Star Formation Newsletter#327 25‐30
武藤恭之

No. 25

arXiv:2002.02894• 銀河系内でも最も massive, concentrated & luminous な Ultracompact HII region である
W49 North の中の、Welch Ring と呼ばれる構造の中に、O6型（と推定される）のrunaway star 候補を発見• VLA の 45.5GHz (7mm) の高解像度（分解能 0.1 秒程度）観測• 1998年のデータと 2016年のデータを比較することで、いくつかの放射源のうちの一つが、固有速度 76km/s で動いていることを見つけた• 他の放射源との位置関係から、およそ 6400年前に Welch Ring から飛び出たものと思われる• 動いている電波源の放射の形状はアーチ状であり、高速度で運動する星の bowshock であると解釈できる。アーチの形状から星の質量放出率を見積もり、飛び出してからの年齢を元に質量を逆算すると、星は 33 Msun の O6型星と推定• アーチ状の放射源の明るさから、電波放射が free‐free emission だとして、UV の量を見積もり、そのような UV を出すような星の質量を見積もっても、同じくらいComponent C

1998

2016

1998年のデータと 2016年のデータの比較：‐ Component A: 変化なし
‐ Component B と G: 増光‐ Component C: 移動差分

Bow Shock 形状のモデル  形状から mass‐loss rate を推定• vstar: 星と周囲の相対速度  観測から 76km/s• vwind: wind の終端速度、2000 km/s で固定• rho: 周囲のガス密度、W49N の数密度の典型値
104 個/cc から求まる値に固定
 形状のフィットから mass‐loss rate を推定
およそ、mdot ~ 2.6×10‐6 Msun/yr

No. 28

arXiv:2002.07185• 二次元軸対称円盤の、ガス＋ダスト（ラグランジュ粒子）数値シミュレーション• Vertical Shear Instability がある状況下で、streaming instability が起こせるか？
• Vertical Shear Instability (VSI): z 方向に回転角速度が変わるような状況で起こる不安定性。円盤全体が乱流状態（マッハ数 0.2 程度）になり、動径方向の角運動量輸送を引き起こす。
• Streaming Instability (SI): ダスト・ガスの二流体不安定性で、ダストの集積を引き起こす。微惑星形成の trigger の候補の一つ。
• VSI と SI を同時に成長させる計算（シミュレーションの始めからダストを入れる）と、VSIによる乱流が発達した後に SI が起こるかどうかを調べる計算（シミュレーションの途中でダストを入れる）を比較• VSI は、成長が遅いが、強い乱流（マッハ数 ~0.1 程度）を作る• SI は、成長が早いが、弱い乱流（マッハ数 ~0.01 程度）を作る• VSI と SI を同時に成長させる場合： 円盤中心面で SI による乱流が残る• VSI を先に成長させる場合： ダストが巻き上げられて、中心面での SI は起こらない• しかし、VSI が先に成長する計算でも、ダストの強い concentration が起こる

VSI のみの計算（ダストなし）

z 方向のガスのマッハ数の分布（左）と時間発展（右）。マッハ数 0.1 程度の乱流が発生。
ダストを入れた計算、初期からダストを入れた場合

z 方向のガスのマッハ数の分布（左）と時間発展（右）。
中心面付近で SI 起源の細かくて弱い乱流。ダストが中心星に向かって落下してその場から居なくなると、乱流が強くなるダストを入れた計算、VSI 乱流が発展してからダストを入れた場合

z 方向のガスのマッハ数の分布（左）と時間発展（右）。
中心面付近のSI 起源の乱流は無くなっている。乱流の強さは VSI のみの時と同程度

ガス・ダスト比の比較。ダストを最初から入れた場合（左）と、後から入れた場合（中・右）。
後からダストを入れた計算の方が、ダストが強く集まる。右は中に比べてダストの総量が２倍

No. 29

arXiv:2002.02469• Complex organic molecules (COMs) はどうやってできるか？
• Taurus の L1495‐B218 filament という領域で、31個の starless core / prestellar core について、Kitt Peak ARO 12m 望遠鏡を用いて COMs を観測• 全てのコアで、メタノール（CH3OH） を検出し、70% のコアでアセトアルデヒド（CH3CHO）を検出した• それぞれの分子で、二つ以上の遷移を観測し、励起温度・柱密度・abundance に制限を与えた• メタノールのマッピング観測を追加で行い、Av~3等くらいまでの場所で拡がった放射も観測• COMs は、星ができる 10万年以上前から、gas phase で形成されているだろう

Herschel 観測より導かれた、観測領域の H2 のマップ。赤が観測したコア

各コアでのメタノールのスペクトル。黒が観測、赤が Gaussian fit。全て検出各コアでのアセトアルデヒドのスペクトル。黒が観測、赤が Gaussian fit。31天体
中 22 個で検出。

コアごとのメタノールの柱密度（左）。0.42‐3.4×1013 cm‐2
右は、横軸をアンモニアの観測から測った速度分散に基づくビリアル比にしたもの

領域ごとに色分け。B10, B211, B216 が若いと考えられている（protostellar core が無い）
• 若い領域には、よりメタノールが多くあるような傾向がある。
• ビリアル比から見て、重力的に bound しているコア（より進化が進んでいる）はメタノールが少ないように見える• アセトアルデヒドが検出できなかったコア（右図のオレンジ）では、メタノールも少ない

アセトアルデヒドの柱密度は、 0.65‐5.8×1012 cm‐2 の範囲。メタノールに対する比は 0.2‐0.26 程度。
横軸アセトアルデヒド、縦軸メタノールの柱密度の図（左）からは、弱い相関があるかもしれない。
CH と メタノール から、アセトアルデヒドを作る反応？

メタノールのマッピング観測

黄色の丸が、コアの場所
シアンのコントアが、メタノールの放射（コントアは 2sigma ごと）

大きなスケールでの速度構造がある。

No. 26

arXiv:2002.12513• No.25 と同じ主著者、Orion での大きな固有運動を持った天体の候補

No. 27

arXiv:2002.04574• 若い massive cluster である Westerlund 2 における、HST による変光の観測• 中質量から低質量の pre‐main sequence star のうち、1/3 が変光を示す• そのうち、11% が WTTS, 52% が CTTS、5% が dipper、26% がBurster

No. 30

arXiv:2002.11036• 惑星による原始惑星系円盤のギャップ生成について、星の質量の影響を調べた• 星が軽いと、円盤が幾何学的に厚くなるので、同じ質量の惑星でもギャップを空けにくくなる