SFN	
  300 No.11-­‐20	
  2017/12/22
担当 原田遼平
11. Very	
  Low-­‐mass	
  Stars	
  and	
  Brown	
  Dwarfs	
  in	
  Upper	
  Scorpius	
  Using	
  Gaia	  DR1:	
  Mass	  Function,	  Disks,	
  and	
  Kinematics
12. Widespread	
  SiO	
  and	
  CH3OH	  Emission	
  in	
  Filamentary	  Infrared-­‐Dark	
  Clouds
13. Protoplanetary	  Disks	  in	  ρ	
  Ophiuchus	
  as	
  Seen	  From	  ALMA
14. Probing	
  the	  origin	
  of	
  UX	
  Ori-­‐type	
  variability	
  in	
  the	  YSO	
  binary	
  CO	
  Ori	
  with	  VLTI/GRAVITY
15. New	
  insights	
  in	
  the	
  mid-­‐infrared	
  bubble	
  N49	
  site:	
  a	
  clue	  of	
  collision	
  of	
  filamentary	  molecular	
  clouds
16. ALMA	  continuum	  observations	
  of	
  the	
  protoplanetary	  disk	  AS	
  209.	
  Evidence	
  of	
  multiple	
  gaps	
  opened	
  by	
  a	
  single	
  planet
17. The	
  evolution	
  of	
  surface	
  magnetic	
  fields	
  in	
  young	
  solar-­‐type	
  stars	
  II:	
  The	
  early	
  main	  sequence	  (250–650	
  Myr)	
  
18. Twelve	  Years	  of	
  Spectroscopic	
  Monitoring	
  in	
  the	  Galactic	
  Center:	
  The	
  Closest	
  Look	  at	  S-­‐
stars	
  near	  the	  Black	
  Hole	  19. The	
  Evolution	
  of	
  Supermassive	  Population	
  III	
  Stars	  20. A	
  likely	
  planet-­‐induced	
  gap	  in	
  the	  disk	  around	
  T	
  Cha

#11 Very	  Low-­‐mass	
  Stars	
  and	
  Brown	
  Dwarfs	
  in	
  Upper	
  Scorpius	
  Using	  Gaia	
  DR1:	
  Mass	  Function,	
  Disks,	
  and	
  Kinematics	
  Our understanding of the brown dwarf population in star forming regions is dependent on knowing distances and proper motions, andtherefore will be improved through the Gaia space mission. In this paper, we select new samples of very low mass objects (VLMOs) in Upper
Scorpius using UKIDSS colors and optimised proper motions calculated using Gaia DR1. The scatter in proper motions from VLMOs in
Upper Scorpius is now (for the first time) dominated by the kinematic spread of the region itself, not by the positional uncertainties. With age
and mass estimates updated using Gaia parallaxes for early type stars in the same region, we determine masses for all VLMOs. Our final mostcomplete sample includes 453 VLMOs of which ∼125 are expected to be brown dwarfs. The cleanest sample is comprised of 131 VLMOs,
with ∼105 brown dwarfs. We also compile a joint sample from the literature which includes 415 VLMOs, out of which 152 are likely browndwarfs. The disc fraction among low-mass brown dwarfs (M < 0.05 M⊙ ) is substantially higher than in more massive objects, indicating thatdiscs around low-mass brown dwarfs survive longer than in low- mass stars overall. The mass function for 0.01 < M < 0.1 M⊙ is consistent
with the Kroupa IMF. We investigate the possibility that some ‘proper motion outliers’ have undergone a dynamical ejection early in theirevolution. Our analysis shows that the color-magnitude cuts used when selecting samples introduce strong bias into the population statistics
due to varying level of contamination and completeness.

• UKIDSSカラーを用いてUpper ScorpiusでVLMO（very low mass object）の新しいサンプ
ルを選択し、固有運動を最適化した• ガイア視差を用いて年齢および質量推定値を更新すると、すべてのVLMOの質量が決定• 453個のVLMOが含まれており、うち〜125個は褐色矮星であると予想• 小質量褐色矮星（M	
  <0.05	
  M⊙）のdisk	
  fractionは、より重いものよりも高く、小質量褐色矮星ディスクは全体的な小質量星より長く生き残る• 0.01	
  <M	
  <0.1M⊙の質量関数は、Kroupa	
  IMFと一致

#12

Widespread SiO and CH3OH Emission in Filamentary InfraredDark CloudsG.	
  Coseneno1,	
  I.	
  Jim	  é nez-­‐Serra2,	
  J.	
  D.	
  Henshaw3,	
  P.	
  Caselli4,	
  S.	
  Viti1,	
  A.	
  T.	
  Barnes3,4,	
  F.	
  Fontani6,	
  J.	
  
