The Star Formation Newsletter #365 37-48

東大D2 森井嘉穂

37 Binary Formation in a 100 µm-dark Massive Core
38 Merger Conditions of Population III Protostar Binaries
39 The JCMT BISTRO Survey: Studying the Complex Magnetic Field of L43
40 The influence of planetesimal fragmentation on planet formation
41 A census of the TW Hya Association with Gaia
42 HI Self-absorption toward the Cygnus X North: From Atomic Filament to Molecular Filament
43 Dust dynamics in current sheets within protoplanetary disks. I.
Isothermal models including ambipolar diffusion and Ohmic resistivity
44 The ALMA Survey of 70 µm Dark High-mass Clumps in Early Stages (ASHES). IX.
Physical Properties and Spatial Distribution of Cores in IRDCs
45 Study of the bipolar jet of the YSO Th 28 with VLT/SINFONI: Jet morphology and H2 emission
46 A runaway T-Tauri star leaving an extended trail
47 The Planetary Accretion Shock. III. Smoothing-free 2.5D simulations and calculation of H alpha emission
48 Multi log-normal density structure in Cygnus-X molecular clouds: A fitting for N-PDF without power-law

大質量コアのALMA高空間分解能観測(140 au, 96 au)から、コアが、2組のアウトフローを伴うC1-Sa1と、o-H2D+やN2D+が検出される星なしコア候補C1-Sa2に分裂しており、連続波マップからC1-Sa2はさらに分裂している様子が見つかった。

37 Binary Formation in a 100 µm-dark Massive Core
Dragon IRDC (Spitzer 8µm)

1.3 mm dust continuum

Dragon IRDC (d=4.8 kpc)内にある100 µmでも暗い大質量コア(大質量原始星初期段階)を対象に行った、複数のALMA観測データから階層構造を明らかに。

1.3 mm dust continuum

12CO (2-1)

SiO (5-4)

SiO (5-4)

o-H2D+

fl

C1-Sa1とSa2の距離はC1-Saの質量から見積もられるジーンズ長程度

13COとC18OがC1-Sa2で検出されないことから低温領域が予想される→C1-Sa out ow2はSa2からではなくSa1(他分子もC1-Sa1でのみ検出されている e.g., CH3OH, H2CO, SO?)

37 Binary Formation in a 100 µm-dark Massive Core
COチャネルマップ
C1-Sa1 ピークでC18Oがdouble peakを示している→infall? 回転?

C18O (2-1) のPV図

PV図では天体位置で速度幅の広がりが見られるが切った方向

明確な速度勾配は見られない

C1-Sa1から2組のアウトフローがでているとするとその起源は…

→C18Oが光学的に厚いことからも回転ではなく

1. Outflow 2が最初にでて、770年後に円盤軸(回転軸)が変化して違う視線方向手前にあるred成分の自己吸収(infall)によってdouble peakがみえているのだろう

方向にOutflow1を。ただし両方を出す期間もある
2. C1-Sa1が2天体からなる(140 auの分解能ではみえていないが)

37 Binary Formation in a 100 µm-dark Massive CoreC1-Sa2のさらなる分裂の可能性

Briggs=0.5 (θ=140 au)

Briggs=1 (θ=96 au)

M~1.6 Msun (T=20 K)
M~0.17 Msun

M~2.6 Msun (T=20 K)

C1-Sa1内の分裂(直接検出はまだできていない＝連星間距離<96 au)
・C1-Sa1でみられたmisaligned outflowがmisaligned diskをもつtight binaryによるものならば、円盤分裂ではなさそう？
・sub-core scaleでは、C18Oのフィッティングから見積もられた乱流はsub/transonic →thermal fragmentation?
・C1-Sa outflow2の方がoutflow1より長く、少なくともここ770年分の成分が見られないことから、先にoutflow2ができ、その後outflow1ができたと考えられる。乱流降着によってoutflowの向きが変わったのか？
・アウトフローから乱れた様子は見られないので、in-situ formation, turbulent fragmentationよりは円盤分裂が好まれる→C1-Sa1である原始星が誕生し、outflow2を生成、別の原始星がその後できてoutflow1を生成。両原始星も質量降着を経て、先にできた原始星が早くに降着率を落とした？
C1-Sa2内の分裂
まだ運動に関する情報は得られていないが、C1-Sa2が球形にみえることから束縛された系だと予想される。分裂長・質量はジーンズ長・質量よりも大きいので、さらなる分裂は起きるかもしれない。

