The Star Formation Newsletter #344 18-22

東大M2 森井嘉穂

18. An orbital release model for the Orion BN/KL fingers
19. A Core Mass Function Indistinguishable from the Salpeter Stellar Initial Mass
Function Using 1000 au Resolution ALMA Observations
20. Optical Properties of Interstellar Dust around the Orion A Molecular Cloud
21. Probing Protoplanetary Disk Winds with C II Absorption
22. TIMES II: Investigating the Relation Between Turbulence and Star-forming
Environments in Molecular Clouds

Kaho.M 2021/09/10 #344 18-22大質量星形成クランプG33.92+0.11のCMFをALMAで取得した1.3 mm連続波を用いて作成 (分解能1,000 au)
冪乗分布を示した
べきの決め方 i) flux- and number-corrected CMFに対して最小二乗フィッティングii) 同様の不完全さをもつサンプルのシミュレーションで観測したCMFを再現する→ 𝑀 ∝ 𝑀! #$ % &'(''&#.%'"#.%% )Salpeter IMFのべきよりも浅いが, 統計的には区別できない程度
サンプル数の少なさがべきに与える影響などを詳しく調べている
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対象領域
G33.92+0.11 UC HII 領域
データ
ALMA 12m+ACA 分解能~1,000 au at 7.1 kpc
1.3 mm連続波
コアの同定
dendrogram
min_value= 5 MAD, min_delta=5 MAD, min_npix=beam size
(MAD=median absolute deviation)→ 40 leaf (40個のコアを同定)
背景放射の除去
孤立したものは 2 rcと 3 rc で囲まれるリング内の平均強度
階層構造をもつ場合はおおもとの構造(trunk)の平均強度
質量の見積もり𝑀()*% *+(+ 𝑒 %%.% + /-!"#$ & '𝐹%.. //𝑑 '𝑀⊙
𝜅%.. //

光学的に薄いという仮定(TB=0.2-5.6 K)
𝑑 % 0('&%.'"%.. kpc
𝜅%.. // % 1(+ 23'4 "%𝑇12*3 𝑟 % '718 1(11'09:𝑟8𝜔#𝑟) < *98#' & 𝜔#𝑟)), 𝜔 𝑟 % 𝑒 "4/#.#%56𝑟 ≥ 0.05 pcでは25 K それより内側では25 K以上
ただし𝑟 = 0はクランプ中心→ 0.44-59 𝑀⊙
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ALMA観測による不完全さの補正
Monte Carlo simulation で楕円ガウシアンコアを104個生成
サイズ, 質量, クランプ内の位置Kaho.M 2021/09/10 #344 18-22

べきの求め方1 フラックスや数を補正してフィット
kernel density estimation (KDE)classical histogram

raw CMFflux-corrected CMF
flux- andnumber-corrected CMF

サンプル数の少なさによる平坦化

edge eﬀectによる影響← -2から0のべきをもつ分布を
サンプル数10-104の場合でそれぞれ105回試行した際の中央値と68%の信頼区間

black bar corrected CMFのbest slope fit
red bar true slope (平坦化を考慮)

Kaho.M 2021/09/10 #344 18-22→統計的に正しいべきを求められていないことを示唆

べきの求め方2 シミュレーションと比較-2から0まで(0.01刻み)のべきをもつべき乗分布のサンプルを用意(サンプル数30) 0.3< log(𝑀:𝑀⊙)<1.9
ffluxをかけて質量(flux)を補正補正した質量を使ってfnumを計算し0から1の乱数と比較 乱数の方が小さい場合その質量はkeep, 大きい場合はreject(観測でその質量のコアが検出される確率をここで考慮)
各分布に対して30個分の質量が得られるまで実行
raw CMFとシミュレートしたものにKS testを適用し最もKS statisticが小さくなるべきを計算
理論的なべきのPDFを得るために105回計算

fflux
fnum
フラックスとコア数の補正係数
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G33.92 CMFのべきはSalpeter IMFよりわずかに浅い(星ありと星なしを分けていないから?)が, 区別できない程度(1σ以内で一致)多くの大質量星形成領域で見積もられているべきと似ている