C.	
  Tan5	
  and	  A.	
  Pon

https://arxiv.org/pdf/1711.09679.pdf	
  • 赤外線暗黒星雲（IRDC）は、大質量星や星団の生まれる場であり、寒くて高密度の領域• 3つのIRDC、G028.37	
  +	
  00.07、G034に向けて、高密度ガストレーサー（H13CO	
  +およびHN13C）と典型的なショックトレーサー（SiOおよびCH3OH）の輝線マップを取得• すべてのクラウドで3つの独立したサブ構造に対応する
複数の速度成分を示す• 最も明るいサブ構造は、雲の中心速度で移動する周囲のガスをプローブし、赤色と青色にシフトした下位構造は、雲の中心速度に対して1km	
  s^-­‐1シフトした速度をもつ• H13CO	
  +およびHN13Cは同様の線幅を示す(<5km/s)• 線幅の平均値(1.8km/s)は3つのクラウドで同等

Figure	  3

#12• ショックトレーサーの空間分布は、すべての雲でpcスケールで広がっている• 雲CおよびFでは、いくつかのコアに見られるが、雲GではSiOおよびCH3OH分布は非常に異なる(コアと相関しない)

Figure	  9Figure	  10
Figure	  6• ショックトレーサは複数の線幅成分を示す：
narrow（<	
  5	
  km	
  s^-­‐1）は広範囲に存在。broad
は(up	
  to	
  30km	  s^-­‐1)	
  コアに存在• SiOおよびCH3OHのbroad成分もnarrow成分
も、高密度のサブフィラメント構造に従わない

#12• 星形成が活発な雲CおよびFについては、広範囲のSiOおよびCH3OHは進行中の星形
成活動​​と関連している可能性が高い• これらの雲のアウトフローは、衝撃波を受けたガスおよび初期段階のMHD衝撃波の伝播にそれぞれ対応するbroadおよびnarrow成分の両方に関与するであろう。
• 8μm,	
  24μm	  sourceがない雲Gの場合、検出された広範囲のSiOおよびCH3OH放射は、大規模な衝撃相互作用に由来する可能性がある• 雲Gでは、SiOおよびCH3OHの放射は異なる起源• 特に、SiOは、近くでの以前の大規模な相互作用の化石である可能性がある。
• 雲G中のnarrowなCH3OH放射は、対応するSiO放射よりも広がっており雲の中心速度に近い。
• それは主に静止ガスに付随しており、化学反応脱離機構によって生成される可能性
がある

#13

Protoplanetary	  Disks	  in	  ρ	
  Ophiuchus	
  as	
  Seen	  From	  ALMAWe present a high angular resolution (∼0. 2), high sensitivity (σ ∼ 0.2 mJy) survey of the 870 µm continuum emission from the circumstellar
material around 49 pre-main sequence stars in the ρ Ophiuchus molecular cloud. Because most millimeter instruments have resided in thenorthern hemisphere, this represents the largest high-resolution, millimeter- wave survey of the circumstellar disk content of this cloud. Our
survey of 49 systems comprises 63 stars; we detect disks associated with 29 single sources, 11 binaries, 3 triple systems and 4 transition disks.
We present flux and radius distributions for these systems; in particular, this is the first presentation of a reasonably complete probability
distribution of disk radii at millimeter-wavelengths. We also compare the flux distribution of these protoplanetary disks with that of the disk
population of the Taurus-Auriga molecular cloud. We find that disks in binaries are both significantly smaller and have much less flux thantheir counterparts around isolated stars. We compute truncation calculations on our binary sources and find that these disks are too small tohave been affected by tidal truncation and posit some explanations for this. Lastly, our survey found 3 candidate gapped disks, one of which
is a newly identified transition disk with no signature of a dip in infrared excess in extant observations.

