The Star Formation Newsletter

2020/04/03

No. 326 (#9-16)

平野 信吾 (九州大学)

9. A survey for variable young stars with small telescopes: II – Mapping a protoplanetary
disk with stable structures at 0.15 AU
10. First Resolved Dust Continuum Measurements of Individual Giant Molecular
Cloud in the Andromeda Galaxy
11. Corona-Australis DANCe. I. Revisiting the census of stars with Gaia-DR2 data
12. Angular momentum profiles of Class 0 protostellar envelopes
13. What determines the formation and characteristics of protoplanetary discs?
14. Survival of Primordial Planetary Atmospheres: Photodissociation Driven Mass Loss
15. A multi-frequency ALMA characterization of substructures in the GM Aurprotoplanetary disk
16. The Evolutionary Status of Protostellar Clumps Hosting Class II Methanol Masers

101

分子雲の研究は以下の観測を組み合わせて行われる：⚫ ダスト量 … 分子雲の質量・大きさ(数10pc)・内部構造⚫ 分子輝線 … 分子雲の運動・化学組成『マゼラン雲を超えた近傍銀河まで観測対象を広げた研究プログラムの最初の報告』⚫ アンドロメダ銀河 (M31) で、sub-GMC scale (~15pc) での熱ダスト放射を検出 ➔個々の巨大分子雲 (GMC) からのダスト連続放射観測 Submillimeter Array (SMA), 230 GHz M31の個々のGMCに対するconversion factor (変換係数) (αCO(2-1))を測定⚫ 平均したCO光度-to-dust質量変換係数：α’CO-dust = 0.042 ± 0.018 [M8 (K km/s pc2)-1]
 この値は銀河中心半径によって変化しない。
 ガス対ダスト比を一定(=136)と仮定すると、αCO = 5.7 ± 2.4 [M8 (K km/s pc2)-1]となり銀河系のGMCの値 (αCO = 6.1) とよく一致する。

観測
サブミリ波干渉計 (Submillimetar Array; SMA)
⚫ (1) 2018/08/16-09/08, (2) 2019/09/09-10/16⚫ 32 [GHz] continuous bandwidth from 213.55 to245.55 [Ghz]

この論文では、CO変換係数を求めるために必要となるダスト連続放射と対応するCO放射の比較を行う。このため、小さなCO放射領域を取り除いた連続波画像を解析した ➔ CO andcontinuum maps
⚫ ダスト放射はビームサイズより大きい(分解)⚫ 多くの場合でCO放射の方が広がって分布⚫ CO・ダスト放射のピークがほぼ一致

12CO moment 0 map (6,12,24,…σ)Dust continuum emission (3σ)

2解析ターゲット領域 (15) > 検出した離散的な連続波天体 (23) > 個々のGMCからの熱ダスト放射源を確認 (19) > 分解された天体(10)連続波フラックス密度をダスト質量に換
算：⚫ ダスト質量：Mdust = 181 – 1825 [M8]⚫ 総質量：Mtot ~ 24,000 – 240,000 [M8](with dust-to-gas ratio = 136)3

CO光度-質量換算係数

4

CO観測は分子ガス・ガス雲質量を求めるためによく使われる。
仮定：CO光度が分子ガス質量に比例する：⚫ 銀河系においてCOのJ = 2 – 1 遷移での値：αCO(2-1) = 6.1 [M8 (K km/s pc2)-1]⚫ αCOが銀河間・周辺金属量によって異なることは報告されている。
今回の観測より、CO(2-1)光度(ICO)とダスト質量(Mdust)が得られている (Table)。
⚫ α’CO-dust = 0.042 ± 0.018 [M8 (K km/s pc2)-1]⚫ αCO(2-1) = (gas-to-dust ratio=136)×α’CO-dust = 5.7 ± 2.4 [M8 (K km/s pc2)-1](with Tdust=15[K])(with Tdust=25[K])0.042 [M8 (K km/s pc2)-1]

オリオン分子雲がアンドロメダ銀河にあったらどう観測されるか『M31にオリオン分子雲が存在した場合の観測シミュレーション』⚫ CASA5.3 with “simobserve” and “simanalyze”⚫ CO光度-質量換算係数を求めると、
 α’CO-dust = 0.038 ± 0.006 [M8 (K km/s pc2)-1]
 αCO(2-1) = 5.2 ± 0.8 [M8 (K km/s pc2)-1] ~ 6.1 (銀河系GMCの値)

