SFN 316 No. 24-33西合 一矢 (国立天文台)
8.

“Rocky super-Earths or2019年 5月31日 西合 SFN 316 #14

The dynamical evolution of molecular clouds near the Galactic Centre – III.
Tidally–induced star formation in protocluster clouds
James E. Dale, J.M. Diederik Kruijssen and S.N. Longmore
Accepted by MNRAS http://arxiv.org/pdf/1903.10617
Central Molecular Zone (CMZ)- 銀河中心Sgr A* から r 〜100pcのRing構造- r 〜500pcの円盤 (M〜5x107 M8)から質量供給- 特徴的な物理状態の巨大分子雲群 (see Fig.1)
高密度 n 〜 104 cm-3
Warm T 〜 50K – 400K
乱流的 M 〜 30- 非常に低調で非対称な星形成(例: 105 M8のBeick雲はわずかな小質量星形成のみ)
Fig1. CMZの3色図 (R:NH3(1.1)積分強度、G:MSX 21.3µm,B: 8.23µm)。ドット線はガス雲軌道(Kruijssen et al. 2015)
研究方法
このような環境の分子雲からの星形成をSPH数値simulation + sinkcellで調べた (GANDALF code 106 particles )。特に、- Self-virialised
ほぼ自己重力と乱流の釣り合い- Tidally-virialised ほぼ外部潮汐力とも釣り合うように乱流を調整*1の２つの場合についてそれぞれパラメータを振って調べる。
分子雲は初期にr = 90.3pcとし、EccentricやCircular軌道を通るとする。
＊1CMZ付近の質量分布 M(r)∝ r2.2 の場合、潮汐力は圧縮力として働くことに注意*2 paper II (Kruijssen et al. 2019)では分子雲の形態進化を調べた

Fig2.simulation座標と軌道結果1 Self-virialisedモデル
Self-virialisedという伝統的なアプローチでは、CMZの分子ガス雲の進化を説明できない

ここですでにガス欠

ドット線はisolated cloudFig 5. 典型モデルの進化

Fig 3. の一部 星形成率の進化。
solid lines: eccentric orbit, dashed lines: circular orbit

ガス雲は外部潮汐力により潰されて崩壊が加速し全方向（特に軌道面と垂直方向）で小さくなる。
高すぎる星形成により0.6Myr でガス欠となる。
分子雲軌道による違いは小さく、大きな乱流を入れたモデル(Hvir)以外では CMZの分子雲を説明不可。
2019/5/31

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結果2 Tidally-virialisedモデル
潮汐力と平衡を保つTidally-virialisedモデルなら、星形成速度や形態などＣＭＺ雲を説明可能。

ドット線はisolated cloudFig9. 典型モデルの進化

Fig 12. の一部 星形成率の進化。
solid lines: eccentric orbit, dashed lines: circular orbit

潮汐力と平衡を保つTidally-virialisedガス雲は、外部潮汐力による崩壊が遅く大きさを保つ。
また外部潮汐力はまた雲が散逸するのを防ぐ役目もする。
大きな結果として星形成が比較的小さい。これの分子雲軌道による違いは小さい。
=> このTidally-virialisedガス雲モデルはCMZの分子雲の特徴を説明できるかもしれない。
2019/5/31

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2019年 5月31日 西合 SFN 316 #15

The Mass of Stirring Bodies in the AU Mic Debris Disk Inferredfrom Resolved Vertical Structure

Cail Daley, A. Meredith Hughes, Evan S. Carter, Kevin Flaherty, Zachary Lambros, Margaret Pan, Hilke Schlichting,Eugene Chiang, Mark Wyatt, David Wilner, Sean Andrews and John Carpenter

Accepted by ApJ https://arxiv.org/pdf/1904.00027.pdf
AU Mic-Edge-on Debris Disk
距離 9.725pc
β Pic Moving Group にあり、年齢 23±2My
中心星質量 0.3M8 – 0.6M8 (この論文では0.5M8と仮定)
大きな半径では恒星風により小さなダストが外に流出してると思われる (Sezestre et al. 2017)。

動機と手法
Debris Diskのダストの垂直分布から、ディスクを動的に攪拌している大きな微惑星の数やサイズを調べる(ダストが擾乱される）。
擾乱体に関する情報は、デブリディスクの垂直構造の赤外および光学的観察から以前に推測。しかし、短波長の観察では、放射圧により吹き飛ばされている小粒子を観測してしまう。
=> ALMA 1.3mmで大きな粒子の分布を調べる(MacGregor et al2017)がCycle0でも観測してるがより高分解能、高感度観測をした）。

