2016年6月27日 西合 SFN 281 #31

Massive Quiescent Cores in Orion: VI. The Internal Structures and a Candidate ofTransiting Core in NGC 2024 Filament
Zhiyuan Ren and Di Li
Accepted by ApJ
http://arxiv.org/pdf/1604.08415
NGC 2024の分子ガス構造を赤外とサブミリ波で明らかにした。
2024– Orion B分子雲
– フィラメント構造(d=415pc)– IRS-2b(O8~B2)で炙られている（見かけ距離 0.05pc)
データ・観測：- Herschel/Spitzerの近赤外～遠赤外 images- JCMT SCUBA 450μm image- JVLA NH3 (1; 1) 、NH3(2; 2) ～23.9 GHz
空間分解能～約3“ 、速度分解能～0.1km/s
SCUBA 450μmからFIR-1～FIR-7 コアを同定（Fig.2）。
SEDから質量、温度、ダストβを導出（次頁Fig3, Table4)=> コア： 温度18-22K、β～2.7、質量 4-10Msun
Ridge：温度56K、β～1.6、質量 0.5Msun
2016/6/27

Fig 2 NGC2024の４５０μmダスト連続波(左上）、IRAC(3.6.4.5.8.0μm) 3色合成図(右上）、70μm、160μmイメージ（下段）12016年6月27日 西合 SFN 281 #31

Massive Quiescent Cores in OrionFig 3 Coreのbest Fit SED

Fig 5(b)フィラメントのNH3クランプ)(e) NH3から導出した温度分布

FIR-3は、IRAC点源が無いが、温度25Kとが高い！
=> Ｆｉｒｓｔ Core?
生まれたばかりの星？
Fig 6 M-L図

FIR-4は、L∝M ^p でp=1であり、slopeはprestellar サンプルに近い。 光度は普通のclass 0サンプルより大きめ。
=> 大質量星の影響で少しだけ温度が高いから？
2016/6/272

2016年6月27日 西合 SFN 281 #32

Gaps, rings, and non-axisymmetric structures in protoplanetary disks- Emission from large grains
J.P. Ruge, M. Flock, S. Wolf, N. Dzyurkevich, S. Fromang, Th. Henning, H. Klahr, and H. Meheut
Accepted by A&A
http://arxiv.org/pdf/1603.05179v1.pdf
最近の原始惑星系円盤で見られるリング構造や非軸対称構造の起源に関しての研究。
- non-ideal global 3D MHDによる円盤進化のシミュレーション- 小さなダストはガスとカップルした運動を仮定- サブミリサイズのダスト(50micron ～ 1 cm)はLagrangian粒子として計算(初期に5000個）
粒子の従う式はこんな感じ

Fig 2. 粒子の分布の進化
左図： 150 inner orbit (18900yr)
2016/6/27

Rossby wave instabilityが渦を発生させ、粒子を集めている（粒子のサイズに依存）。
右図 ： 600 inner orbit (75600yr)

See Flock et al. (2015)
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SFN 281 #32 (PP disk simulation)つづきFig 2. 粒子の円盤厚み方向の分布
上図： 150 inner orbit 下図 ： 600 inner orbit
実線と破線は150,600回転時の面密度分布観測と比べるために、MC3D輻射輸送コード (Wolf 2003)
で温度構造や熱再放射分布を計算。

Fig 7. 150回転でHL Tau用に再建算し、観測simmulationしたもの。
Fig 8. Oph IRS 48
600回転の結果を使用。

40AUより内側（dead zone)ではダストは赤道面に沈殿。
外側では50micronダストは、ガスと混ざり厚み方向に分布し続けている。

2016/6/27

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2016年6月27日 西合 SFN 281 #33

Globules and Pillars in Cygnus X I. Herschel Far-infrared imaging of the CygOB2 environment
N. Schneider, S. Bontemps, F.Motte, A. Blazere, Ph. Andre, L.D. Anderson, D. Arzoumanian, F. Comeron, P. Didelon, J. Di
Francesco, A. Duarte-Cabral, M.G. Guarcello, M. Hennemann, T. Hill, V. Konyves, A. Marston, V. Minier, K.L.J. Rygl, M.
Roellig, A. Roy, L. Spinoglio, P. Tremblin, G.J. White and N.J. WrightAccepted by Astronomy and Astrophysics
http://arxiv.org/pdf/1604.03967

大質量星とガス雲の相互作用領域
Pillars ：pcスケールの柱構造(or ‘elephant-trunks’)。M16が有名
Globules：独立したhead-tail構造天体(‘teardrop’, ‘cometary’ globulesとも呼ばれる)
Evaporating Gasous Globules (EGGs) :Globuleより小さく(<0.5pc)淡い。proplyd-like objects もこの仲間。
Condensations ：小さく(<～0.1pc)中心集中していてtail無し。
※ 極小(<0.05pc)の塊をglobulettesと呼ぶこともある。
銀河系で最大級のOBアソシエーション※を持つCyg-X領域で、上記の天体の物理量を導出しその特徴をまとめた。
データは、HOBYS (Herschel imaging survey of OB Young
Stellar objects) programを使用。
※距離1.4pc。 3x10^4 Msun（52個のO型星、3つのWR星）。
ただし、Cyg-X分子雲の距離は1～2pcと不定性大。
Fig 1 Cygnus X 領域の３色図 (HerschelB 70µm, G 160µm, R 500µm) RA/Dec座標,
2016/6/27

