SFN257 51, 51, 1-3"Radiation Transfer of Models of Massive Star Formation. III. The Evolutionary
Sequence” Yichen Zhang et al.
"Accretion and OH Photodissociation at a Nearby T Tauri System in the beta Pictoris
Moving Group” B. Zuckerman et al.
"Large-scale magnetic fields in Bok globules” Gesa Bertrang et al.
"Planetesimal driven migration as an explanation for observations of high levels of warm,
exozodiacal dust” Amy Bonsor et al.
"Triggering Collapse of the Presolar Dense Cloud Core and Injecting Short-Lived
Radioisotopes with a Shock Wave. III. Rotating Three Dimensional Cloud Cores” A. P. Bosset al.

2014/6/20 担当 藤井RADIATION TRANSFER OF MODELS OF MASSIVE STARFORMATION. III. THE EVOLUTIONARY SEQUENCE
Yichen Zhang, Jonathan C. Tan, Takashi Hosokawa• Turbulent Core model: massive coreが乱流と磁場によるinternal pressureで支えられているとするモデル。高い降着率から大質量星形成できる。
• モデル
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•
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自己重力的なコアが周囲のsurrounding clumpと圧力平衡とする
コアのコラプスはinside-out expansion wave solution (Shu 1977)で記述できる
円盤の質量はmd/m*=1/3に固定、α-disk solution
outflowとdiskへのaccretion inflowのモデルはPaper II星の表面で、Accretion energyの半分が解放される。残りの半分は一部円盤から放射され、一部diskwindの運動エネルギーとなる• Outflow cavityは、semi-analytic disk wind solutionで記述される。Outflow cavityは時間と共に進化• 星はprotostellar evolutionモデルに従って進化。ここをHosokawa et al. (2010)を用いて、前の論文から改良した。Protostarの進化がself-consistentに解かれる• Star formation efficiency ε*(t)=accrete on protostar/collapse rate of he polytropic coreで決まる。前の論文では固定値• 初期条件のパラメータ• Mc: core mass 1, 2, 4, 8, 12, 16, 24Msun• Σcl: ambient clumpの面密度 0.316, 1, 3.16 g/cm2• βc: コアの重力エネルギーに対する回転エネルギー(=disk size) 0.004, 0.1• 時間進化させ、パラメータによる違い、各時間での見え方やSEDなどを調べた• HOCHUNK3dでMonte-Carlo radiation transfer simulation• Envelopeの温度はΣclに強く依存、Σclが大きいとaccretion rateが大きくなって、最終的には大質量の星を形成• SEDとMIR imageは時間と共に広がるoutflow
cavityに強く依存、<100μm以下のフラックスが上昇、ピークは短波長側に移動

• Color-color diagramでevolution trackが見える• 特に70μmより長い波長は、見る角度への依存が小さい• Massive protostarの進化段階を判別するのに使えるかもAccretion and OH Photodissociation at a Nearby T
Tauri System in the β Pictoris Moving Group
B. Zuckerman, Laura Vican, and David R. Rodriguez• LDS 5606：ワイドバイナリ―(~1700AU)、M型星、年齢約20Myr、β Pictoris
Moving Groupのメンバー• 連星のどちらの星もdusty、特にLDS 5606A(西側の方)はmass accretion中と思われる(LDS 5606BはHαの条件を満たすか微妙)• Veiling：optical continuum emissionのexcessがある（T Tauriに見られる）• Hαのequivalent widthとHα 10% width (図12)• 6303Åと5579Åの[OI]の禁制線がある＝低密度の原始ガスがある→星周円盤中でのOH分子のfar UV photodissociationのモデルとconsistent• 星からのfar-UV photonが周囲の分子円盤に届く→H2OとOH分子がphotodissociate→酸素原子が1Dと1S stateに（T Tauri型星の[OI]を説明するモデル）• 200Kのダストにassociateしていると考えると、星から0.34AUのところで起こっている• Far-UVと[OI]のluminosityの比が、T Tauriだと2300、今回は~550• LDS 5606A: SEDフィッティング→900Kのダスト• 今までで最もLIR/Lbolの大きい主系列星V488 Per(K型、60Myr, 800K)と同程度• 10Myr以上のdwarfでは最も高温• 黒体放射を仮定すると、中心星から0.01AU

