THE STAR FORMATION NEWSLETTER
No. 357, 10-18
2022/12/16
泉奈都子（ASIAA）

10.Complex Organic Molecules Formation in Cold Cores on StochasticallyHeated Grains
11.CHEMOUT: CHEMical complexity in star-forming regions of the OUTer Galaxy
III. Nitrogen isotopic ratios in the outer Galaxy
12.The Great Planetary Heist: Theft and capture in star-forming regions
13.Thermophysical evolution of planetesimals in the Primordial Disk
14.The formation of clusters and OB associations in different density spiral armenvironments
15.Accretion Burst Echos as Probes of Protostellar Environments and Episodic
Mass Assembly
16.Accretion and extinction variations in the low-mass pre-main sequence binary
system WX Cha
17. The relation between the Mass Accretion Rate and the Disk Mass in Class IProtostars
18.Different degrees of nitrogen and carbon depletion in the warm molecularlayers of protoplanetary disk

14. The formation of clusters and OB associations in different
density spiral arm environments
C.L. Dobbs et al.
• 異なる環境を持つspiral armにおけるcluster 形成と進化をシミュレーションで検証• Dobbs et al. 2022, MNRAS 509, 954-973 の続きの論文 (詳細はこちらに書かれている)‣ 本論文では初期のガス質量を小さくし、かつsupernovaを含めた再検証を行った- シミュレーションコード: Smoothed Particle Hydrodynamics (SPH) code sphNG(sink particle, cooling, heating, stellar feed backを含む)- stellar disk全体はstar particleでモデル化、選択した領域のみgas particleも含む- ハロー : NFW potential- Gas : self gravity, heating, cooling, H2, CO chemistry- Sink particle は gas densities > 1000 cm-3 でかつgas が収束、結合されたら（Bate et al. 1995）生成される(gas densities ~ 105cm-3で強制的に生成)- Sink radius: 0.1 pc, merger radius: 0.001 pc, Sinc mass: ~ 10 Msun order- Stellar feed back• Different simulation
Region 1: Strongly converting flow
Dobbs et al. 2022 Fig1

Dobbs et al. (2022)で実行済み

Region 2: Densities is still high compared to typical Milky Way densities• Results

Orion Ia (OB association)と似た結果を示す‣ Feed backがある方がclusterの半径を増加させ（gasを飛ばすことによりgravitational potentialが減少し、cluster半径が大きくなる）、かつmass-radius relationをよく再現する• Results‣ Supernovaの影響は小さい(ionizationによってできた低ガス密度領域をより低密度で熱いガスで満たすだけ)‣ どのようなモデルでもclusterのmerge, splitは起こる

Hot gas15. Accretion Burst Echoes as Probes of Protostellar Environments
and Episodic Mass Assembly• Protostarの時間変動をsub-mm/mm light curveを用いて検証‣ far-IRはaccretion luminosityの変動、sub-mm/mmはenvelopeの温度の変動を示す

Logan Francis et al.

• Target: Serpens Main star-forming region (d = 436 pc)• Telescope: ALMA ACA (Band 7 cont, res~4”), SMA (230/240 GHz, cont, res~3”), JCMT (850μm, res. ~15.6”)
EC 53: Main target, Class I protostar, periodic outburst 検出

calibration用天体 (SMM9は変動が検出、SMM2は暗すぎるため除外)

• Calibration‣ 通常のquasars等を用いたcalibrationの精度は10-20 %‣ 本研究では、より精度の高いRelative flux calibrationを使用- 明るくかつ変動のないYSOを用いたcalibration方法 (Francis et al. 2020)- UV平面上で点源モデルを用いたχ2フィットを各calibrator, epochで行う- Relative flux calibrationによって、精度（不定性）は2.5-3 %となった

• Light curve‣ ACA vs. JCMT‣ SMA vs. JCMT (Target: EC 53)- ACAではEC53, SMM10において変動を検出（ACAで見られるflux変動の幅の方が大きい）- EC53において、SMAの方がより高いピークflux値を示し、かつより早く減少に転じている• Light curve model (EC53)‣ ２Dモデルを使用して、SMA（ACA）とJCMTの観測結果の違いを検証- ACA, SMAはinner envelope (~1500 au) におけるaccretionの変動を検出していると考えられる- JCMTはよりcoldかつless denseなenvelope material (~ 3000au) を含み、ゆえに外部からの星間放射の影響を受け、かつ中心星からの放射にも時間がかかると考えられる
Envelope profile
Dust temperature (Tfloor <= heating from external interstellar radiation field, tlb: lookback time )Luminosity

JCMT (3270 au)
SMA (654 au)• Light curve model (EC53)‣ model vs. observation‣ change parameters- JCMT はTfloor (externalinterstellar radiation field) に大きく左右される（ピーク値）- Shallower profile (α = -0.5)だとピーク値が減少(colder dustの量の増加によるもの)- routを小さくすると、cold- model は観測結果をよく再現している

material が減るため, JCMTのピーク値が増加• Light curve model‣ Different outerburst behavior l vs. beam size

- 周期の早い変動はlarge beam
では不明瞭になる（case: SMM 10）

17. The relation between the Mass Accretion Rate and the Disk Massin Class I Protostars
Elenora Fiorellino et al.
• Class I YSOにおけるMass accretion rateとDisk massの関係を始めて観測的に検証• Target: d = 500pc以内に位置し、NIR spectroscopic data (for accretion analysis) と millimeter data (for disk dustmass) の両方が得られた26天体を過去の研究から選出した(Class I 天体の中でも明るくかつ進化が進んでいるもの)

• Macc vs. Mdisk

Class IAge = Birthline - 1Myr で計算‣ Class I のMaccはClass IIよりも大きい‣ Fitted slope- Class I all: log(Macc) = (0.3±0.2)log(Mdisk)+(-6.3±0.3)
Standard deviation: 0.4±0.1- Class II all, Slope: 0.7±0.2- Class I (remove two small Mdisk source), Slope: 1.1±0.2Class I の傾きの方が平らな傾向にあるが、Mdiskの小さい天体のサンプルを増やした検証が必須である

• Macc vs. Mdisk

isochrones at different initial disk mass
(i の検証)0.01 Msun

0.11‣ Class I の方がdisk depletion time (Macc/Mdisk)が早い→ Class Iの段階でdepletion timeが一定であればdiskは105-106 yrで無くなるはずだが、実際には106-107 yrまで残っている
i. Maccは一定でなく、進化が進むにつれて急激に減少する
ii. Maccは一定であるが、envelopeからextramassを得る‣ Disk evolution modelの検証- Viscous model (Lodato et al. 2017)- Hybrid model (Viscous + MHD wind, Tabone et al. 2021)- MHD wind model (Tabone et al. 2021)

10. Complex Organic Molecules Formation in Cold Cores on
Stochastically Heated Grains

Long-Fei Chen et al.

11. CHEMOUT: CHEMical complexity in star-forming regions of theOUTer Galaxy III. Nitrogen isotopic ratios in the outer Galaxy
L. Colzi et al.

12. The Great Planetary Heist: Theft and capture in star-formingregions
Emma C. Daffern-Powell et al.

13. Thermophysical evolution of planetesimal in the Primordial Disk
Bjorn J. R. Davidsson

16. Accretion and extinction variations in the low-mass pre-main
sequence binary system WX Cha
Elenora Fiorellino et al.

18. Different degree of nitorogen and carbon depletion in the warm
molecular layers of protoplanetary disk
Kenji Furuya et al.