SFN 309 #31-40
藤井 通子

37. The High Mass Slope of the IMF
Antonio Parravano1,2⋆, David Hollenbach3 Christopher F. McKee4• IMFのhigh-mass end (>1.5Msun)の傾きは太陽近傍(1.7-2.1; Salpeterは1.35)と若い星団(1.2-1.7)で異なる。
• Massive star (>3Msun)の寿命は短いので、太陽近傍に均一に(uniformly)分布する前に死んでいるのでは？
• 星が死ぬことを考えて、太陽近傍で観測される現在の質量関数(present daymass function; PDMF)の傾きΓappがどうなるかモデルを作って考えてみた。
• シミュレーション• 0<x<25kpc (銀河の動径方向), 0<y<1.5kpc (接線方向)のシミュレーションボックス
••
•
•
•

分子雲の分布を仮定、ランダムに生まれて20Myrの寿命分子雲からの星形成率を仮定して、べきΓに従って1.5<m<6Msunの星を生成星はガウス分布に従う速度分散を持つので、拡散する2.5Gyr星の運動を追って、いろんな場所を選んでΓの値を測った
ここで測るのは直接Γではなく、1.5<m<3Msunと3<m<6Msunの星の割合でこれを使ってΓを計算する

35．つづき
色の違いは最初に与えるΓの違い

Standard model (w/o spiral)

Inter armarm• ΔΓ(=Γapp - Γ)>0.35(観測を再現)する尤度(likelihood)は30%くらい• 渦状腕があると考えて、渦状腕での分子雲形成率がinter-arm領域より高いと仮定する• 太陽はinter-armにあるので、inter-arm領域のみでΓを測ると、ΔΓが0.35以上である
尤度は50-60%（重い星はできた場所、つまりarm領域に集まっているから）39. Outer solar system possibly shaped by a stellar fly-by
Susanne Pfalzner1, Asmita Bhandare1,2, Kirsten Vincke1 and Pedro Lacerda3• 恒星遭遇によって、太陽系のTNO（海王星以遠天体）の離心率等が変わったのでは？
• TNO全体の質量が予想されるより小さい• 離心率、軌道傾斜角が大きい• 恒星遭遇があった時に惑星の軌道がどう変わるかN体計算した

３９．つづき• 面密度のbumpができる• 天王星(14.6ME)より海王星(17.2EM)が重い理由かも40. First detection of H2S in a protoplanetary disk. The dense
GG Tau A ring N.T. Phuong , E. Chapillon , L. Majumdar , A. Dutrey , S. Guilloteau , V. Pi´etu , V.
1,2,31,451

14

Wakelam1, P. N. Diep2,3, Y-W. Tang6, T. Beck7 and J. Bary

Integrated intensity map
H2SVelocity map

リング：180－260au

H2S• GG Tau A の周りの冷たい高密度のリングからH2Sのemissionを検出した。（NOEMA）

40．つづき
スケールハイトの3倍にピーク
Grain surfaceでH2Sの80%が作られる• モデルを使って再現できないかやってみた• DiskFit (輻射輸送)、Nautilus (gas, grain, grain mantleの3相gas-grain chemical model)• H2Sの柱密度を合わせるとSO(non detection)ができすぎる。
• 化学進化計算のモデルがまだ不十分なのかも36. Two Different Grain Size Distributions within the Protoplanetary Disk
around HD 142527 Revealed by ALMA Polarization Observation
Satoshi Ohashi1, Akimasa Kataoka2, Hiroshi Nagai2, Munetake Momose3, Takayuki Muto4, Tomoyuki
Hanawa5, Misato Fukagawa6, Takashi Tsukagoshi2,3, Kohji Murakawa7 and Hiroshi Shibai8• HD142527のpolarizationをALMAで観測した• ダストのpolarized emissionには3つの理由が考えられる。
• １．磁場にalign、radiation gradientにalign、３．Self-scattering• 北はself-scattering、南はgrain alignment by magnetic fields（self-scatteringは除外できない）• 南はsmall dust grains (≲ 100 microns)、 北はmiddle-sized (∼100 microns) grains とdominantなサイズが違うからでは• 北のmiddle planeでは>cmのダストがあると考えられるが、optically thickで観測できなかった• 南では磁場がtoroidal

36．つづき31. ALMA observations of the very young Class 0 protostellar system HH
211-mms: a 30-au dusty disk with a disk-wind traced by SO?
Chin-Fei Lee1,2, Zhi-Yun Li3, Naomi Hirano1, Hsien Shang1, Paul T.P. Ho1,4, and Qizhou Zhang5

32．New Young Stars and Brown Dwarfs in the Upper Scorpius Association
K.L. Luhman1,2, K.A. Herrmann3, E.E. Mamajek4,5, T.L. Esplin6, and M.J. Pecaut7• Gaia DR1までしか使っていないので、DR2だともっとメンバーみつかるかも33. Ejection processes in the young open cluster NGC 2264. A study ofthe [OI]6300 emission line - ERRATUM
P. McGinnis1,2, C. Dougados1, S. H. P. Alencar2,1, J. Bouvier1 and S. Cabrit3

34. Spectrally Resolved Mid-infrared Molecular Emission from Protoplanetary Disks andthe Chemical Fingerprint of Planetesimal Formation
Joan R. Najita1, John S. Carr2, Colette Salyk3, John H. Lacy4, Matthew J. Richter5 and Curtis DeWitt6

35. The Surface Magnetic Activity of the Weak-Line T Tauri
Stars TWA 9A and V1095 Sco
B. A. Nicholson,1;2? G. A. J. Hussain,2;3;4 J.-F. Donati,3;4 C. P. Folsom,3;4 M. Mengel,1 B. D. Carter,1 D. Wright,1 andthe MaTYSSE collaboration

38. Mapping the 13CO/C18O abundance ratio in the massive
star forming region G29.96−0.02 S. Paron , M.B. Areal , and M.E. Ortega
1,211