Weak-line T Tauri

Classical T Tauri：accretionあり

Planetesimal driven migration as an explanation forobservations of high levels of warm, exozodiacal dust
Amy Bonsor, Sean N. Raymond, Jean-Charles Augereau, Chris W. Ormel
Exozodiacal dust(exozodi):
zodiacal cloud (黄道光を作る惑星間塵,1-100μm, warm)の系外惑星版• Herschelの観測で、太陽型の惑星の20%にデブリ円盤に付随するexcess emissionが見られた• これは、multiple cold and warm componentから来ていると考えられ、太陽系だと惑星間塵に対応するのでは• Warmダストの寿命は短いので、maximum levelのダストを維持するには、定常的にダストが作られていないといけない• 太陽系のzodiacal cloudで観測されているダストの90％以上は、カイパーベルトから散乱されたJupiter Family
Cometsが破壊されたものと考えられている(Nesvorny et al. 2010)• しかし、単純に考えるとその効率は観測を説明するには十分ではない• そこで、惑星が外側のベルトに移動して微惑星を散乱するモデルを提案する(図1)• N体シミュレーションで、十分な量の微惑星が内側に供給されるか調べる(微惑星が3AU以内に来たら壊れてダストになる)
15<a<30 AU, N=2500

Inner + outer planets = 5 個

M=10, 100MEarth• 3AUより内側を初めて通過したものをカウント→Rate• τ Cetiで観測的に見積もられているダストが~10-9ME、ダストが壊れるまでの時間がweeks~yearなので、Rateが10-9ME/yrを超せばダスト量を維持できると考える• 微惑星の質量ありのモデルかつ惑星が十分軽くて外側に移動できる時はOK• 微惑星の質量なしだと、惑星が動かない• 惑星が微惑星の密度に対して重いと動かない• 惑星が動かないと微惑星が散乱されない• Inner planets間の距離が短いほどmigration rateが高い

Large-scale magnetic fields in Bok globules
G. Bertrang, S. Wolf, and H. S. Das• 近赤と可視光でBok globuleの偏光を観測• すでにあるサブミリの結果と合わせて、102から105AUまでのスケールでの磁場を調べた• サブミリ：ダストのthermal emissionの偏光→密度の高いところ→102-103AUスケール• 近赤：背景光がdust grainによるdichroic absorptionで偏光→ダストよりは密度の低いところ→103-104AUス
ケール• 可視光：近赤と一緒→104-105AUスケール• B335とCB68では、102-103AUスケールから104-105AUスケールまで、同じような方向に偏光、CB54では、104AUスケールでは偏光の向きが揃っているが、102-103AUスケールではバラバラ• 磁場の向きとCO outflowの向きは••••

CB54では磁場とCO outflowの向きが揃っている
CB68ではほとんど垂直B335では、内側から外側にいくにつれて、垂直から平行へ磁場が強いと磁場とoutflowの向きが揃う(Matsumoto et al. 2006)ため？

Triggering Collapse of the Presolar Dense Cloud Core andInjecting Short-Lived Radioisotopes with a Shock Wave. III.
Rotating Three Dimensional Cloud Cores
Alan P. Boss and Sandra A. Keiser• 超新星のショックをトリガーにしてコラプスする回転するcloud coreの3次元シミュレーション(AMR, FLASH2.5)• 星形成が起こるのか• どれくらいのinjectionがあるのか• モチベーション：太陽系内の隕石に入っている放射性同位体(60Fe, 26Al)がII型超新星から来たのでは？
• 中心星ではなく、周りの円盤のみにinjectionしたい密度の高い部分の拡大図

Injectされたものの密度• 外側の円盤部分にinjectionされたものが多いが、中心星にはあまりない• 速く回転していて、ショックの速度が遅いとfragmentationが起こる。
Injectionはより非対称に• Dilution factor: 超新星からの質量/ターゲットの分子雲の質量••••

Shock front incidentの質量が0.31Msun, 最終的な系の質量が1Msun→D~0.31βfi
β=shock front massと掃かれるISMの質量比~10-2
fiはシミュレーションから0.03—0.1 → D=10-4—3×10-4
太陽系のSLRIの量をII型超新星で説明するのに必要な量