星形成ゼミ (2022/11/18) / 平野 信吾 (東大)SFN355#25–30
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Understanding star formation in molecular clouds IV. Column density PDFs from quiescent tomassive molecular clouds
Schneider et al. (2022), A&A, 666 A165

26

The First Detection of a Protostellar CO Outflow in the Small Magellanic Cloud with ALMA

27

Grain Growth During Protostellar Disk Formation

28

Distributed YSOs in the Perseus Molecular Cloud from the Gaia and LAMOST Surveys

29

Probing Magnetic Fields in Protoplanetary Disk Atmospheres through Polarized Optical/IR
Light Scattered by Aligned Grains

Tokuda et al. (2022), ApJL, 936, L6Tu, Li, Lam (2022), MNRAS, 515, 4780
Wang et al. (2022), ApJ, 936, 23

Yang & Li (2022), A J, 164, 99

30

Characterising the orbit and circumstellar environment of the high-mass binary MWC 166 A
Zarrilli et al. (2022), A&A, 665, A146

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N-PDF (水素原子柱密度の確率密度関数)
分子雲における星形成を特徴づける⚫ Log-normal … 等温超音速乱流が支えるガス雲⚫ Power law tail (PLT) … 自己重力による収縮

観測：
Cygnus S (DR15)

Khullar+(2021)
Simulations with 3 different Mach numbers

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統計的アプローチ：Diffuse領域 ~ 大質量星形成領域
Paper I (Schneider+2015a) … N-PDFsへのline-of-sight contaminationの影響
Paper II (Schneider+2015b) … massive IRDCsのN-PDFs
Paper III (Schneider+2016) … 分子雲輝線観測から構築したN-PDFsの問題点
Paper IV (this paper) … 29の分子雲より得られた様々なN-PDFs
大質量星形成領域 (9)中間質量星形成領域 (6)小質量星形成領域 (10)Quiescent領域 (3)Diffuse/atomic領域 (1)SFN355#25

観測・データ解析
Herschelによる柱密度分布観測⚫
⚫
⚫
⚫

Herschel Gould Belt survey (HGBS; Andre+2010)
Herschel imaging survey of OB Young Stellar objects (HOBYS; Motte+2010)
Herschel Infrared GALactic plane survey (Hi-GAL; Molinari+2010)
Individual PI programs29の分子雲を選択。以下のように分類。
⚫ 大質量… 巨大分子雲 (105-106 [Msun], ~100 [pc])⚫ 中間質量… 中間の分子雲 (104-105 [Msun])⚫ 低質量… 分子雲 (103-104 [Msun], ~数10 [pc])⚫ Quiescent … 星形成活動が僅か⚫ Diffuse… ほぼ水素原子SFN355#25

N-PDFsの関数fit
N-PDF毎に8つの関数モデルのbest fit parametersをMCMCより決定⚫ ELP, ELLP, EL2P, ELL2P, LP, LLP, L2P, LL2P
E (error slopes at low column densities), L (log-normals), LL (pairs of log-normals), P (power-law), 2P (double power laws)
例：Cygnus S (DR15)→ ELL2P…

8モデル中のbest fir modelをベイズ情報量規準を用いて決定 (最小となるモデル)
n … N-PDFのデータ数
k … モデルパラメータ数
L … MCMCより求めた最大尤度

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N-PDFs of all clouds
とても複雑。シミュレーションから得られる綺麗な形にはならない。
(定量的な解析を行うには十分な統計数ではない)
最も多い形は “2 log-normals + 2 power-law tails (PLTs)”⚫ 低密度側での2つのlog-normals : 分子雲における2成分⚫ 高密度側での2つのPLTs : 重力収縮への影響, 冪がflatter or steeperで異なる

大質量星形成領域 (9)中間質量星形成領域 (6)小質量星形成領域 (10)Quiescent領域 (3)Diffuse/atomic領域 (1)SFN355#25

2 log-normals
大質量・中間質量星形成領域(低密度側) H2 gas(高密度側) stellar feedback (HII region等) による圧縮
小質量星形成・Quiescent・Diffuse領域(低密度側) HI gas(高密度側) H2 gas

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2 Power law tails (PLTs)
大質量・中間質量星形成領域(PLT1) 重力収縮, s1~2
(PLT2) 重力収縮, s2~2等温球密度分布の重力収縮 (α=2  s=2)

小質量星形成領域(PLT1) 重力収縮
(PLT2) 8/10でsteeper, 柱密度分布と直交する磁場の影響?
Quiescent領域⚫ 3サンプル間で個性豊か

Diffuse領域⚫ なし

磁場分布の観測はある
しかし数値シミュレーションでは確認されていない

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まとめDiffuse

LN 1LN2

PLT1

PLT2HI gas

H2 gas××Quiescent3サンプルで様々

Low-mass

重力収縮(s~-2)

Intermediatemass
High-mass

H2 gasStellarfeedback (HIIregion)による圧縮

重力収縮(s~-2)

磁場?
(s~-2.76)

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星形成初期段階において、micron size (以下) のgrainがどこまで大きく成長できるか？

2D軸対称RHD + (post-process) grain growthシミュレーションを行った。
⚫ ”terminal velocity approximation” (gasに対するdustのdrift velocityは(grain sizeに比例する)stopping timeに比例する) によって計算を簡略化

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Perseus分子雲: ~300 [pc] from the Sun, 低質量星形成領域

Gaia EDR3 (位置天文学・測光データ)
LAMOST DR7 (分光データ)… 新たなYSOs候補の特定… 分子雲のメンバーであることを確認

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Perseus分子雲のYSOs：Gaia
既知メンバー (805天体) の統計的性質を用いて、Gaiaカタログから候補天体を絞り込む。
➔ 211 candidate members(a) 視差 (3σ以内)(b) 固有運動 (3σ以内)(c) 年齢 (10Myr以上)

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Perseus分子雲のYSOs：LAMOST
55/211がLAMOSTで光学スペクトルを持つ。

38/51は以下の特徴を持つ。
⚫ broad Hα emission (降着活動)⚫ Li I λ6707Å absorption lines (若い)38 + 13 = 51：Perseus分子雲の新たなYSOs

17/51のうち⚫ 13はHR図上で同じ年代に位置⚫ 4はMS or AGB stars → 除外

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Perseus分子雲のYSOs：51 new members

新YSOs (と候補) はガス雲全体に分布する。
(2つの円は今回議論する星集団)

スペクトル型分布への影響はない。
(LAMOST surveyの感度により、M6以降は今回増えない)

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Stellar surface densities

Western aggregate  dark cloud L1448(6 known + 10 new + 12 candidates)
East aggregate  dark cloud Barnard 1(14 known + 2 new + 6 candidates)

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Distance gradient4.84 [pc/deg] from NGC1333 toward IC348

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Evolutionary stages

NGC1333よりIC348の方がdiskを持たない天体の割合が大きい  より古い天体SFN355#28

Perseus分子雲の星形成シナリオ

Local Bubble

Per-Tau Shell

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