The Star Formation Newsletter No.329 22-28
原⽥直⼈（九州⼤学）
No. Title
22

A Detailed View of the Circumstellar Environment and Disk of the Forming O-star
AFGL 4176

23

Unveiling the physical conditions in NGC 6910

24

Self-scattering of non-spherical dust grains

25

A family portrait of disk inner rims around Herbig Ae/Be stars: Hunting for warps,rings, self shadowing, and misalignments in the inner astronomical units

26

Formation of secondary atmospheres on terrestrial planets by late disk accretion27

The dependence of episodic accretion on eccentricity during the formation ofbinary stars

28

Angular Momenta, Magnetization, and Accretion of Protostellar Cores

O型星が形成されているAFGL 4176 mm1の周囲をALMA, ATCAで観測
ALMAで計25種の分⼦による203の輝線を検出
AFGL 4176 mm1 の円盤は⼤きい＋科学的に複雑N系分⼦︓円盤をトレース
O系分⼦︓disk accretion shockをトレース
C34S, H2CS, CH3CCN︓Slow wide-angle wind or Outflow cavity wallをトレース

1.21mm Continuum emission (ALMA)
⾚点︓methanol masers
⻘三⾓︓water masers
シアン︓OH masers
・17個のソースを検出

各輝線のchannel mapの⽐較
各成分でそれぞれ最も明るい10個の輝線の図
2” square(8400au at 4.2kpc)＋︓連続波のピーク（mm1）上図︓円盤をトレースした各輝線のmoment 0,moment 1 maps（contour, color-scale）
右図︓NH3のmoment 0, 1 map with ATCA
より⼤きいスケールでの回転が⾒られる

【背景】Episodic accretionは短周期連星で観測されている【⽬的】Episodic accretionの強さのeccentricity依存性を調べる【⼿法】低質量星形成の3DMHDシミュレーション（乱流も考慮）【結果】初期︓eccentricityが⾼い(e > 0.2)と近星点でbursts of accretionを確認
後期︓軌道が円に近づくとともに起こりにくくなる

計算コード︓FLASH (AMR, ideal MHD)
・原始星形成過程を分⼦雲コア段階から計算
・polytropic equation of state
・原始星＝sink particles
・box size ~8000 AU
・12段のrefinement = 最⼩セルサイズ ~1.95 AU
・sinkの降着半径(解像度) ~4.9 AU
初期条件
・1Msun, ~3300 AU, 密度⼀定(= 3.82e-18 g/cc)の分⼦雲コア
・剛体回転（⾓運動量 = 1.85 × 10^51 g cm^2 s^-1 ）・磁場は回転軸と平⾏、(M/Φ)/(M/Φ)crit = 5.2・50%の密度ゆらぎ
・マッハ数 = 0.1, 0.2の２通り

カラー︓密度 ⻘線︓磁⼒線
ベクトル︓速度ベクトル＋︓sink particles

・Eccentricityの計算

𝜖 : specific orbital energy
h : specific angular momentum of the system
・計算時間︓原始星形成から6500年後まで・連星間距離は 400~500AU → 9~10AU・Eccentricityは~2000年後から減少（この数字は解像度に依存︖）
・初期︓近星点で降着率に”spike”が⾒られる
後期︓円軌道に近づき星の周りのガスも減るにつれ、降着率も穏やかになる近星点︓φ=1マッハ数＝0.1（T1）の結果
・eが⼤きい時の⽅がよりepisodicな降着が起こる
・eが⼤きいかつ降着が穏やかな時は主星の降着率の⽅が⾼い
accretion burstの時は主星も伴星も同等＝伴星の⽅がepisodic

近星点︓φ=1

マッハ数＝0.2（T2）の結果
・T1の時と同じ傾向
・eが⼩さいかつ降着が穏やかな時は伴星の降着率の⽅が⾼い横軸︓Eccentricity
縦軸︓
𝑀̇ !"#$% ︓0.8 < φ < 1.1での降着率

