The Star Formation Newsletter#376 61-76
鹿大D2 城戸61. Discovery of thionylimide, HNSO, in space: the first N-, S-, and O-bearing interstellar molecule
62. Kinematics & Star Formation in the Hub-Filament System G6.55-0.1
63. First detection of the [CII] 158 micron line in the intermediate-velocity cloud Dracoo
64. Gas kinematics and dynamics of Carina Pillars: A case study of G287.76-0.87
65. Orbital dynamics in the GG Tau A system: investigating its enigmatic disc
66. Internal 1000 AU-scale Structures of the R CrA Cluster-forming Cloud - I: Filamentary Structures
67. Co-evolution of dust grains and protoplanetary disks II: structure and evolution of protoplanetary disks; an analytical approach
68. The First Estimation of Ambipolar Diffusivity Coefficient from Multi-Scale Observations of the Class 0 Protostar, HOPS-370
69. Evidence of grain alignment by magnetically enhanced radiative torques from multi-wavelength dust polarization modeling of HL Tau
70. Probing the Physics of Star-Formation (ProPStar): II. The first systematic search for streamers toward protostars
71. Primordial dust rings, hidden dust mass, and the first generation of planetesimals in gravitationally unstable protoplanetary disks
72. CAI formation in the early Solar System
73. Terrestrial planet formation from a ring: long-term simulations accounting for the giant planet instability
74. ALMA 2D Super-resolution Imaging of Taurus-Auriga Protoplanetary Disks: Probing Statistical Properties of Disk Substructures
75. Chemistry in Protoplanetary Disks
76. Fine structure in the Sigma Orions clusteer revealed by Gaia DR3

61.

・チオニルイミド (HNSO)を初検出

2021年から今までで75以上もの新しい分子が星間空間で検出されてきた
H, N, S, Oからなる化合物
・生化学的機能 に関与する2つの分子(NO, H2S)を結びつける重要な分子NOは血管緊張と心臓機能の調整、H2Sは抗酸化ストレスと炎症制御に関与する分子→ 宇宙生物学に関与していそう

HNSO
・SO2のNH-類似体で、SO2のO原子がNHに置換され形成される・SOやSO2が豊富に存在していることから、星間空間のNSのparent speciesと示唆されている
・これまで行われた観測はオリオンKL領域に対してのみ。検出はされていない

銀河系中心分子雲G+0.693-0.027を、Q bandでイエベス 40m望遠鏡とIRAM 30m望遠鏡を用いて観測
O2を含め、O, S, Nを含む分子が豊富に検出されている領域

blendしていないHNSOのスペクトルは6つSpectral Line Identification and Modelingを用いて観測に対してフィッティング
・N(HNSO) ~ 8 x 1013 cm-2, N(H2) ~ 1.4 x 1023 cm-2, Tex ~ 11 K,vLSR ~ 68 km/sあ→ 他の分子から求めた値と整合的
unblended 成分と81,7-71,6遷移を用いてrotation diagram解析
・N(HNSO) ~ 7 x 1013 cm-2, Tex ~ 12 K, vLSR ~ 68 km/sあ→ スペクトルフィッティングで得られた値と整合的

HNSOの星間空間での振る舞いを理解するために、他の分子と比較
・G+0.693でのN(SO)/N(HNSO) ~ 37, Orion KLでのN(SO)/N(HNSO) > 2600

・N(SO2)/N(HNSO) ~ 4.8, N(HNCS)/N(HNSO) ~ 0.8, N(HNCO)/N(HNSO) ~ 40, N(HOCN)/N(HNSO) ~ 0.3→ HNSOは星間空間ではかなり豊富に存在する分子

HNSOの形成過程 (ダスト表面反応)
形成過程はよく分かっていない
・NSOラジカルと水素原子のダスト表面反応によって形成され、衝撃によって脱離した可能性が高い→ 銀河中心でのダスト温度 (~20 K) でも形成可能
・Garrod et al. (2022)は非拡散化学反応によって低いダスト温度でもNH + CO → HNCOで効率的にHNCOを形成できることを報告。NH + SO → HNSO もあり得るかもHNSOの形成過程 (気相)・NSOラジカルとH2分子が反応し、HNSOとHを形成する可能性もある