Input Planck image

Simulated continuum observation

バンド幅32[GHz]で1, 2, 4 tracksでの3σコントア
CO(2-1)観測1trackでのS/N=100コントア

5126

目標：原始星コアの初期角運動量分布と、降着期・円盤形成初期における成長
手法：IRAM CALYPSOサーベイデータを用いて、Class 0原始星エンベロープの505000[au]スケールにおける比角運動量分布を解析する
結果：11個の原始星エンベロープで、r<1600[au]での差動回転運動 (v∝rα) を特定した。比角運動量分布は j ∝ r1.6±0.2 (r>1600[au]), j~6e-4 [km/s pc] (50[au]<r<1600[au])と切り替わる。

The CALYPSO survey
CALYPSO (Continuum And Lines in Young ProtoStellarObjects) IRAM Large Program⚫ 16 Class 0 近傍原始星 (r<450[pc])⚫ IRAM Plateau de Bure Interferometer (PdBI)⚫ IRAM 30-meter telescope (30m)『エンベロープ外層(10,000[au])から原始星円盤(<50[au])までの運動を解析し、主降着期のエンベロープ降着物質の角運動量を調べたい』⚫ CARYPSO sampleのうち12天体を解析。
⚫ 2つの分子輝線観測：C18O(2-1) at 219.560[GHz], N2H+(1-0) at 93.171 [GHz]⚫ IRAM PdBI(高分解能)と30m(広域)の観測結果を組み合わせる (PdBI+30m)

7

強度分布
⚫ PdBI/PdBI+30m/30mがそれぞれ小/中/大スケールに対応⚫ C18OとN2H+は同じ領域に対応しない (N2H+はC18Oの周りから放射する) : それぞれ小/大スケールに対応

8エンベロープの速度勾配⚫ ピクセル毎にスペクトルフィットを行い、質量中心速度分布を作成
Red- and blue-shifted
outflow lobes

9位置速度図 (PVrot) : 回転運動・角運動量⚫ 赤道軸に沿ったPVrot図⚫ R = 50 – 5000 [au] : スケールの異なる4つのデータを組み合わせる

10回転速度分布⚫ 仮定：原始星エンベロープは回転軸に対して軸対称であり、赤道軸周りの速度勾配は主にエンベロープの回転運動によるものとする。
⚫ 回転速度分布を vrot ∝ rα でfittingする。

11

比角運動量分布12⚫ Class 0原始星の大サンプルにおける比角運動量の半径分布⚫ Broken power-law model function :⚫ Class 0原始星において、r ~ 1000 [au] でpower-lawが変化する傾向が見つかった。
円盤・連星スケール(ケプラー回転: j∝r0.5)原始星スケール 分子雲スケール(j~10-3[km/s pc])
(j∝r1.6)

みかけの比角運動量：japp = |vrot| × r⚫ Break radiusを特定するため、みかけの比角運動量分布を用いる。
⚫ 小スケールでは違いはないが、大スケールでは逆回転のデータもプロットされるようになる。データ数が増えるので、break radiusの同定を助ける。
⚫ rapp,break ~ 1600 [au]Rapp,break⚫ Average j ~ 6e-4 [km/s pc] at r<1600[au] j ~ 1e-3 [km/s pc] at r<5000 [au] for
4 Class 0 and I sources(Ohashi+’1997; Chen+’07)
 j ~ 5e-3 – 5e-5 [km/s pc] in r<1500[au] (Yen+’15)
 j ~ 5e-4 [km/s pc] at r~100[au](Yen+’15)

139141115

Corona-Australis (南のかんむり座): 太陽に最も近い星形成が進行中の領域の1つ⚫ Gaia-DR2データを使い、新たな若い星集団を探索する。
⚫ 新たに262天体を同定した。運動・位置的に異なる2つのグループからなることがわかった。

1316

惑星形成を左右する原始惑星円盤の性質(質量・半径・降着率)を調べる。
⚫ 非理想磁気流体シミュレーション (AMR code Ramses)⚫ 1 [M8] 分子雲の収縮・降着進化を 0.1 [Myr] 計算した。
 円盤の性質は内部境界条件 (シンク条件) の取り扱いに依存する。つまり小スケールの降着過程をどれだけ計算するかに依存する。
 Ambipolar diffusionにより、円盤の性質はガス雲の初期条件(回転・乱流強度)にはあまり影響を受けない。

1517

1418

太陽系外惑星の質量損失メカニズム⚫ 強い輻射を受けた惑星におけるXUV光電離が主に考えられていた。
⚫ EUV水素分子光解離は低質量惑星の大気蒸発を引き起こす。
⚫ 考えられる質量損失メカニズムに対する影響を調べた。

a)c)
d)
e)
f)

1619