𝑀̇ &"'(% ︓0.2 < φ < 0.75での降着率

・e < 0.2︓β~1＝No episodic accretion
・0.2 < e < 0.6︓Strong episodic accretion
・eがさらに⼤きい時のβはあまり⾼くない←𝑀̇ &"'(% が⾼いから
・T1よりT2の⽅がβが⾼い
強い乱流を与えると降着率は⾼くなる︖
・（解像度が⾼い⽅がβも⾼くなる傾向）【観測との⽐較】
TWA 3A︓P = 34.8day, e = 0.628, class II
DQ Tau︓P = 15.8day, e = 0.568 , class II
縦軸︓規格化した降着率←class II天体とclass 0/I天体の降着率の差を消してaccretion curveの形状を議論する為
・T1は観測とよく⼀致する
・T2は観測よりも極端に変化→class II段階では乱流が弱い＋ weaker episodic accretion
・シミュレーションの連星は⻑周期(P > 20yr)にも関わらず観測と⼀致→ eccentricな連星の近星点付近での降着の振る舞いは連星間距離に依存しない
⻑周期連星でもepisodic accretionが観測され得る

【⽬的】分⼦雲コアの統計的な特性を調べる（先⾏研究に磁場を加えた）
質量降着率、⽐⾓運動量、0.1pcスケールでの磁場と回転軸の傾き…
【⼿法】クラスター形成過程の3DMHDシミュレーション【結果】観測されている磁場強度とガス密度の関係を再現
磁場は低密度フローをコリメイトさせ、フィラメンタリーな構造をつくる
コアの⽐⾓運動量は短期的な変動は起こるが⻑期的にはほとんど変わらない
今回の統計的な結果は、原始星形成や円盤形成の研究において、より現実的な初期条件を与える

計算コード︓Athena (ideal MHD)
・クラスター形成を分⼦雲から計算
・Isothermal︓𝑃 = 𝑐$) 𝜌・分⼦雲コア＝sink particles
・Box size = 20pc
・Cell size = 0.04pc
・sink半径(解像度) = 0.1pc
初期条件
・半径 4pc の球状の分⼦雲・T = 14K
・磁場強度︓5μG（⼀様）・密度︓1.5×10*)+ 𝑔 𝑐𝑚*, （tff = 1.7Myr, 分⼦雲の質量︓~5900Msun）
・⽐⾓運動量︓ 1.58×10), 𝑐𝑚) 𝑠 *+・乱流︓Mach 8【柱密度の時間進化】
１列⽬︓y-z平⾯
２列⽬︓z-x平⾯
３列⽬︓x-y平⾯
磁場はy軸の⽅向
マーカーはsinkの位置を⽰す
・まずsheet/filamentが形成→その上でsinkが形成
・y-z, z-x平⾯ではフィラメントの⻑軸⽅向が⾒えている

6pc * 6pc

【磁場強度と密度の関係】
各密度ビンにおける磁場強度を⽰した図
⾚線︓Crutcher et al. (2010)…ゼーマン観測をベイズ解析した結果
・300~400cm^-3までは磁場の増幅なし
さらに⾼密度になると磁場が増幅←観測とよく⼀致
・⾼密度側での傾きは観測よりも緩やか
0.23
本研究︓𝐵-.- ∝ 𝑛/
0.32±0.02
観測︓ 𝐵-.- ∝ 𝑛/
←⾼密度側での解像度が⾜りないからµG︖

柱密度と磁場強度の関係
グレー︓全てのセル
マーカー︓sinkを含むセル
𝜇!" = 1𝜇!" = 2𝜇!" = 4

観測から求める mass-to-flux ratios︓𝑀⁄Φ = 7.6×10*)+ 8 𝑁/) ⁄𝐵-.- （Crutcher 2012）→ 𝜇)5 ≡ 7.6×10*)+ 8 (𝑁/) ⁄𝐵-.- )/(𝑀⁄Φ)6#'%・⾼密度側で磁場強度が上がる傾向は同じ
・すべてのsinkは super critical
・観測されるmass-to-flux ratios (𝜇)5 )は実際の値 (𝜇,5 )よりも２〜３倍過⼩評価している可能性あり

μθ

上図︓sink形成から50000yr後のsink(コア)の各物
理量分布（質量、mass-to-flux ratio、⽐⾓運動量、磁場強度）
右図︓コアの⾓運動量ベクトルと磁場のなす⾓
θの時間進化＋コアの⽐⾓運動量の時間進化
・より⼩スケール（原始星・円盤形成）の研究の初期条件・境界条件として使える