SFN #276 31-35
黒瀬SEJONG OPEN CLUSTER SURVEY (SOS) - V. THE ACTIVE STAR FORMING REGION SH 2-255 – 257
Beomdu Lim†1, Hwankyung Sung2, Hyeonoh Hur2, Byeong-Cheol Lee1,3, Michael S. Bessell4, Jinyoung S. Kim5, Kang Hwan Lee6, Byeong-Gon Park1,3, and Gwanghui Jeong1,3

Abstract:包括的な散開星団の研究のためのプ
ロジェクトSOSによる６番目のpaper.
HIIregionであるIC2162SFRまでの距離を
ZAMS ﬁttingから導出
HRDの恒星進化モデルとの比較から存在する恒星の平均年齢はおおよそ1.3Myrであることが分かった。
IMFはHRDと近赤の色等級図のようなもの(J,JH)の二種類で導出した。傾きは約Γ=1.6 1これはSalpeter/Kroupa IMFよりも急＝＞SFRではlow-mass SFが支配的検出した天体の総質量から星団質量の下限値を導出(169Msolar)
SED ﬁtをpre-main sequence starsにかけることで得た、stellar massとageはHRDより得たものと矛盾が生じることを確認

上：可視光による画像下：近赤画像
左：Finder Chart右：2MASSとDegital Sky
Surveyから生成したカラー画像、白丸はionizing sources
それぞれV=18mag,Ks=16mag以上をplot

観測視野内に入っていた恒星４つとionizing source２つのスペクトル。論文ではALS19はlate-O,early-B、HD〜はB0V型とされている

IC2162のC2D(上):(左)黒線は先行研究によるcolor-color関係、赤線はそれが赤化を受けたも(E(BV)0.88mag)(右)実線は実験則による赤化を受けていないMS,
破線と点線はHαemission starsと候補天体の下限値
同領域の色等級図(下):全主系列星は緑の破線内にあたる。実線は赤化したZAMS↑ZAMS ﬁtによる距離測定
様々な色の超過,実線はRv=3.1、太陽圏のISMとほぼ同じ値はSFRの手前側ではダスト進化がある程度進行している。（クラスタの結果ではない）

色等級図から変換したHRD＋太陽進化モデル
Clusterの平均年齢は1.3Myr

青いPMSはIC2162のIMF:影付きの部分は他天体のもの。
直線近似によって得られた傾きはサルピーター関数のそれよりも急MASS ASSEMBLY OF STELLAR SYSTEMS AND THEIR EVOLUTION WITH THE SMA(MASSES). MULTIPLICITY AND THE PHYSICAL ENVIRONMENT IN L1448N
Katherine I. Lee et al.

SMAによる３つのprotostarが存在する領域の観測結果
Mass Assembly of Stellar Systems and their Evolution with the SMA (MASSES) プログラムで取得されたデータ
別の干渉計によるcontinuum surveyよりこの領域は階層的なfragmentationによって様々な空間スケールで連星系を成していることが分かった。
さらに脱出速度の計算からSWはA,Bに対し重力的にunbound345GHz,230GHzでのcontinuum emission

12COのmomentmap(↑)outﬂowが確認できる

各ラインでのmoment0map→
C18Oはenvelopeを、13COとHCO+はstarless coreのfragmentationを見ている.protostar以外にも若い天体がいる可能性もN2D+はCOで破壊されるためオフセットが生じる
HCO+は臨界密度を考えるとエンベロープではなくdensegas,星無しのfragmentationも←各ラインのピークにおけるスペクトルプロファイル
HCO+に見られる強いblue proﬁleとweaker redはinfallに似ているが、infallが原因でなく(C18OのピークがHCO+のdipsに対応しないため)またdipsはmissing
ﬂuxによるもの。red componentはoutﬂowが原因↑moment1(left),2map(right)
白線に沿って速度勾配を導出、ﬁttingにより下記の物理量を算出↑Kinematic properties
速度分散から速度勾配、熱分散を差し引き、残った残渣をturblenceとすると、その速度は遷音速〜超音速になる。連星系の方が速度勾配は大きい。

fragmentationに回転が寄与しているかを調査するためにβrotを調査=>全天体でβ>=0.04であったが、βとfragmentationの度合いが関係しているかどうかは不明
R is the radius, Ω is the angular velocity (assumed to be∇V1D), M is the mass of the source (we use the C18O
masses listed in Table 5), and α is the power-law index in adensity profile (assumed to be 2; Shu 1977)

A panoptic model for planetesimal formation and pebble delivery
S. Krijt1⋆, C. W. Ormel2, C. Dominik2, and A. G. G. M. Tielens1