NSOラジカルはどうやって形成される？
・ダスト表面上でN原子とSOが反応してNSOを形成, 低温でも反応可能であれば・Tsuge et al. 2023によって、22 K以上でもダストのアイスマントル表面でC原子が拡散可能であることが報告された。→ N原子でも同様のことが起こればNSOラジカルを形成できる・N原子とSOの非拡散的なダスト表面反応
・気相のN原子と固相のSO分子がダスト表面状で反応・NSが検出されているので、気相反応 NS + O2 → NSO + Oによって形成される可能性もある→ NSOラジカルは氷マントル状で再びH原子と反応するため、最終的には枯渇する

HNSOの形成経路を知るためには、さらなる実験が必要

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12CO 積分強度図
Corona Australis cloudをACA Band 6 モザイク観測 C18O, SO, continuum
・フィラメント的な構造を101, 37本同定
・臨界線質量よりも小さい・フィラメント的な構造に付随するYSOは10のみ → ほとんどは星形成していない
・ガス流同士の衝突によって形成されたかも

Herschel 250µm
ALMA連続波Corona Australi (149 pc)
・3つのHerbig Ae/Be型星
・約50の若い星 (Class 0/Iは11)・Mtot = 7500 Msun

+ Class 0/I
× flat◇ Class II◻︎ Class III

・6つのClass 0/I, 3つのClass II, 2つのHerbig Ae/Beを連続波で検出・コアも検出したが、これらに繋がるフィラメント構造は分解能が足りず未検出

C18O: 広がった放射
SO: クランプ + フィラメント
フィラメントは端に、クランプはCrA
cluster付近に集中

FilFinderでフィラメント同定 (7mだけ)
・C18Oで101本, SOで37本のフィラメント
・南東ではSOでのみ検出 → COはfreeze-out？
+ Class 0/I× flat◇ Class II◻︎ Class III

フィラメント幅のヒストグラム

フィラメント幅・C18O: 0.0064 pc, SO: 0.0055 pc, 最大: 0.01 pc→ 典型的なフィラメント幅 (0.1 pc) よりも小さい
フィラメントとは異なる形成メカニズム？

柱密度プロファイル・thinner sub-filaments, “feathers”, filamentに埋もれた構造
・Mline (7m): ~0.5 Msun pc-1; Mline (7m +TP): ~1.4 Msun pc-1
・1.5x1022 cm-2, 幅を0.1 pcとすると30 Msun pc-1
・CrA領域は外部からの摂動+フィードバックによって温度や音速が上昇している可能性ありカラー: ダストの柱密度, ダスト温度
コントア: C18O, SOのピーク強度

・featherは~1000 au程度の幅→ フィラメントのサブストラクチャー？
・fiber: ~0.035 pcの幅を持つ構造。大きいスケールの構造に対して平行、あるいは高密度ガス塊から放射状に分布 、coherentな速度構造
・feather: ~0.0005 pc (1000 au)の幅を持つ構造。ランダムに分布、line massは一桁小さい

・C18Oはクランプ周囲の低密度領域にも分布している一方で、SOは高密度領域に集中している。南東にもSOは分布しているが、C18Oはほとんど分布しておらず、強度も低い→ クラスター領域から離れたダスト温度の低い高密度領域では、C18Oが枯渇しているcritical line mass: 24 Msun pc-1 (T = 15 K)
Mline (7m): ~0.5 Msun pc-1; Mline (7m +TP): ~1.4 Msun pc-1
→ featherは自己重力で崩壊することができないが、外圧とかで星形成を促進できるはず・line massと星形成領域との間に傾向なし→ featherのほとんどは星を形成していない構造
・4つのClass 0/Iのみfeatherと関連あり
・最も重いfeather2つはIRS 7Bを分岐点として繋がっている
・12mのデータでは、最も重いfeatherに1つ、2番目に重いfeatherに3つのYSOが付随していそう。featherが集中している領域。
→ featherの分裂によってクラスター形成が進行しているかも？

critical line mass: 24 Msun pc-1 (T = 15 K)
Mline (7m): ~0.5 Msun pc-1; Mline (7m +TP): ~1.4 Msun pc-1
→ featherは自己重力で崩壊することができないが、外圧とかで星形成を促進できるはず・line massと星形成領域との間に傾向なし→ featherのほとんどは星を形成していない構造

衝突ガス流のMHDシミュレーションとの比較
・初期 (1.3 Myr)に幅が小さいfeatherを形成・収束したガス流によってbulletが駆動し、0.1pcの幅を維持する乱流メカニズムとして働く。この過程でfeatherが形成
・head領域は速度分散が大きく、2つのH I shellの境界にCrA cloudが位置しているため、外部の影響を受けていることが示唆される→ 衝突ガス流モデルと整合的な環境を持つ
様々な運動エネルギーを持つガス流同士が衝突することによって、フィラメントのような構造を形成した可能性あり
中質量星は衝突ガス流によって形成を促進されるかもしれない