原始星がどれほど近接できるのかを調べるため、初期連星間距離の異なる等質量連星の進化のSPHシミュレーションを行った。連星は軌道角運動量をスピン角運動量に輸送することで連星間距離を縮めること、初期連星間距離が原始星半径の合計の80%以下だと潮汐ロックタイムスケールより短い時間で合体してしまうことが明らかに。主系列連星になった後に軌道を縮めるメカニズムが必要

38 Merger Conditions of Population III Protostar Binaries

実線

PoP III 原始星の進化計算
青点線 球状降着
ある質量から円盤降着に変化させた場合黒点を初期条件とする(R=61.1Rsun, M=7.75 Msun)

ガスの分布(黒線はRoche isopotential surface)
二つの原始星は等質量、無回転、軌道は円

初期連星間距離が異なる場合の連星間距離の進化
aini>106 Rsunだと合体しない

38 Merger Conditions of Population III Protostar Binaries
合体するまでの時間を初期連星間距離/原始星半径の関数で表したもの
黒点 連星が合体したケースの結果
Ωspin/Ωorb>0.99が達成された場合
青 ベストフィット
赤 tidal lock timescaleの解析解
グレー 数値粘性による運動量輸送のタイムスケール
初期連星間距離/原始星半径=1.7が合体するかの境界
原始星同士が15%以上overlapしていると合体する

Ωspin/Ωorbが1になる前に合体しないと合体できない

Mass loss

Angular momentum loss

Tight binaryは合体してしまう。半径の大きな原始星段階でtight binaryをつくるのは難しい

かろうじて合体しないケースは合体する場合より多くの質量、角運動量を失う

もともと連星間距離の長い連星を近づける方法

が、質量損失率は<3%・3番目の伴星による摂動 (Kozai-Lidov mechanism)
・ガス降着/周連星円盤との相互作用
KH収縮によって原始星半径が減少し、角運動量も取り除かれることで近づくのでは。

Ophiuchus cloud complexにあるL43には星なしコア1つと星ありコア2つがありフィラメントに沿った進化の違いが見られていた。磁場はアウトフローキャビティに沿っており、相互作用をしていると示唆される。磁場強度は星なしコアで最大~160 30 µG、より広がった淡い領域で~90 40 µGと見積もられ、それ
ぞれmagnetically super/sub-critical。

39 The JCMT BISTRO Survey: Studying the Complex Magnetic Field of L43
対象天体

LYNDS 43 (L43) in Ophiuchus (d=120-125 pc)

サブミリで明るい電波源(星なしコア)とClass I YSO (IRAS 16316-1450, RNO 91) RNO 91ではHCO+, N2H+, CS, CO outflowが検出~0.2 pc離れたところにRNO 90, T Tauri star, d=116.7 pc 前景にあるか、フィラメントが視線方向に傾いていて進化段階の勾配がある
背景はHerschel 250 µm
Planckで観測した磁場 ~160 µG
JCMT 850 µm

CO J=1-0

柱密度マップ+ダスト連続波(白コントア)

M/MBE, crit~0.5

M/MBE, crit~0.5

M/MBE, crit~1.2

アウトフローの影響で曲がっている？

偏波率 VS intensity
High intensityの領域で偏波率が下がっている
星なしコア内のdepolarization
磁場のもつれ＋grain alignmentの消失
Power-law fitting は完全な整列ではなく一部の整列が残っていることを示唆。
Avが高い方まで磁場をトレースできている

