SFN	  300	  No.	  21-­‐30	  2018/1/12	  大橋聡史（理研）	
21.	  The	  Power	  of	  SOFIA/FORCAST	  in	  Es>ma>ng	  Internal	  Luminosi>es	  of	  	  Low	  Mass	  Class	  0/I	  Protostars	  22.	  IN-­‐SYNC.	  VII.	  Evidence	  for	  a	  decreasing	  spectroscopic	  binary	  frac>on	  	  from	  1	  to	  100	  Myr	  within	  the	  IN-­‐SYNC	  sample	  23.	  Spiral	  arms	  in	  thermally	  stra>ﬁed	  protoplanetary	  discs	  24.	  Rela>onship	  between	  turbulence	  energy	  and	  density	  variance	  in	  the	  	  Solar	  neighbourhood	  molecular	  clouds	  25.	  Pillars	  of	  crea>on	  amongst	  destruc>on:	  Star	  forma>on	  in	  molecular	  	  clouds	  near	  R136	  in	  30	  Doradus	  26.	  Molecular	  gas	  in	  high-­‐mass	  ﬁlament	  WB673	  27.	  Gas-­‐Phase	  Spectra	  of	  MgO	  Molecules:	  A	  Possible	  Connec>on	  from	  	  Gas-­‐Phase	  Molecules	  to	  Planet	  Forma>on	  28.	  Debris	  Disc	  Constraints	  on	  Planetesimal	  Forma>on	  29.	  Magne>c	  ﬁelds	  of	  intermediate	  mass	  T	  Tauri	  stars	  30.	  An	  SMA	  Con>nuum	  Survey	  of	  Circumstellar	  Disks	  in	  the	  Serpens	  Star-­‐	  Forming	  Region	Rela>onship	  between	  turbulence	  energy	  and	  density	  variance	  in	  the	  Solar	  neighbourhood	  molecular	  clouds	  Jouni	  Kainulainen	  and	  Christoph	  Federrath	ρ-­‐PDFと乱流場との関係を調査	

https://arxiv.org/pdf/1711.01602	

PDFの分散は乱流、磁場の強さ（β）、乱流の圧縮/非圧縮（b)によって表現できる	  Best	  ﬁt	β=∞,	  b=1	
β=0.3,	  b=1	
β=0.05,	  b=1	
β=0.05,	  b=1/3	

Scacerが大きいがweak	  correla>on	  	  分子雲は強い磁場（β<0.05）ではない	  	  弱い磁場かつ強い圧縮	 弱い磁場(β>3)で強い圧縮(b>0.7)は除外できる	  弱い圧縮も(b<0.35)	  	  ほとんどの分子雲でb>1が解になるが、これはそもそも予想していないことで、もしかするとトロイダル磁場ではなく小さなスケールの乱流磁場が密度変動に影響しているかも	  強いい磁場かつ弱い圧縮	デブリ円盤のdust	  size	  distribu>onは-­‐1.9のべきを仮定(Dohnanyi-­‐like)	  しかし、slow-­‐growthやconcentra>on	  modelではダストのサイズ分布は異なる(~1.6)	  さらにsizeによるfragmenta>on	  energyを考慮してダストサイズ分布の時間進化を調べ	  デブリ円盤のフラックスを計算	
ダストのサイズ分布を二つのpower	  lawで説明	

Fluﬀyなダスト	Fluﬀyなダストは1mサイズくらいで	  壊れやすい	  	  Slow-­‐growthやconcentra>on	  model(pebble	  pile)でSEDフラックスを説明できる	  	  しかし、円盤の質量が1000M+を超えるものもあり、クリアに説明するのは難しく、新たな問題	  	  もしかしたら、	  An	  SMA	  Con>nuum	  Survey	  of	  Circumstellar	  Disks	  in	  the	  Serpens	  Star-­‐Forming	  Region	  Charles	  J.	  Law,	  Luca	  Ricci,	  Sean	  M.	  Andrews,	  David	  J.	  Wilner	  and	  Chunhua	  Qi	http://arxiv.org/pdf/1711.01266	
SMA1.3	  mm	  (3.5”x2.5”)でSerpensの62	  Class	  II	  YSOs	  
13個で検出、ほかはnon-­‐detec>on	  スタッキングしてmedian=5.1	  M+	

Taurus,	  Lupusとほどんど同じ分布	

SerpensはTaurusに比べsurface	  densityが100倍高
いが、disk質量はほとんど変わらず	  潮汐相互作用による影響はない	  	  10M+を超える円盤は20%以下→巨大惑星は稀か、~Myrで形成	  	  the	  occurrence	  of	  spectroscopic	  binaries	  in	  young	  star-­‐forming	  regions	  using	  the	  INfrared	  Spectroscopy	  of	  Young	  Nebulous	  Clusters	  (IN-­‐SYNC)	  survey,	  carried	  out	  in	  SDSS	  III	  with	  the	  APOGEE	  spectrograph	  	  evidence	  for	  a	  decline	  in	  the	  spectroscopic	  binary	  frac>on,	  by	  a	  factor	  of	  3–4	  from	  the	  age	  of	  our	  pre–main-­‐sequence	  sample	  to	  the	  Pleiades	  age	  	  Our	  results	  suggest	  that	  dynamical	  processes	  disrupt	  the	  widest	  spectroscopic	  binaries	  (Porb	  ~	  103	  -­‐	  104	  	  d)	  as	  clusters	  age,	  indica>ng	  that	  this	  occurs	  early	  in	  the	  stars’	  evolu>on,	  while	  they	  s>ll	  reside	  within	  their	  nascent	  clusters	

