星形成ゼミ #340 19-26
岩崎一成 (国立天文台)

19.Gas infalling motions in the envelopes of Very Low Luminosity Objects
20.Efficiently Cooled Stellar Wind Bubbles in Turbulent Clouds
I. Fractal Theory and Application to Star-Forming Clouds

21. Efficiently Cooled Stellar Wind Bubbles in Turbulent Clouds
II. Validation of Theory with Hydrodynamic Simulations
22.A Low-mass Cold and Quiescent Core Population in a Massive Protocluster
23.A Multi-wavelength Study on the Formation of AFGL 333-Ridge
24. Revealing Ionization Conditions of Sz 102 with Spatially Resolved [Ne III] Microjets
25. Do ultra compact dwarf galaxies form monolithically or as merged star clustercomplexes?
26. PENELLOPE: the ESO data legacy program to complement the Hubble UV Legacy
Library of Young Stars (ULLYSES) I. Survey presentation and accretion properties ofOrion OB1 and σ-Orionis

次のページから紹介

背景• VeLLOs (Very Low Luminosity Objects)• 以前はIRAS点源がないことから星なしコアだと思われていた天体の一部に、Spitzerによる高感度観測で極めて暗い中心天体が見つかった。Young+2004• 定義：原始星と似たSEDをしているが、暗い 𝐿𝐿int < 0.2 𝐿𝐿⊙• 非常に若い原始星(まだ質量が小さく、降着が始まったばかり)？
普通の原始星で、間欠的降着の静穏期にあたる？
褐色矮星？

• この論文では、• VeLLOsのカタログ(Kim+2016)95天体のうち66天体を、HCN (1-0) 厚い輝線と N2H+ (1-0) 薄い輝線で観測して降着運動を統計的に調査 by KVN 21m radio telescope.
• 42天体で両方の輝線を検出。残りの天体は一方だけ検出• 輝線形状• 光学的に薄い N2H+は単一ピークのガウシアン• 光学的に厚い HCNは、様々な形状を示す。

HCN1-0 (F=2-1)• ダブルピークでblue asymmetry (48%)• ダブルピークでred asymmetry (14%)• 広いwingがある。(27%)• 超微細構造輝線間の強度比がLTEで説明できない。

Infall motionで予言される輝線形状は、
blue asymmetry (Leung & Brown 1977, Myers 1996)
光学的に厚い場合は…

青方偏移した奥側：• より密度が高い所が見える
赤方偏移した手前側• より密度の低い所が見える 青方偏移した方が強度が高く、青方偏移側の方が、速度が系統的に早い所を見ているので中心がちょっと青方にズレるInfall運動 (輝線形状が綺麗な15天体)• Vinfall-Vff関係• Vinfallは、輻射輸送モデル(HILL5, De Vries & Myers 2005)でfittingして導出。二つのガス層がVinfallで近づくモデル• Vffは密度が必要

CO − 𝑀𝑀̇
𝑀𝑀̇ acc
infall 関係••

𝑀𝑀̇ infall = 4𝜋𝜋𝑅𝑅2 𝜌𝜌0 𝑉𝑉infall で見積もる (外側)CO𝑀𝑀̇ acc
は、CO outflowから見積もる (内側)

• コア質量(Hershel 250umから。
TはHershelで求めた値。11.1-13.8K)

自由落下

Vinfall ～ 0.6 Vff
VinfallとVffはよく相関Vinfallは重力起源を示唆しているのではないかCO• 半数くらい 𝑀𝑀̇ infall ∼ 𝑀𝑀̇ acc
𝐶𝐶𝐶𝐶• 半数くらい 𝑀𝑀̇ infall > 𝑀𝑀acc
 静穏期？

Shu解から𝑀𝑀final = 𝑀𝑀̇ infall × 𝑡𝑡collapse+0.2 𝑀𝑀env
褐色矮星候補天体• VinfallとVff、 (𝐿𝐿int − 𝑀𝑀̇ infall相関)  重力収縮が有力CO• 𝑀𝑀̇ infall − 𝑀𝑀̇ acc
比較から、半数程度が静穏期にある？
• 二つの褐色矮星候補天体が見つかった。

• 星団による星風で駆動されるバブル進化を記述するモデル• バブルのホットガスとシェルのあいだの乱流混合によって、冷却が効率的に効いて、古典的なWeaver+1977解からズレて、速度や運動量は10倍から100倍減少する。
• 理論の論文だったので紹介したかったけど、モデルが非常に込み入っていたので断念

• 20で作ったモデルの有効性を調べるとともに、パラメータを決める。
• 乱流混合によって冷却が加速され、注入された星風のエネルギーのうち0.1-0.01の割合しか残らず、運動量駆動段階が主に。