39 The JCMT BISTRO Survey: Studying the Complex Magnetic Field of L43<θB>
Region 2の値はフィラメント(67度)やPlanckの磁場方向(60度)程度
磁場強度
Region 1と2は同程度。
他の星なしコアと桁で一致。
アウトフロー領域では高くなっているが、アウトフローの影響を受けている場合、過大評価の可能性大。
Mass-to- ux ratio (λ)
Region 1(低密度領域)で0.3-0.8, Region 2

Position angle distribution
どこかの方向に偏ってはいない
ランダムもしくは複数コンポーネント(高密度領域)では2.4-5.4
Alfven Mach number
Region 1:0.4-1.0, Region 2: 0.7-1.6→ Region 1 磁場優勢 Region 2 磁場だけ→3領域に分けて解析

では重力崩壊を支えられないReg 2

アウトフローと磁場構造
RNO 91がフィラメントやL43分子雲より手前に位置し、物理的相互作用はないという説もあったが、本観測結果は、L43とout ow
Reg 1アウトフローが相互作用していることを示唆。
アウトフローエネルギーは、Region 2やoutflow領域の磁場エflfl

ネルギー(~0.5-2.5×1035 J)と同程度だと期待される。

Cygnus X COデータから124の分子雲を同定し、うち11に対して柱密度PDFを作成。2つのlog-normal分布でフィットできた。柱密度と高密度コア、電波連続波源の分布を調べたが、N-PDFの形状と星形成活動に相関は見られず、2つのlog-normal分布のパラメータから、N-PDFの形は、星形成活動よりも密度と乱流構造を反映しているのではと考えられる。

48. Multi log-normal density structure in Cygnus-X molecular clouds: A tting for N-PDF without power-lawRecent studies of N-PDF
Log-normal only

A log-normal and two power-law tails

Khullar et al. 2021
Two log-normal and one power-law tailMa et al. 2021

fiTremblin et al. 2014

48. Multi log-normal density structure in Cygnus-X molecular clouds: A tting for N-PDF without power-law• 対象天体: Cygnus X
GMC complex, d=1.4 kpc, Mgas=3×106 Msun
9つのOB associationsを含み、星形成活動の活発さは分子雲によりさまざま• データ
12CO (J=1-0), 13CO(J=1-0) 野辺山45mCygnus X CO Survey, θeff=46 arcsec (0.31 pc)• 分子雲の同定13CO(J=1-0) データにDENDROGRAMとSCIMESアルゴリズムを適用し124のクラスター構造を同定。

12CO, 13COデータからN(13CO)を見積りN(H )マップを作成。複数log-normal
2fi

fi

13CO (1-0) mom0

ttingを行った

48. Multi log-normal density structure in Cygnus-X molecular clouds: A tting for N-PDF without power-law

fi• 10/11領域のN-PDFは1つか2つのlog-normalでフィットできた48. Multi log-normal density structure in Cygnus-X molecular clouds: A tting for N-PDF without power-law• 星形成活動とN-PDFの相関がない
C18O コア数
UCHII領域の有無
北部と南部領域fi○ prestellar cores× starless cores□ radio continuum sources

48. Multi log-normal density structure in Cygnus-X molecular clouds: A tting for N-PDF without power-law• Power-law 成分がみられない
分解能不足によるもの？先行研究ではpowe-law tailは0.5-1 pcサイズの構造からなると示唆されていた(e.g., Ma et al. 2021, Chen et al. 2018)が、本観測は0.3 pcの分解能で不十分Universal?