• ρ Ophiuchus 分子雲中の約49個の前主系列星の星周物質からの870 µm連続波放射の高角度分解能（〜0.2）、高感度（σ〜0.2mJy）の調査• 29個のシングルソース、11個のバイナリ、3個のトリプルシステム、および4個のトランジ
ションディスクに付随するディスクを検出• バイナリ内のディスクは、孤立した星のディスクよりもはるかに小さく、フラックスがずっと少ない#14 Probing	
  the	  origin	
  of	
  UX	
  Ori-­‐type	
  variability	
  in	
  the	  YSO	
  binary	
  CO	
  
Ori	
  with	  VLTI/GRAVITY	  The primary star in the young stellar object (YSO) binary CO Ori displays UX Ori-type variability: irregular, high amplitude optical andnear-infrared photometric fluctuations where flux minima coincide with polarization maxima. This is attributed to changes in local opacity. In
CO Ori A, these variations exhibit a 12.4 yr cycle. Here, we investigate the physical origin of the fluctuating opacity and its periodicity using
interferometric observations of CO Ori obtained using VLTI/GRAVITY. Continuum K-band circum-primary and circum-secondary emission
are marginally spatially resolved for the first time while Brγ emission is detected in the spectrum of the secondary. We estimate a spectral
type range for CO Ori B of K2-K5 assuming visual extinction, AV = 2 and a distance of 430 pc. From geometric modelling of the continuum
visibilities, the circum-primary emission is consistent with a central point source plus a Gaussian component with a full-width-half-maximumof 2.31±0.04 milliarcseconds (mas), inclined at 30.2±2.2◦ and with a major axis position angle of 40±6◦. This inclination is lower than thatreported for the discs of other UX Ori-type stars, providing a first indication that the UX Ori phenomena may arise through fluctuations incircumstellar material exterior to a disc, e.g. in a dusty outflow. An additional wide, symmetric Gaussian component is required to fit thevisibilities of CO Ori B, signifying a contribution from scattered light. Finally, closure phases of CO Ori A were used to investigate whether
the 12.4 yr periodicity is associated with an undetected third component, as has been previously suggested. We rule out any additional
companions contributing more than 3.6• VLTI / GRAVITYを用いて得られたCO Oriの干渉計観測を用いて、変動する不透明度の物理的起源およびその周期性を調べる。
• 連続波ビジビリティの幾何学的モデリングから、周りの放射は、中心点源と、全幅半値が2.31±0.04ミリ秒（mas）、30.2±2.2◦の傾斜、長軸の位置角は40±6°のガウス成分と一致。
• この傾きは、UX Oriのディスクで報告されている傾きよりも低く、ディスクの外の星周物質の変動によってUX Ori現象が起こる可能性があることを示す。

#15

New	
  insights	
  in	
  the	
  mid-­‐infrared	
  bubble	
  N49	
  site:	
  a	
  clue	  of	
  collision	
  of	
  filamentary	  molecular	
  cloudsL.	
  K.	
  Dewangan1,	
  D.	
  K.	
  Ojha2	
  and	  I.	
  Zinchenko

https://arxiv.org/pdf/1711.09679.pdf	
  • バブルN49と3つのフィラメント（「fl-­‐1」、「fl-­‐2」、「fl-­‐3」）が存在し3つの速度成分が存在。
• Herschelの温度マップではフィラメントは約16-­‐20	
  Kの温度範囲で見られ、暖かいガス（Td〜21-­‐24	
  K）はN49	
  HII領域に向かって見られる

Figure	  1
Figure	  3• bubbleは2つのフィラメントに重なって存在• 2つの速度雲成分がbubbleの方向に存在し、 広いブリッジによって相互接続されている。
• 大質量星形成の異なる初期の進化段階（O型星、UCHII領域、および6.7GHz	
  メタノールメーザー）もバブルに存在。

