T Tauri型星 RY Tauに対し、Hα線とNa I D線で分光モニター観測を7年間に亘り実施。22⽇周期で吸収線の視線速度変動(infall⇄outﬂow)を検出。
円盤-磁気圏境界⾯でのMHD降着 または 0.2 auに存在する惑星による変動 という2説を議論。

https://arxiv.org/abs/2104.08036v2

チオール基(-SH基)を含む化合物は、アミノ酸(システイン)の重合反応において重要。
IRAM 30m とYebes 40m 電波望遠鏡で、銀河中⼼⽅向の星間雲G+0.693-0.027の分光スペクトルサーベイを実施。
モノチオギ酸のトランス異性体(t-HC(O)SH)を星間空間で初検出 。そのほか、CH3SHとC2H5SHなども検出。

https://arxiv.org/abs/2103.07922v2

Gaiaの新しいデータリリース Gaia-EDR3の年周視差の値を⽤いて、Carina OB1 associationとその付属星団にある69個の⼤質量星の距離をupdate.