The Star Formation Newsletter#370 1-14
鹿大D1 城戸1. The birth and early evolution of a low mass protostar
2. Growth of Massive Molecular Cloud Filament by Accretion Flows I: Slow Shock Instability v.s. Ambipolar Diffusion
3. Fragmentation and dynamics of dense gas structures in the proximity of massive young stellar object W42-MME
4. The Comprehensive Archive of Substellar and Planetary Accretion Rates
5. Growing Planet Envelopes in Spite of Recycling Flows
6. Shocking Sgr B2(N1) with its own outflow: A new perspective on segregation between O- and N-bearing molecules
7. Constraining the formation history of the TOI-1338/BEBOP-1 circumbinary planetary system
8. Planet Gap-opening Feedback on Disk Thermal Structure and Composition
9. Uncovering a new group of T Tauri stars in the Taurus-Auriga molecular complex from Gaia and GALEX data
10.Disk Evolution Study Through Imaging of Nearby Young Stars (DESTINYS): HD 34700 A unveils an inner ring
11.Composition of giant planets: the roles of pebbles and planetesimals
12.Spectroscopic variability of massive pre-main-sequence stars in M17
13.Can Uranus and Neptune form concurrently via pebble, gas and planetesimal accretion?
14.Monitoring the young planet host V1298 Tau with SPIRou: planetary system and evolving large-scale magnetic field

3.

・W42-MMEの周囲のガスの解析
・さまざまなスケールの構造の空間-運動学的な性質を調べるためにH13CO+に対してデンドログラム解析を行った
・σnt - Lでは負の相関、δVlsr - Lでは正の相関が見られた
・M - Rでは正の相関が見られ、デンドログラムで分類されたW42-MMEが位置するL17は大質量星形成の条件を持つことが分かった
・W42-MME周囲のガスは階層的かつカオス的な崩壊が起きていることを示唆する

W42-MME
・W42にある若い大質量星 (d ~ 3.8 kpc)
・W42はbipolar H II regionや水メーザーが検出されている領域
・赤外線で点源が観測されている → 初期段階
・L: 4.5 x 104 Lsun, パーセクスケールのH2アウトフロー

O-type star
W42-MME

観測諸元
ALMAのBand 7 (H12CO+. H13CO+, CH3CCH)・beam: 0.31 x 0.25 arcsec
・H12CO+, H13CO+: 高密度なガスの運動を解析するために使用
・CH3CCH: 高密度ガスの温度を見積もるために使用peak強度図

各構造のさまざまな物理パラメーター

p-p-v空間でデンドログラム解析を行った結果
サイズ

軸比

運動温度

重み付平均速度

速度分散

重み付平均速度分散

peak速度図

非熱運動速度分散 ビリアルパラメーター マッハ数・19の高密度構造があることを同定。
12のleaf(0.01 pc以下, 平均サイズ3780au),7つのbranch(0.05 pc以上, 平均サイズ11780au)
・対称天体はL17に属する
・非熱運動の速度分散はbranch構造よりもleaf構造の方が大きい
・全ての構造においてガスの運動は音速~超音速・オーバービリアル (α >= 2)

δV - L
・サイズが大きくなるにつれて、速度分散も大きくなる正の相関関係
・ラーソン則にほとんど綺麗にのっている・ブランチ構造のみの相関関係は全体の相関関係よりも冪が小さい→ 階層的かつカオス的な崩壊シナリオをサポートする結果

σnt - L
・サイズが多きくなるにつれて、非熱運動の速度分散は小さくなる負の相関関係
・ラーソン則には沿っていない・ブランチ構造のみの相関関係は全体の相関関係よりも冪が大きい
・他の星形成領域では負の相関関係は見られない・コアが崩壊するとサイズは小さく、柱密度は大きくなるためラーソン関係とは逆の傾向を示す → ラーソン則に沿っていないのは階層的かつカオス的な崩壊が起きていることを示唆する

質量 - サイズ (L/2) 関係
・冪が1.73±0.23の正の相関関係を持つ・近傍の星形成領域の冪は~2。先行研究と一致
・密度構造がm(r) > 870 Msun(r/pc)1.33であれば大質量星を形成しやすい(Kauffmann & Pillai 2010) → L17だけこの関数に一致する
・L17は若い大質量星がいることが確認されている個数密度 - サイズ (L/2)関係・冪が-1.26±0.23の負の相関関係を示す
・nH2はRefのパラメータに依存する

nH2 =

Ms

3 )(2.8m )( 43 πReffH8.

・ギャップが円盤の熱/化学構造をどのように変えるのかをFARGO3+RADMC3Dを用いて調べた研究
・iterationモデル（csアップデート）ではnon-iterationモデルよりも広く深いギャップを作り出すことが分かった
・iterationモデルとnon-iterationモデルとでは円盤の温度構造も大きく異なり、ダストトラップや雪線、氷の分布が異なることも分かった

解析の流れFARGO3パラメータ

FARGO3

RADMC3D→FARGO3
RADMC3D
RADMC3Dパラメータ1. 動径方向に対称な面密度を持つ円盤を作り、2次元の面密度とcsマップを作る
2. 2次元面密度を3次元に拡張し、得られたcsからHを計算して輻射輸送を解く。得られたダスト温度から赤道面の温度(Tmid)を求める。
3. Tmidを用いてcsをアップデートし、再度FARGO3で面密度分布を解く
4. アップデートされたcsを用いてHもアップデートし、2D → 3Dに拡張
5. 2000軌道分繰り返す（各サイクルは100軌道）

2D面密度 → 3D体積密度

ガスの面密度分布
離心率

各惑星質量におけるダストトラップの位置

・iterationモデルはnon-iterationモデルよりも広く深い(1桁ほど異なる)ギャップを生成。→ H/rがnon-iterationモデルよりも、小さいことが原因
・Mpを固定でrpを増加させると、幅は小さくなり、深さも浅くなる。
→ 外側円盤が持つ高いスケールハイト(H/r)が圧力トルクを強くさせ、ギャップの生成を邪魔するため
赤道面温度・r < 10auとギャップでの温度構造が2つのモデルで大きく異なる・d, h: 惑星の質量が小さいため、円盤に与える温度変化は無視できるはずだ
が、温度構造が大きく異なる→ (csをアップデートしたことによって)内側のダスト円盤の縁のスケールハイトが大きくなり、強いシャドウイング効果を作る・iterationモデルはnon-iterationモデルよりも深いギャップを作りやすく、より多くの光子が赤道面に入り込み、Tmidが増加する。

異なるMp、rpを持つ円盤内での各分子の氷の分布

円盤半径に対するC/O比

H2O: どのモデルも大体1.2 auのところに1本の雪線が出現
CO2: 惑星質量が大きいと、雪線が2本出現 (a, b, e,f)
Mpが大きいため深いギャプを作り、Tmidが上昇するから・ギャップがあると、円盤の温度, 圧力のプロファイルが単調ではなくなる。
→ 複数のスノーラインが生じる原因

CO: iterationモデル(3本)とnon-iterationモデル(1本)とで氷の分布が ・ギャップは光学的厚さが小さくなるため加熱される。
→ OよりもCが昇華されやすくなるため、ギャップ内での気相のC/O比が減少大きく異なる。
・ギャップは、形成される惑星の大気に大きく影響を与える
埋め込まれた惑星がある場合、異なる位置に雪線が出現

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