Figure	
  5

#15• 2つの雲の速度差（〜7	
  km	
  s^-­‐1）を採用すると、典型的な衝突タイムスケールは約0.7Myr• クラスIおよびクラスII	
  YSOの平均年齢はそれぞれ~0.44	
  Myrおよび~1-­‐3	
  Myr（Evansら、
2009）。
• 6.7GHz	
  メタノールメーザーは、大質量星形成の初期段階（<0.1Myr）の存在を示す。
• これらの特徴は、2つのフィラメント状分子雲が約0.7	
  Myr前にお互いに相互作用したという解釈を支持する• また、bubbleでの、衝突前に星形成の開始の可能性を却下することはできない#16 ALMA	
  continuum	  observations	
  of	
  the	
  protoplanetary	  disk	  AS	
  209.	
  Evidence	
  of	
  multiple	
  gaps	  opened	
  by	
  a	
  single	
  planet	
  The paper presents new high angular resolution ALMA 1.3 mm dust continuum observations of the protoplanetary system AS 209 in theOphiuchus star forming region. The dust continuum emission is characterized by a main central core and two prominent rings at r = 75 au andr = 130 au intervaled by two gaps at at r = 62 au and r = 103 au. The two gaps have different widths and depths, with the inner one being
narrower and shallower. We determined the surface density of the millimeter dust grains using the 3D radiative transfer disk code dali.
According to our fiducial model the inner gap is partially filled with millimeter grains while the outer gap is largely devoid of dust. The
inferred surface density is compared to 3D hydrodynamical simulations (FARGO-3D) of planet-disk interaction. The outer dust gap isconsistent with the presence of a giant planet (Mplanet ∼ 0.8 MStaturn); the planet is responsible for the gap opening and for the pile-up of dust at
the outer edge of the planet orbit. The simulations also show that the same planet can give origin to the inner gap at r = 62 au. The relative
position of the two dust gaps is close to the 2:1 resonance and we have investigated the possibility of a second planet inside the inner gap.
The resulting surface density (including location, width and depth of the two dust gaps) are in agreement with the observations. The
properties of the inner gap pose a strong constraint to the mass of the inner planet (Mplanet < 0.1 MJ). In both scenarios (single or pair ofplanets), the hydrodynamical simulations suggest a very low disk viscosity (α < 10−4). Given the young age of the system (0.5–1 Myr), thisresult implies that the formation of giant planets occurs on a timescale of <∼1 Myr.

•
•
•
•

Ophiuchus領域の原始惑星系AS209の新しい高分解能ALMA1.3mmダスト連続波観測
ダスト連続体放射は、r = 62auおよびr = 103auの2つのギャップ
3D radiative transfer disk code daliを用いてダスト粒子の表面密度を決定した。
内部ギャップはミリメートルの粒子で部分的に存在し、外部ギャップにはほとんどダストがない• 惑星 - ディスク相互作用の3D流体力学シミュレーション（FARGO-3D）と比較すると外側のダストギャップは、巨大な惑星の存在と一致 (Mplanet ∼ 0.8 MStaturn)。
• 同じ惑星がr = 62auの内部ギャップの起源となりうることも示している。 2つのダスト
ギャップの相対的な位置は2：1の共振に近く、我々は内側のギャップの内側に第2の惑星の可能性を調べ、得られる表面密度（2つのダストギャップの位置、幅および深さを含む）は、観察と一致する

#17 The	
  evolution	
  of	
  surface	
  magnetic	
  fields	
  in	
  young	
  solar-­‐type	
  stars	
  II:	
  The	
  early	
  main	
  sequence	  (250–650	
  Myr)	
  There is a large change in surface rotation rates of sun-like stars on the pre-main sequence and early main sequence. Since these stars havedynamo driven magnetic fields, this implies a strong evolution of their magnetic properties over this time period. The spin-down of thesestars is controlled by interactions between stellar winds and magnetic fields, thus magnetic evolution in turn plays an important role inrotational evolution. We present here the second part of a study investigating the evolution of large-scale surface magnetic fields in thiscritical time period. We observed stars in open clusters and stellar associations with known ages between 120 and 650 Myr, and used
spectropolarimetry and Zeeman Doppler Imaging to characterize their large-scale magnetic field strength and geometry. We report 15 stars
with magnetic detections here. These stars have masses from 0.8 to 0.95 M⊙, rotation periods from 0.326 to 10.6 days, and we find large-scale
magnetic field strengths from 8.5 to 195 G with a wide range of geometries. We find a clear trend towards decreasing magnetic field strengthwith age, and a power-law decrease in magnetic field strength with Rossby number. There is some tentative evidence for saturation of thelarge-scale magnetic field strength at Rossby numbers below 0.1, although the saturation point is not yet well defined. Comparing to younger
classical T Tauri stars, we support the hypothesis that differences in internal structure produce large differences in observed magnetic fields,
however for weak lined T Tauri stars this is less clear.