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Orion AとOphiuchusにおいて星形成が乱流に及ぼす影響を主成分分析(PCA)により調べた
13CO, C18O, HCO+ (いずれもJ=1-0), CS (J=2-1)
13COマップのPCAから導出したスケール則 𝛿𝑣 % 𝛿𝑣 𝐿#"→δvがintegral shaped filamentでもっとも大きく, 数密度, total Lbolと相関あり
C18O, HCO+, CSのδvが13COのより一般的に大きい→dense gasの方がturbulent
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mapping Turbulent properties In star-forming MolEcular clouds down to the Sonic scale (TIMES)
13CO

観測データ
13.7 m望遠鏡

Taeduk Radio Astronomy Observatory (TRAO)

Orion A, Ophiuchus
速度分解能 0.04 km s-1 at 110 GHz
ビームサイズ 46’’ at 110 GHz
13CO, C18O, HCN, HCO+, N H+ (いずれもJ=1-0), CS (J=2-1)2

主成分分析 PCA
観測したスペクトルから乱流の低次速度構造関数を導出する
𝛿𝑣 % 𝛿𝑣"𝐿#𝛿𝑣: 速度差 𝐿: 空間スケール 𝛿𝑣": 1 pcでの速度差
局所的なエネルギー散逸/流入(星形成活動によるフィードバック)
ビリアル, プラズマパラメーターや乱流のsolenoidal fraction
天体までの距離の不確かさの影響を受ける

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2次の速度構造関数

𝑣$% ∝ 𝑙&ベストフィットに対する𝛾はOrion A, Ophiuchusそれぞれ 0.56 and 0.34

クラウドをいくつかの領域に分割 (sub-regionごとに異なる距離を採用)

ISF

星形成活動が活発な北側の方が𝛿𝑣も𝛼も大きい
13COよりC18O, HCO+, CSの方が𝛿𝑣が大きい→高密度ガスの方がより乱れた状態
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クラウドをいくつかの領域に分割(距離はsub-regionごとに異なる)

L1688

星形成活動が活発なL1688の方が𝛿𝑣も𝛼も大きい
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Orion KL outflowの影響を除去

Orion KL outflowによる𝛿𝑣の増大
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steep increase

Orion KL outflowによるもの?

HCO+が検出されたinner regionを除外した場合
steep increaseは未だ存在

large-scale motionを考慮した場合
steep increaseがなくなった→局所的な星形成活動ではなくlarge motionによるもの

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Orion ﬁngersを形成するbulletsが超新星爆発を伴う大質量星周りの軌道にある原始惑星や小質量原始星であるというモデル
ほぼ同一平面上の軌道に配置された天体がOrion ﬁngersに形態的にも力学的にも似た軌道になることを示した
head of the ﬁngersの観測結果からﬁngerが形成された軌道特性を再現した結果, outer radius ~2.4 auの円盤

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Orion A分子雲周Kaho.M 2021/09/10 #344 18-22

色超過比と♦は0 : 100のときのrdの解

the upper cutoff radius of the size distribution Kaho.M 2021/09/10 #344 18-22

fast/slow wind由来のC II λ1335吸収線をT Tauri stars 36/40で検出
diskの傾きが大きいほどwindの速度は遅くなる傾向あり(collimated jetで予想されるものと一致)
観測プロファイルはpure thermal windではなくthermal-magnetized wind のdisk-wind 解析モデルと一致
モデルと観測はinner diskからwindの吸収が生じていることを示唆

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Schematic illustration of the absorption componentsthat may be detected depending on our viewing angle of the star-disk system

CII λ1335 line proles

fast wind absorptions

slow wind absorptions

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no clear wind absorptions