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ProPStar: フィラメントスケールの分子ガスと円盤スケールの分子ガスが対象
・対象天体のうち40 %（原始星だと60 %）でstreamer候補を検出
・HC3N: streamer, N2H+: fiber構造をトレースNGC 1333 (293 pc)
・150のYSO
・活発な星形成領域
・16のYSOに付随する2つのfiberをNOEMAとIRAMで観測
N2H+
・blueshiftedとredshiftedでそれぞれ1つずつ構造を同定
・red clusterは1本の細長い構造に加えて、2つの構造 も検出(NE filamentの一部と西側)
HC3N
・N2H+ほど広がっておらずpatchyな構造・速度に基づいてredshifted fiberとblueshifted fiberに分類
速度勾配・N2H+はfiberに垂直な、HC3Nはランダムな速度勾配を示す→ outflowによって局所的に大きな速度勾配の変動が発生
・星がない領域ではどちらの分子もfiberに垂直で、~20 km s-1 pc-1の大きな速度勾配をもつ

NGC 1333 (293 pc)
・150のYSO
・活発な星形成領域
・16のYSOに付随する2つのfiberをNOEMAとIRAMで観測
N2H+
・blueshiftedとredshiftedでそれぞれ1つずつ構造を同定
・red clusterは1本の細長い構造に加えて、2つの構造 も検出(NE filamentの一部と西側)
HC3N
・N2H+ほど広がっておらずpatchyな構造・速度に基づいてredshifted fiberとblueshifted fiberに分類
速度勾配・N2H+はfiberに垂直な、HC3Nはランダムな速度勾配を示す→ outflowによって局所的に大きな速度勾配の変動が発生
・星がない領域ではどちらの分子もfiberに垂直で、~20 km s-1 pc-1の大きな速度勾配をもつ

HC3Nのスペクトル wingを検出
HC3Nの積分強度図 & 12CO outflow

・σv > 2 km s-1のガウシアン → outflowと一致
・IRS 2Bの東側で強いHC3Nを検出→ outflowと周囲のガスとの衝突によるbow shock
・基本的に12COの外側でHC3Nは強い→ outflow cavityでenhanceされている

HC3N VLSR - N2H+ VLSR
速度構造の比較redshifted fiber: HC3Nはより高速度のredshifted・星形成開始後にdilamentに降着？
blueshifted fiber: IRS 4A, 4B周りで大きな速度差があるが、他の領域ではほぼ同じ速度を持つ・速度差の中央値は0.11 km/s (redshifted fiber),0.01km/s (blueshifted fiber)→ HC3NとN2H+は異なる力学構造を持つ

IRAS 4Aで検出されたstreamer
16のYSOのうち、7つ(全てClass 0/I)にstreamer likeな構造を検出
原始星の60 %がstreamerを持つ

IRAS 4A・強いoutflowをもつClass 0原始星
・outflowに付随したHC3Nを検出（前ページ）
・streamer候補は周囲よりも高いピーク強度を持つ
・HC3NとN2H+異なる速度勾配, N2H+は回転の速度勾配

HC3NとN2H+とでは異なる速度成分、空間分布をもつ
・N2H+はfiber構造、HC3Nはpatchy, outflowの影響を受けている
・redshifted fiberでは、異なる速度成分をもつ→ HC3Nは高密度なfiber構造ではなく、化学進化が進んでいないfiber構造をトレースしている・blueshifted fiberでは、似たような速度成分をもつが、IRS 4A, 4B周りでは異なる速度成分 → outflow

HC3Nあ・N2H+よりも早い段階で形成されることが報告されている→ 化学的特徴が若いガスのfiber構造への降着を示唆
・outflowを示唆するwing構造を持っていたことから、outflow由来の可能性もある
N2H+あ・fiberに垂直な速度勾配をもつ→ fiberのスピンに対するガスの降着を示唆
・fiberの回転構造のような速度勾配を持っているが、シミュレーション
ではこのような速度勾配は見られない
Class IIではstreamerを未検出
・完全にないわけではない。トレーサー？分解能？本当に存在しない？プロジェクションの効果？
streamerはfiberの外側から？
・N2H+で降着を示唆する速度構造、空間構造が検出されなかった・streamer候補はfiberとは異なる方向で検出されたこと→ 検出されたstreamerは化学的に若いガスがfiberの外側から降着していることを示唆

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