• 散開星団と120〜650 Myrの間の既知の年代を持つ星のアソシエーションを観測し、大規模な磁場強度と形状を特徴付けるために分光偏光法とZeeman Doppler Imagingを使用• これらの星は、0.8〜0.95M⊙の質量を持ち、回転周期は0.326〜10.6日であり、広範囲の8.5〜195Gの大規模磁場強度がを見つける。
• 年齢とともに磁場強度を減少させる明確な傾向、およびロスビー数による磁場強度のべき乗の減少• 古典的T Tauri星と比較して、内部構造の違いが観測される磁場の大きな違いを生み出すという仮説を支持

#18 Twelve	  Years	  of	
  Spectroscopic	
  Monitoring	
  in	
  the	  Galactic	
  Center:	
  The	
  Closest	
  Look	  at	  S-­‐stars	
  near	  the	  Black	
  Hole	  We study the young S-stars within a distance of 0.04 pc from the supermassive black hole in the center of our Galaxy.
Given how inhospitable the region is for star formation, their presence is more puzzling the younger we estimate theirages. In this study, we analyze the result of 12 years of high-resolution spectroscopy within the central arcsecondof the Galactic Center (GC). By co-adding between 55 and 105 hr of spectra we have obtained high signal-to-noise
H- and K-band spectra of eight stars orbiting the central supermassive black hole. Using deep H-band spectra, weshow that these stars must be high surface gravity (dwarf) stars. We compare these deep spectra to detailed model
atmospheres and stellar evolution models to infer the stellar parameters. Our analysis reveals an effective temperatureof 21,000–28,500 K, a rotational velocity of 60–170 km s−1, and a surface gravity of 4.1–4.2. These parameters imply
a spectral type of B0–B3V for these stars. The inferred masses lie within 8–14 M⊙. We derive an age of 6.6+3.4 −4.7
Myr for the star S2, which is compatible with the age of the clockwise-rotating young stellar disk in the GC. We estimate theages of all other studied S-stars to be less than 15 Myr, which is compatible with the age of S2 within the uncertainties. The
relatively low ages for these S-stars favor a scenario in which the stars formed in a local disk rather than a field binarydisruption scenario that occurred over a longer period of time.

• 銀河の中心にある超大型ブラックホールから0.04 pc離れた若いS型星を研究• 中央の超大型ブラックホールを周回する8つの星の高いS/NのH-およびK-バンドスペク
トルを取得• 大気および星の進化モデルと比較して、恒星のパラメータを推測すると、有効温度
21000-28500 K、回転速度60-170 km / s、表面重力4.1-4.2。
• これらの星はB0-B3Vのスペクトルタイプ。
• 推測される質量は8〜14Mの範囲内にある。
• 星S2について6.6 +3.4 - 4.7 Myrの年齢を導出• これは、銀河中心の回転する若いstellar diskの年齢に適合

#19

The	
  Evolution	
  of	
  Supermassive	  Population	
  III	
  Stars

Supermassive primordial stars forming in atomically-cooled halos at z ∼ 15 − 20 are currently thought to be the progenitors of the earliest
quasars in the Universe. In this picture, the star evolves under accretion rates of 0.1 – 1 M⊙ yr−1 until the general relativistic instability triggers
its collapse to a black hole at masses of ∼ 105 M⊙. However, the ability of the accretion flow to sustain such high rates depends crucially on
the photospheric properties of the accreting star, because its ionising radiation could reduce or even halt accretion. Here we present newmodels of supermassive Population III protostars accreting at rates 0.001 – 10 M⊙ yr−1, computed with the GENEVA stellar evolution	
  code	  including	
  general	
  relativistic	
  corrections	
  to	
  the	
  internal	
  structure.	
  We	
  compute	
  for	  the	
  first	
  time	  evolutionary	
  tracks	
  in	
  the	
  mass	  range	
  M	
  >	
  