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SFN 281 #33 (Cyg-X)つづき

Fig.4 領域1-1 柱密度（左）、温度（右）Fig.5 領域1-２ 柱密度（左）、温度（右）結果はTable1と2を参照。まとめると、
Pillars ： <M>~500M (50-1680M )<r>~0.6pc, <n>~5x10^3 cm-3, <T>~18K、=> lifetime~ 3-9Myr, tff ～ 0.2Myr
Globules：<M>~500M<r>~0.6pc、<n>~1.2x10^4 cm-3, <T>~18K=> lifetime~ 5-7Myr, tff ～0.3Myr
EGGs : <M>~10-30M<r>~0.1-0.2pc, <n>~2x10^4 cm-3,<T>~17K=> lifetime~ 3Myr, tff ～0.3-0.5Myr
Fig 2 Herschel PACS 70µm。星印 Fig 3 FIRから見積もったUV
Condensations ：<M>~35M
強度（G0単位）がOBアソシエーション<r>~0.1pc, <n>~5.5x10^4 cm-3, <T>~15K
PillarやGlobuleなどすべてCyg. OBアソシエーション=> lifetime~ 5Myr, tff ～0.7Myr
方向を向いている。
※ lifetimeとは、蒸発t photo + 拡散t expの時間スケールを足したもの。
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62016年6月27日 西合 SFN 281 #34

An extensive numerical survey of the correlation between outflow dynamics andaccretion disk magnetization
Deniss Stepanovs and Christian Fendt
Accepted by ApJ
http://arxiv.org/pdf/1604.07313

2次元数値MHD Simulationを用いて降着円盤からのアウトフローの磁場の強さや磁気拡散係数に対する依存性を調べた。
• 数値計算は、WMHD code PLUTO (Mignone et al. 2007),を使用。
• ２次元の円筒座標(r, z)• 冷却項ΛはOhmic heatingで熱化する量（−ηJ · J ）• 初期状態は力学的釣合の円盤（paper I参照)
パラメータ
磁場の強さ μ_0 = 0.5ε/B_p (典型的に～0.01)
磁気拡散係数を与えるαFig 1 密度分布(カラー）と磁場構造(黒実線）。
2016/6/277

SFN 281 #34(MHD Jet)つづき

磁場の強さがoutflowの物理量を決めるメインなパラメータであった。
磁場がより強い円盤は、 より大きなエネルギーで大きな速度のアウトフローを放出する。 そして、より多くの角運動量を運び出す。
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2016年6月27日 西合 SFN 281 #35

Capture of planetesimals by waning circumplanetary gas disks
Ryo Suetsugu, Keiji Ohtsuki
Accepted by ApJ
http://arxiv.org/pdf/1604.08373
多くの衛星は、惑星の周りに円盤状に存在していることが多いことから、原始惑星家円盤内のcircumplanetary disk内で形成されたと思われている。 この論文は、固体物質が円盤にどのように持ち込まれたのかについて調べた論文。

Introduction
固体物質が原始惑星系円盤からの周衛星円盤へのガスのinflowとともに持ち込まれるというモデル（Camp&Ward 2002）と、原始惑星系円盤内の微惑星がガスとの相互作用により周衛星円盤に捕えられるというモデル(Fujita et al. 2013）がある。
この論文は後者のモデルで、周衛星円盤に捕えられた微惑星が周衛星円盤内にどのぐらい滞在できるのかを調べたもの。ガスが薄くなった段階では長時間生き残り主な衛星を形成できるようになると思われるが、詳細な研究が無かった。
方法
太陽、惑星、微惑星の３体問題を考える（惑星は軌道傾斜角0度、完全円軌道を仮定）。
さらに周惑星円盤にガスを考える。

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- 捕獲された微惑星の軌道長半径は惑星のHill半径の３分の１程度となる。
- 軌道の離心率や傾斜角は、gasdragや円盤散逸の時間スケールに依存する。
- gas dragや早いガス散逸では長時間生き残る微惑星の確率が上がるが、大きな離心率や大きな傾斜角をもつ軌道になる傾向が強い。

Fig9 逆行軌道での侵入の場合の起動進化例(a) 捕獲時(t ≃ 0), (b) t ≃ 3700 TK, (c) t ≃ 7400 TK

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この結果は大きな離心率や大きな傾斜角を持つ衛星はこの機構で作られた衛星であることを示唆している。

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