Fig1. The AU Mic system 1.3mm imaged by ALMABand 6. コントアは３σ毎。 Beam Size ~0.22”(ó 2.1au)。

2019年 5月31日 西合 SFN 316 #15

観測結果
Gas成分CO(2-1)も同時観測したが未検出(1 σ = 0.07Jy km-1 )。
=> COガス Upper limitは1.7x10-7 地球質量 (T=10K),
8.7x107 地球質量 (T=250K)
Dust成分 (Fig 1, Fig. 2)
Peak でS/N ~23で検出。
Edge-on diskの厚み方向も空間分解。
(fSE/fNW)=1.03 からEccentricity を見積もると 1.09
9x10-3 地球質量 (from Model fit 後出)

モデル解析
Cut-off power-law diskモデルを仮定しMCMCでベストfitを探した。

Fig2. ALMA 1.3mmダスト連続波の半径と鉛直分布。

Fig5. Modelと残差2019年 5月31日 西合 SFN 316 #15

円盤の厚み議論

波長により円盤の厚みの見え方が異なる。mmサイズの粒子は輻射による吹き飛ばし効果を受けないと思われる。今回の研究で初めて1.3mm連続波でダスト円盤(mmサイズ粒子分布）の厚みを正確に測定できた。

ダスト粒子の鉛直分布を粒子のinclinationの分散が作っているとすると、平均相対速度を推定できる(Wetherill & Stewart 1993 ; Wyatt & Dent 2002)。らしい= 420 m/s where h=0.031
これがescape velocityのlower limitだと考えると、
5.3 x 1020 kg (R=400km) ó Plutoの4%の質量がAU Mic円盤に存在することが推定される。

2019年 5月31日 西合 SFN 316 #12

First interferometric study of enhanced N-fractionation in N2H+:
the high-mass star-forming region IRAS 05358+3543
Laura Colzi, Francesco Fontani, Paola Caselli, Silvia Leurini, Luca Bizzocchi and Ginevra Quaia
Accepted by MNRAS Letters https://arxiv.org/pdf/1903.06567.pdf
イントロ
Nitrogen (N)の同位体比14N/15Nは、太陽系の形成史や星形成領域の多様性を知る指標となり重要。
• Solar Wind (Proto-Solar Nebula) 〜441
• Local ISM 〜375
• 地球大気 〜272
• 彗星 〜140• Pre-stellar core 250〜650
理論的には低温環境(T<20K)で同位体の交換が起こったり、選択的光解離などにより同位体比が変わることが考えられる。
しかし、よくわかっていない。例えば、これまで想定されていた以下のN2H+の15Nの増加の化学反応は低温環境では起きないというかもしれない(Roueff et al. 2018) 。それにこれは>500を説明できない。

観測
大質量形成分子雲 IRAS 05383+3543に対して、IRAM NOEMAでN2H+ (1-0), 15NNH+ (1-0), N15N+ (1-0)を観測しN同位体比を測定した。
これは干渉計では初めての測定である。

2019年 5月31日 西合 SFN 316 #15結果

Fig1. 2. 3. IRAS 05358+3543 のIRAM NOEMA image

Fig7. IRAS 05358+3543 の14 N/15 N比 。

•••

14 N/15 N比 = 100~250。
15 NNH + ,とN 15 N+に若干のばらつきがあった。

分子雲全体(IRAM 30mの結果）に比べてコアの比が若干小さい=>環境効果の証拠

#8

Super Earthの水の存在率はその形成履歴を探る鍵。
- 形成半径、- その後の惑星とice lineとの相対位置の進化理論計算でSuper Earthの水の存在率と形成履歴の関係を色々調べた。

#9

サーベイデータを使って運動群を系統的に捜索。新しいメンバーを見つけ曖昧だったものを確定させた
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#10

Deep learningにより、原始惑星形成時期の数値計算にGiant Impact効果をより正確に取り入れた。
Giant Impactの結果は、本来hじゃ合体、一部破壊、破壊など条件により様々なはずなの簡単かされていた。
それをより正しく全体進化のシミュレーション計算にfeedbackさせる。

#11
ALMA によるIRDC filament観測。
コヒーレントフィラメントの同定。
フィラメント落下を考えるとハブに大きな質量降着~104 M8/yr
小さなスケール、分子雲=>フィラメ
ント=>コアとビリアル比が小さくなる（自己重力的となる）
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#16。

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#17

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