Aim・icyな粒子が多孔質凝固していった結果いつどこで微惑星形成が起きるのかを定量化する。
・またその過程が原始惑星系円盤の組成にどう影響するのかを理解する
Method・ダスト表面の密度進化も含めた、乱流下のPPD内でmass-dominatingなダスト粒子進化の新しく、包括的な準解析モデルを開発した。これはSun-like starsの周囲にあるPPDの、サブミクロンから微惑星サイズの成長を研究するのに利用する。
Nebula model

hg=cs/ΩThe dust content
・ダスト/ガスの柱密度比が0.02とし、個々のダスト粒子はコンパクトなモノマーで球状とする。成長したダストは質量mと体積充填率φで記述する。
ダストのスケールハイトはストークス数、stopping time依存
Vertical & radial motions
radial drift velocityは左式で計算
vk=RΩとし、Growth timescales

肝心なのは、局所的な粒子のpopulationが単一散乱で近似できるという仮定を置き、成長時間スケールは単一の質量と多孔性のみで記述できるということ。衝突合体は同一のものと起きて100%くっつく=>実際のサイズ分布は有限の幅があり、様々な多孔性や質量の粒子と合体する。これを表現するためにストークス数にκ(0~1)をかけている

以前の研究によるfull MC modelと衝突式の比較
κ=0.5がモデルをよく再現できている。

The batch method(a)全体としてはダストはそれぞれ独立したバッチで記述される。それぞれのバッチが空間的時間的に辿る軌跡をlifelineと呼ぶ(b)各バッチは三本の足から成る。これらの足は距離を自由にとれるが、内側２つと外側２つで囲まれる領域の質量は同一。growthとradial driftはから解ける。一方バッチの表面密度はより導出(c)各足の場所では、局所的に単一の質量、サイズ、多孔性を持ったダストが単分散による分布をしている(d)それぞれの集合体はミクロサイズのモノマーであり、圧縮やfragmentationに対してどれくらい強度があるかで記述される。

Test calculation
テスト計算としてダスト成長しない場合（左）と、without
fragmentationで合体成長する場合（右）の比較

No frafmentation,erosion

多孔質成長で合体成長するモデル
ストークス数>10^3の円盤ができている

total disk massと微惑星や小石が生成される場所の関係

ダスト侵食が成長速度とストークス数~1で釣り合う場合。さらなる凝縮は不可能だが流動不安定性SIにには達する可能性のある場合

i) The Stokes number of the mass dominating particles needs to beclose to unity. Typically, one needs 10−2 ≤ Ωts ≤ 3.
ii) The midplane dust-to-gas ratio of these particles needs to exceed, or be close to, unity.
iii) The vertically integrated metallicity should be at least a few
times Solar, i.e., Z ︎ 0.02 − 0.03.

Variable stars in young open star cluster NGC 7380
Sneh Lata1⋆, A. K. Pandey1, Neelam Panwar2, W. P. Chen3

・Cluster region NGC7380内にある57個の変光星の時間変動に関する論文
・C2Dと色等級図からこのregionに属しているか判別した。うち17個はMSの変光星であり、主にB型星でありゆっくりと脈動しているB型星、β Cep、δ Scuti starsに分類された・近年の論文で議論されている新しい種類の変光星もいくつかあった。
・14個のPMS段階の変光星も検出、︎年齢は 5 Myr以内かつ質量が0.60 <M/M ︎<2.30であり⊙T Tauri星・weak-line T Tauriの約半数が、CTTSに比べ周期が２日以下と早く回転していることが判明した。

PLANCK COLD CLUMPS IN THE λ ORIONIS COMPLEX: I. DISCOVERY OF AN EXTREMELYYOUNG CLASS 0 PROTOSTELLAR OBJECT AND A PROTO-BROWN DWARF CANDIDATE IN
A BRIGHT RIMMED CLUMP PGCC G192.32-11.88
Tie Liu et al.

We are performing a series of observations with ground-based telescopes toward Planck Galactic coldclumps (PGCCs) in the λ Orionis complex in order to systematically investigate the effects of stellar
feedback. In the particular case of PGCC G192.32-11.88, we discovered an extremely young Class 0
protostellar object (G192N) and a proto-brown dwarf candidate (G192S). G192N and G192S are locatedin a gravitationally bound bright-rimmed clump. The velocity and temperature gradients seen in line
emission of CO isotopologues indicate that PGCC G192.32-11.88 is externally heated and compressed.
G192N probably has the lowest bolometric luminosity (∼ 0.8 L⊙) and accretion rate (6.3×10−7 M⊙ yr−1) when compared with other young Class 0 sources (e.g. PACS Bright Red sources (PBRs)) in theOrion complex. It has slightly larger internal luminosity (0.21 ± 0.01 L⊙) and outflow velocity (∼14 kms−1) than the predictions of first hydrostatic cores (FHSCs). G192N might be among the youngest Class
0 sources, which are slightly more evolved than a FHSC. Considering its low internal luminosity (0.08 ±0.01 L⊙) and accretion rate (2.8×10−8 M⊙ yr−1), G192S is an ideal proto-brown dwarf candidate. Thestar formation efficiency (∼0.3%-0.4%) and core formation efficiency (∼1%) in PGCC G192.32-11.88
are significantly smaller than in other giant molecular clouds or filaments, indicating that the starformation therein is greatly suppressed owing to stellar feedback.