22

次のページから紹介背景• 重力的に束縛された星なしコアはpre-stellar coreと呼ばれ、星形成の始まりを表す天体だと考えられている。
• 小質量星形成領域のpre-stellar coreは近傍分子雲で詳細に調べられてきた。
• 一方で、大質量星団形成領域は、まだあまり進んでいない。
本研究• NGC6334S (IRDC G350.56+0.44)• 質量 1300 Msun (Li+2020)• 観測Spitzer• ALMA: H13 CO+ (1-0), ortho − NH2 D (111 − 101 )を含む。

• NH2Dは、pre-stellar coreの高密度領域にも存在できるよいtracer• JVLA: NH3 (1,0)

Li et al. 2020
ALMA3mm連続波グレースケール：NH2Dの積分強度図

黒線はProtostellar coreCont #2

M1コア• NH2Dコアは、Cont #2よりも化学的に複雑でない• Cont #2もいわゆるhot core/corino
ではないが。
• NH2Dコアの進化段階は、Cont #2よりも前NH2Dは星形成活動が見られずに冷たく静穏的• 全てのNH2Dコアにおいて、星形成の兆候(アウトフロー by HCO+, CS, HCN, SO, HNCOとH2O maser)を調べたが見つからない。
• NH2Dは赤外線の連続波で暗い• Internal luminosityの上限は∼ 1.26 𝐿𝐿⊙

• NH2Dコアでは、熱運動が卓越• infallの兆候は見えない。
光学的に厚い輝線の速度分解能がよくないからかも (3.0-3.3 km/s)• 𝑁𝑁NH2 D と𝑋𝑋(NH2 D)(X(NH2D) = N(NH2D)/N(H2))が、近傍の星形成領域のprestellar core(H-MM1, L1544)よりも大きい• JVLAでのNH3の観測から、重元素比を求めると、M4で0.25, M10で0.11だった。 これは他の小質量星形成領域と似てる。
重水素濃縮がおこる低温環境であるとともに長時間NH3が存在していることを示している。
• L1544: 0.5+-2 (Crapsi+2007), H-MM1: 0.45+-0.09 (Harju+2017)• 左の図とは関係ないが• 連続波から見積もった質量(Tdust=10Kと仮定)は0.13-0.87 Msun  小質量星形成領域• 17個のNH2Dのうち9個が重力的に束縛されている。
H-MM1: Ophuchus
L1544: pre-stellar core• NH2Dコアは、静穏(速度分散~熱運動)で、NH2D組成比が高く、高いNH3重元素比をもち、3.6-70umで暗い。
• 大質量星団形成雲でのlow mass starless, pre-stellar coreの初検出• コアには、大きな多様性がある• mass: 0.13-14.03 Msun (小質量コアから大質量コアまで同時に形成)• age: pre-stellar-Class II (定常的な星形成)• 大質量コアは中心にあり、小質量コアは広く散らばっている• NH2Dコアの大部分は、H13CO+で検出された広がったフィラメント構造に関連している。詳細な解析はこれから。

• 巨大分子雲W4の、AFGL 333-Ridge領域で、二つの速度成分 (-50.5km/sと-48.0 km/s)が見つかった。
• 二つの速度成分は空間的に相補的に分布していて、PV図に二つの速度成分をつなげるbridge構造がある。
 cloud-cloud collision ?

Ridgeに沿ったPV図Viewing angleが分からないが、衝突速度に沿った方法から見ていなければ、速度差は数km/sで、この天体の質量(～10^4Msun)と大きさを考えると、普通に重力収縮とかでも説明できる気もする。

13CO

• 古典的T Tauri星 Sz102をHST/STISで観測し、micro-jetからのNeIIIを検出。
• Micro-jetとは、星近くの1秒角スケールで分解されたlaunching regionでのjet構造• NeIII microjetの空間構造と量から、根本(～0.03 au)で電離され、伝播時間スケールより長い時間で再結合していることが示唆。
• 衝突電離されている動力学的な証拠はなかった
 星のそばでの、keV X-rayを出すフレアが電離に効いているかもしれない。
活動的な原始星の中には、磁気ループが星半径の数倍くらいないと説明できない巨大フレアが起こっている。

• ULLYSES program by HST• 約70個の若い(<10Myr)小質量(<2Msun)をUVで観測(2020-2022)。質量降着や放出を探る。

• PENELLOPE (進行中)• 上記の天体をESO VLTで、可視光と赤外で観測  中心星の特徴、星間減光、円盤風、ジェット、など