THE STAR FORMATIONNEWSLETTER
No. 329 (#8-14)
塚越崇(NAOJ)
12 Jun. 2020

1. Self-gravitating Filament Formation from Shocked Flows: Velocity
Gradients across Filaments
2. The formation of young massive clusters by colliding flows
3. The Gemini Planet Imager view of the HD 32297 debris disk
4. Gravitoviscous protoplanetary disks with a u1 0mn fr

Star Formation Occurs in Dense Gas, but What Does “Dense" Mean?
Neal J. Evans II et al.

• 高密度トレーサーで見えるDense gasとはどういうものか？
• 選定した6領域に対するHCN, HCO+マッピングし、13CO等と比較• 環境、cloud-to-cloudで振る舞いが異なる• dense gasトレーサーだが希薄なガスからの寄与もある• 遠方cloudやextra gal.などで顕著• cloudによっては13COでは高密度ガスが拾えていない• critical densityのみで考慮しない方が良いかも• SFRと高密度ガスの質量は良い相関がある=>様々な観測手法がベース。高密度とはどういう状態を示すか？

• よく用いられるHCN観測でどのくらい高密度ガスが拾えているのか？
• other gal.の観測ではHCNは広がった放射を積分しており、高密度ガスが拾えていない可能性がある• 近傍分子雲の観測では13COの方が広がっていることが見えており、HCNは高密度トレーサーといえる=>遠方のgalactic plane cloudsでは調べられていない• Galactic plane cloudsのHCN,HCO+,13COデータからdenseの状態を調査• 減光,ダスト連続波などと比較• HCN(ncr~5E5 cm-3), HCO+(ncr~7E4 cm-3),および13CO(5E2 cm-3)の比較から密度状態を調べる• 観測• 大徳電波天文台 14m望遠鏡, SEQUOIA array (4x4 elements)• dθ=58”, dv=0.2km/s, HCN, HCO+ (J=1-0)同時受信
ターゲット:
CO,13CO, Dustの観測があるものを選択

• 様々な空間一致のパターン
HCN,HCO+と他tracerがよく一致

非常に弱いHCN,HCO+
13COも弱いHCN,HCO+は13COの端で強くなっている

弱いHCN,HCO+
13COとややずれ
BGPSとあまり一致しない

• 様々な”dense”の定義でHCN, HCO+の強度を比較• Av>8mag(from 13CO), BGPS clump sample, 1g/cm2 threshold• fL = Lin /Ltotを評価 (Linはthreshold範囲内の強度)• どの比較でもHCN,HCO+は似た傾向を示す• Conversion factor (BGPS mass)• Mdense=20Lin(HCN), Mdense=6.2Ltot(HCN)• 後者はextragalの計算に使える• Cloud毎の強度比較• HCN,HCO+は13COと同等or高密度な領域を見ている• HCNとHCO+のfL比はほぼ1であり同じような領域を見ている

• HCN,HCO+の広がった成分• dense regionより外側に弱い放射• RADEXによる密度見積もり; 50-100 cm-3
• 平均的なcloud density程度• 高密度clumpの物理量導出• cloud-to-cloudで変化が大きい• ビリアル比はBGPSの見積もりと整合• Discussion• ncrを根拠にHCNを高密度トレーサーとしてきたが、sub-thermalな放射も寄与している可能性がある• ‘effective density’ (Evans1999)のコンセプトを導入すると良い• Tmb=1Kとなるdensity•HCO+の場合 neff=9.5E2, ncr=6.8E4 cm-3•

HCNの場合 neff=8.4E3, ncr=4.7E5 cm-3

Measuring turbulent motion in planet-forming disks with ALMA: A detection around DM Tau andnon-detections around MWC 480 and V4046 SgrKevin Flaherty et al.

• ALMAのCO観測データを詳細にモデル化し、円盤の乱流(nonthermal)成分を抽出• DMTauの円盤のみでnon-thermal motionを検出、他2天体は検出レベル以下• DMTauのみで大きい理由はdisk windが無いため or 年齢が若いため？

• 円盤乱流の観測的な制約はほとんどない• 様々な惑星形成過程メカニズムに影響を与える• 少数の円盤で上限値が得られているのみ (分子輝線観測, 高分解能ダスト観測 etc.)• ALMAによるCO(2-1)観測• 3ターゲット; DMTau(145pc), MWC480(161pc), V4046Sgr(72pc)• dθ=0.3-0.5” ()• dv=80m/s -> binned to 160m/s• CO放射のモデリングnon-thermal motionを入れてMCMCでCO放射をフィット• CO freeze-out/desorptionの効果を入れている• DMTauでnon-zeroの乱流速度を検出• 0.25-0.33cs -> α~0.078• Tmidの仮定や強度校正エラーを踏まえてもリアル• 過去のCS観測結果と整合

他2天体では見えず• MWC480; vturb<0.12cs => α<0.006• V4046Sgr; vturb<0.15cs => α<0.01

• ClassII円盤は典型的に弱い乱流状態にある• 他の手法による多くの観測例と整合 (e.g., HLTauの超高解像度ダストリング画像)• ただし円盤上層とmidplaneで異なる乱流状態の可能性がある• DMTauのみturbulent• FUVやXray, accretionなどは顕著な依存性なし• disk windの有無がキー?
• DMTauのみdisk windが検出されておらず, 中心星輻射が円盤外側まで届きやすい• Ageも関連?
• Class 1円盤はαが大きいことと整合Self-gravitating Filament Formation from Shocked Flows: Velocity Gradients across Filaments
Che-Yu Chen, et al.

• CARMA望遠鏡を用いたSerpens Southの星形成フィラメントの観測
結果• フィラメントの速度構造と数値計算の結果を比較• シート状フィラメントの非等方降着の速度構造で解釈

The formation of young massive clusters by colliding flows
C. L. Dobbs, K. Y. Liow and S. Rieder• 若い大質量クラスターの形成シミュレーション• YMCの形成には>20km/sでcloudを衝突させる必要がある• 観測されている大質量クラスターを再現

The Gemini Planet Imager view of the HD 32297 debris disk
Gaspard Duchene, et al.

• HD32297のデブリ円盤をGPIのH-bandで観測し、high fidelity
imageを取得• 以前見つかっていたhaloのような成分は検出できなかった• 円盤をモデリングして詳細な物理量導出• 惑星は見つからず

Gravitoviscous protoplanetary disks with a dust component. III. Evolution of gas, dust, and pebbles
Vardan G. Elbakyan et al.

• 円盤形成初期のGI環境におけるダストのダイナミクス・成長に対するhydrodynamic simulation• 早いタイムスケールでµm->cmに成長してpebbleを形成する

The CARMA-NRO Orion Survey: Protostellar Outflows, Energetics, and Filamentary Alignment
Jesse R. Feddersen et al.

• CARMA+45m望遠鏡によるOrion A分子雲のサーベイ+分子流探査• データコンバインにより広がった成分を拾いつつ高い分解能を達成• 11の新しいoutflowを検出• outflow全体で見るとrandom outflow-filament alignment• 信頼度の高いoutflowのみを見るとfilamentと垂直なものがある