SOFIAに搭載のFORCASTで原始星のinternal	  luminosityを導出可能:	  	  	  a	  pair	  of	  FORCAST	  ﬁlters:	  one	  “short-­‐wavelength”	  ﬁlter	  centered	  within	  19.7–25.3	  μ	  m,	  and	  one	  “long-­‐wavelength”	  ﬁlter	  within	  31.5–37.1	  μ	  m.	  
The	  OH5	  dust	  opacity	  matches	  observa>onal	  constraints	  for	  protostellar	  environments	  best.	  FORCAST	  is	  a	  powerful	  instrument	  for	  luminosity	  studies	  targe>ng	  newly	  discovered	  protostars	  or	  suspected	  protostars	  lacking	  detec>ons	  longward	  of	  24	  μ	  m.	

3D	  hydrodynamic	  simula>ons	  to	  study	  the	  morphology	  of	  spiral	  density	  waves	  launched	  by	  embedded	  planets	  taking	  into	  account	  the	  ver>cal	  temperature	  gradient,	  a	  natural	  consequence	  of	  stellar	  irradia>on.	  
Pitch	  angleはmid	  planeで小さく、上層に行くほど増加する	  Spiralは惑星に向かう	  これによって惑星がspiralの内か外が判断できる	Excited	  H2	  	  2.12μ	  m	  emission	  is	  spa>ally	  coincident	  with	  the molecular	  clouds,	  but	  ionized	  Brγ	  	  emission	  is	  not.	  We	  interpret	  these	  observa>ons	  as	  the	  tails	  of	  pillar-­‐likestructures whose	  ionized	  heads	  are	  poin>ng	  towards	  R136.	  Based	  on	  infrared
photometry,	  we	  iden>fy	  a	  new	  genera>on	  of	  stars	  forming	  within	  this	  structure.	

	  Loca>on	  of	  the	  ﬁlament	  on	  the	  sky	  between	  extended	  shells	  suggests	  that	  it	  could	  be	  a	  good	  example	  to	  test	  theore>cal	  models	  of	  forma>on	  of	  the	  ﬁlaments	  via	  mul>ple	  compression	  of	  interstellar	  gas	  by	  supersonic	  waves.	

magnesium	  oxide	  clusters	  are	  more	  strongly	  bound	  as	  monomer	  units	  are	  added.	  
They	  are	  to	  the	  red	  of	  a	  dominant	  silicate	  feature	  at	  10	  μm	  making	  these	  peaks	  observable	  as	  shoulders	  or	  simply	  separate,	  lower-­‐frequency	  peaks	  especially	  if	  the	  resolving	  power	  of	  JWST	  can	  be	  brought	  to	  bear.	  Since	  the	  785	  cm-­‐1/12.5μm	  band	  is	  exhibited	  for	  both	  the	  monomerand	  the	  trimer,	  the	  tetramer	  will	  likely	  have	  a	  transi>on	  very	  close	  to	  this	  range.	  As	  a	  result,	  mapping	  the	  12.5μm	  band	  in	  protoplanetary	  discs	  while	  also	  mapping	  the	  growth	  of	  the	  dimer’s	  16.5μm	  band	  and/or	  the	  reduc>on	  in	  the	  monomer’s	  rota>onal	  signal	  could	  be	  indicators	  of	  the	  very	  ﬁrst	  stages	  of	  where	  magnesium	  oxide	  turns	  from	  a	  gas	  into	  a	  proto-­‐mineral.	  	  Intermediate	  massにおけるsurface	  magne>c	  ﬁeldの観測	  key	  to	  evaluate	  how	  magne>c	  ﬁelds	  evolve	  during	  the	  transi>on	  from	  a	  convec>ve	  to	  a	  radia>ve	  core	  	  Zeeman	  broadening	  of	  magne>cally	  sensi>ve	  spectral	  lines,	  Result	  in	  0.8-­‐1.9	  kG	  Our	  sample	  of	  intermediate	  mass	  T	  Tauri	  stars	  in	  general	  exhibits	  weaker	  magne>c	  ﬁelds	  than	  their	  lower	  mass	  counterparts.	  	  Our	  measurements	  will	  be	  used	  in	  combina>on	  with	  other	  spectropolarimetric	  studies	  of	  intermediate	  mass	  and	  lower	  mass	  T	  Tauri	  stars	  to	  provide	  input	  into	  pre-­‐main-­‐sequence	  stellar	  evolu>onary	  models.