105	
  M⊙.	  We	
  use	  the	  polytropic	
  stability	
  criterion	
  to	
  estimate	
  the	
  mass	
  at	
  which	  the	  collapse	
  occurs,	
  which	  has	  been	
  shown	
  to	
  give	  a lower	
  limit	  of	
  the	
  actual	
  mass	
  at	
  collapse	
  in	
  recent	
  hydrodynamic	
  simulations.	
  We	
  find	  that	  at	
  accretion	
  rates	
  higher	
  than	
  0.01	
  M⊙ yr−1	
  the	
  stars	  evolve	  as	
  red,	
  cool	  supergiants	
  with	  surface	
  temperatures	
  below	  104	  K	  towards	
  masses	
  >	
  105	  M⊙.	
  Moreover,	
  even	
  with	  the	
  lower	
  rates	  0.001	  M⊙ yr−1	
  <	
  dm	
  <	
  0.01	
  M⊙ yr−1,	
  the	
  surface	
  temperature	
  is	
  substantially	
  reduced	
  from	  105	  K	  to	
  104	  K	  for	  M	  >	  600	  M⊙.	  Compared	
  to	
  previous	
  studies,	
  our	  results	
  extend	  the	
  range	
  of	
  masses	
  and	
  accretion	
  rates	
  at	
  which	  the	
  ionising	
  feedback	
  remains	
  weak,	  reinforcing	
  the	  case	
  for	
  direct	  collapse	
  as	
  the	  origin	
  of	
  the	
  first	
  quasars.	
  We	
  provide	  numerical	
  tables	
  for	  the	
  surface	
  properties	
  of	
  our	  models.	
  

#20

A	
  likely	
  planet-­‐induced	
  gap	  in	
  the	  disk	  around	
  T	
  Cha	  Nathanial	
  P.	
  Hendler,1⋆	
  Paola	
  Pinilla,2	
  Ilaria	
  Pascucci,1,3	
  Adriana	
  Pohl,4,5	
  Gijs	  Mulders,1,	  Thomas	  Henning,4	
  Ruobing	
  Dong,2	
  Cathie	
  Clarke,6	
  James	
  Owen,7	
  David	  Hollenbach	
  http://arxiv.org/pdf/1711.09933	
  • T	
  Chaの周りに高度に傾斜した遷移円盤の高分解能（0.11	
  "x	
  0.06"）3mm	
  ALMA観測

Figure	  1• 複数のダスト構造：内側ディスク、空間的に分解されたダストギャップ、および外側リング• 3mmビジビリティにsky-­‐brightnessモデルを当てはめると、内側の放射はコンパクトで（<1	  au）、ギャップ幅は18〜28	
  auで、外側のリングピークからの放射
は〜36	
  au

#20

Figure	  3• ALMA画像と、1.6μmVLT	
  /	
  SPHERE画像と比較。
• 外側リングの位置が波長に依存する• より具体的には、3mmリングのピーク放出は、1.6μmリングの半径方向距離よりも大きく、外側ディスクのミリメートルサイズの粒子は、ミクロンサイズの粒子より中心星から離れて位置することが示唆される• デッドゾーン、光蒸発、惑星 -­‐ ディスク相互作用などのシナリオについて議論• 粒子の乱流速が低いデッドゾーン内では、粒子成長が効率的であり、小さな粒子が枯渇する。その結果、 NIRとmmで同じサイズのキャビティをが期待される• T	
  Chaの降着率は4×10^-­‐9M⊙/year（Schisano	  et	  al。2009）。質量増加率とギャップサ
イズ ≥20auの場合、光蒸発は、T	
  Chaディスクに見られるギャップを開くためのもっともらしいメカニズムであるとは思われない。
• 惑星 -­‐ ディスク相互作用モデルからの予想された結果に従って、小さな粒子と大きな粒子との半径方向の分離が観測• ダストギャップの最も有望な原因は惑星からのものであり、 De	
  Juan	
  Ovelar	
  et	
  al.	  2013の二次元力学モデルとダスト進化モデルに起因する波長依存の粒子サイズの関係を用いて、単一の惑星シナリオの場合、T	
  Chaのギャップは1.2MJupの惑星と推定される。