• 2つのlog-nomal parametersの相関
N-PDFのピーク値
低密度側の tはほぼ同じ密度で同程度のピーク値をとる→分子雲の性質によらない？
高密度側の tは、平均柱密度が高いほどピーク値が低くなる→階層的構造
N-PDFの幅
平均柱密度が高いほど線幅が小さくなっている→高密度成分は体積的に割合が小さく、小さい乱流速度をもつ→空間的にも乱流も階層的構造を示すfififi

なぜ2つのlog-normalか？ 乱流カスケードでは不十分。別の機構が必要

微惑星の破壊(衝突分裂)が惑星形成に及ぼす影響を調べた。衝突によって生成される固体のサイズに依存して、破壊とドリフトが惑星形成を促進する場合と抑制する場合があることがわかった。破片が大きい場合、降着率増加。小さい場合、ドリフトのタイムスケールが短く、惑星形成は妨げられる。氷線より外側での分裂はlategrowthを促進する

TW Hya association (TWA)にある65のGaia天体のカタログを作成。近傍の若いアソシエーション同様、M5型の星が多く、系は膨張している。見積もられたTWAの年齢は10 Myr程度。中間赤外線データから、14天体は円盤をもつと考えられる。

fi

fi

Cygnus-X NorthのHI観測から見つかったatomic lamentとそれに隣接して存在するmolecular lamentを調べた。これらは二つのHII領域によって圧縮されてできたと考えられ、HIの密度が高いことからHI-to-H2は現在も進行中だと考えられる。見積もられる遷移のタイムスケールは3 105 yrでCygnus-X Northの大質量原始星と同程度。大質量星と分子雲の形成はほぼ同時期に起こったのかもしれない。

コンドリュールは高温な局所化された領域で形成される必要がある。電流シートによって生成される、局所加熱領域付近のダストの空間分布を調べることでコンドリュールの生成過程を探る。両極性拡散、オーム抵抗強度、初期密度、磁場、解像度、boxサイズを変えた7つのモデルで計算を行った。0.001-0.01 auの幅を持つ電流シートはいずれのモデルでも生成され、mm-sizeのダストのダスト割合の変動は1-2桁と大きかった。このような、電流シートの生成によりできた、ダスト割合が高く、加熱された領域でコンドリュールの生成は期待される。

大質量星形成初期段階のコアの性質を探るため、赤外線暗黒星雲39領域をALMAで観測839個のコアを検出し、星なしコアがないこと、ほとんどの領域が大質量コアをもたないことがわかった。
大質量コアが偏って存在する傾向はみられなかったが、高密度コアは偏って存在する様子が見られた。
現段階で大質量コアが形成されやすい場所は明らかではない

YSO Th 28で検出されているジェットは非対称な明るさをもつ。電子密度や温度、アウトフロー速度などジェットプラズマの性質に非対称構造があるのではないか。VLT/SINFONIで得られたJHK-spectraから、[Fe II]がjet lobe、H2が>270 auの広がった領域、HIが星近傍とjet lobeをトレースしていることが明らかに。円盤内の電離ガスがjetに乱されたよう。[Fe II]の中心が天体からずれており、観測された明るさの非対称性は本質的なものだと考えられる。

星形成領域から離れたところにあるYSOの起源は未だ明らかではない。その一つが高速度原始星。
赤外線観測で発見されたある恒星は離れたとこにあり尾のような形状を持つ長いtailをもつ。
多波長観測から、星の年齢や天体がもつの力学的性質を調べた。広がった構造は、高速度または逃亡した星による兆候と考えられ、星風が周囲の物質とひどく相互作用をしていると考えられる。

巨大ガス惑星に降着するガスからのHα線の探査ではほぼ未検出。これまでの過程は半径方向の自由落下。
Hill球からCPDスケール、惑星表面までのガス流を追い、多次元降着によるHα放射を計算した。重力ポテンシャルを平滑化せず、惑星表面まで流れを追ったことが新しい。たった1%のHill球内のガスしか惑星に直接落ち込まず、ほとんどのガスはHαをうむほど近くには落ちないことがわかった。浮遊惑星(?)表面やCPDの内側領域だけがHαを放射する。別の生成メカニズムを考慮しない限り、Hαの生成効率はこれまで考えられていたより低そう。