Star Formation Newsletter#365 49–61
崔仁士（ASIAA）
2023/7/28

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概要• フィラメント形成の理論モデル：超音速乱流速度場によりガスが収束することで形成• 理論モデルはフィラメントの柱密度マップの特徴をよく再現• 一方で輝線観測から示唆される力学構造も説明できるのかは不明だったので，この研究では数値シミュレーションの擬似観測からそれを調べた
数値計算
Hydrodinanimical model• 超音速な乱流による圧縮でのフィラメント形成を考える• 等温一定密度の円柱ガス• 無次元量gとM：線密度と臨海密度の比：マッハ数• W0=1 pc, a0~0.18 km/s, v0で円柱軸方向にガスが収束• g=1.2, M=1 & 3の場合を計算• 計算はPHANTOM SPH code

化学進化
• UCLCHEM code (Holdship et al. 2017) with theUMIST12 reaction network (McElroy et al. 2013)• UV-field有無を計算
輻射輸送• LIME code (Brinch & Hogerheijde 2010) with dust
properties from Ossenkopf & Henning (1994)• 13CO, HCN, N2H+ J=1–0を計算• 分解能は0.01 pcと0.015 km/s
• 複数のタイムスナップショットの擬似観測

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結果

フィラメント中心でのラインプロファイル（averaged within 0.05 pc width）

動径速度場（wは円柱系の半径）•• 亜音速から超音速への急な遷移• フィラメントと周囲の衝突ガス• 遷移半径は内側に進化• 最大インフォール速度は時間と共に増加• フィラメントによる重力が強くなるため

13CO: wide and symmetric• 低速度で光学的に厚いアンビエントガスをトレース• 高速度の衝突ガスは弱いウィングとして見えている• HCN: 非軸対称な形状でインフォールの特徴。吸収の特徴を示す速度は乱流速度より遅く，重力収縮をトレース• N2H+: 軸対象，高密度ガスをトレース

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結果（続き）ラインプロファイル（UVなし）•13CO: UVによるphotodissociationがないと，外側のinflowガスが受かりすぎる• 観測でこのような特徴は見られないので，モデルの物
理仮定がもっともらしいとすると，フィラメントを作るクラウドは埋もれすぎてはいけない（UVが遮蔽されすぎてはダメ）• N2H+: ピークが強くなる• N2H+の破壊として，プロセス自由電子との再結合 >COとの化学反応のため，UVがないと自由電子が減りアバンダントになる
議論

フィラメント幅• フィラメントに降着するガスは13COでも弱いウィングとして見える程度，観測は難しいそう• 13COはフィラメント中心でアンビエントもトレース，フラグメントなどの観測にはN2H+が望ましい• 超音速の乱流によるフィラメント形成でもN2H+の線幅はsub or transonic• 乱流は効率的に散逸，重力収縮の速度は小さい• フィラメントの幅の測定，HCNが良い

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概要• Stellar encounterは円盤の構造等に大きく影響するため，惑星形成の観点から重要なイベント• Encounterの一般的な重要性を理解するために，クラスター内での頻度を数値計算から調べた• 簡単な仮定に基づく解析的な式でのencounter頻度の見積もりは正しくない，クラスター内での平均encounter rateよりencounterを経験する星の割合の方が良い指標になる，というのが主な主張
計算方法
一般的に用いられる単純な仮定に基づく解析的な方法

N体計算

星の数 星の質量

crossing time

回/時間
• 一定の星密度の空間を一定速度で動いたときのencounter頻度• 速度分散σ，クラスター密度n, encounter radius re• 密度は2種類の定義
初期half-mass 半径• fは確率密度分布• ビリアル平衡にあるPlummer球• 単一の個別質量（1 Msun）を仮定• 星のencounterをreごとに記録，εを計算，左の式と比較
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結果

•

同じ物理仮定でランダムシードが違うsimulation setsでencounter rateが桁で変わる• nmを使う方がわずかに良い予測を与えるが，それでも大部分 (~50%)は間違った値を返す• クラスター密度とencounter rateに相関は見られない• Soft binaryで複数回のencounterが起こるため• Encounterを経験する星の割合にすると独立のrun間でほとんど一定，こちらの方がクラスターにおけるstellar encounterの度合いを表すのに良い指標

lowest density, lowest
encounter rate
2nd-lowest density,
highest encounter rate~50%7

結果（続き）違うパラメータセットのシミュレー
ションのencounter fractionの比較• 時間と共にfsは増える。高密度の場合fs大• Encounter crossing timeで規格化して時間進化を見るとユニバーサルな関係に乗るように見える• ONCで計算• シミュレーションの計算結果に則ると，1000 au以内のencounterを40%の星が経験していると予想される• （クラシカルな方法だとencounter rateは1000 Myr–1à N=2500とt=3 Myrからほぼ全ての星がencounterを経験している計算になってしまう）

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概要• Edge-on disk HH 48 NEのモデリングの2本立て論文の続き。JWSTで観測される氷吸収線のモデルにおいて，円盤パラメータの不定性が氷のアバンダンスの見積もり精度にどの程度影響するかを検証• 動径方向のsnowlineの位置を決めるのは難しい。氷のアバンダンスだけでなく，円盤の傾斜角やダストのサイズ分布，settling，円盤質量も吸収線の特徴に強く影響する。

HH 48 NE• Class II edge on disk
• Paper I (#60, SFN 365)でSED, 近赤散乱光，ALMA 連続波のモデリング• JWST Ice Age programのターゲット• 0.4 Lsun, 散乱光で200 auの円盤サイズ，i=82.3º

輻射輸送モデル• 輻射輸送コード：RADMC-3D• 温度分布と擬似観測• full anisotolopic scattering• ダストとアイスのopacity: OpTool• 密度分布:• Paper Iに基づく円盤パラメータをfiducialモデルとして採用

From Paper I

9輻射輸送モデル（続き）

結果：τマップ• 分子アバンダンス: 暗黒星雲の氷の観測に基づく値• 氷の分布: 温度分布を計算後，snowlineより外側に分布• ダスト沈殿:• amax = 0.7 µm or 1 mmの2つのダスト分布（∝a-3.5）• 大きいダスト分布は小さいダスト分布の0.2倍の高さ以内に分布• 全ダスト質量における大きいダストを含む分布の割合をパラメータ化• JWSTのPSFで畳み込み• 短い波長で鉛直分布を空間分解できる• 半径方向の分布に制限をかけるのは難しい（吸収はほとんど円盤外縁で起こるため）10アバンダンスとτ• アバンダンス，円盤質量が増えると氷の柱密度も増えτも大きくなる• 関係は完全に線形にならない ß 局所的にサチり始めるため
他の重要なパラメータ• inclination~70ºを境にτが桁で変わる• ダストの沈殿• 沈殿が弱いとmid-planeの密度は下がり散乱面はより表層にくるàmid-planeを通しての氷の吸収は弱くなる• 沈殿が強すぎると今度は散乱光がmid-planeを通りにくくなり吸収が見えにくくなる• 最小ダストサイズ：大きいダスト>1µmは部分的に見えていない，<1µmのダストが減るとτは下がる

結果：τのパラメータ依存性

各パラメータの不定性をアバンダンスの不定性に概算で変換するとファクター2程度
沈殿大

沈殿小

0.5 µm11

Pre-main sequence star RNO 54のスペクトルの解析。RNO 54はこれまでもFUor-like objectではないかと議論されてきたが，スペクトルの特徴もこれを支持する結果。

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LAMOST Data Release 6というデータセットを使って，260のClassical T Tauri Stars (CTTSs)を同定。Hαの等価幅から質量降着率を見積もり，Macc–M* の関係に先行研究と一致する結果が見られた。

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A FUor object HBC 494はよく見るとバイナリーだった。
binartyとaccretion outburstとの関係は不明。

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5つのmassive PMS starsのinfrared COとcontinuumの観測。PMSの中でもどの進化段階にあるのかを決めることを目指しているようで，比較的若い段階だという結論。

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ATLASGALカタログから選んだ110のクランプの輝線フォローアップ観測。スペクトルからインフォール，アウトフローが見られるかを調べた。（SEDに基づく）先行研究の進化段階の分類のうち，quiescentに分類されるコアの67%にインフォール，もしくはアウトフローの兆候が見られた。これ
らのクランプは星形成が始まって間もない若い段階であると思われる。
E.g.

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FU or, EX or天体からの水メーザー観測。

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Edge-on disk HH 48 NEのSED, 0.8 µm散乱光, ALMA 890 µm連続波のモデリング。JWSTの観測ターゲットであるため，その観測結果の解析を見越して円盤と主星を特徴づけるのが目的。

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