HOPS 136: AN EDGE-ON ORION PROTOSTARNEAR THE END OF ENVELOPE INFALL• HOP136: Class I protostar in Orion’s Lynds
1641 region• HOP catalog: Herschel Orion Protostar,
imaging, photometry, and spectroscopy
between 55 and 210 μm• NICMOS on HST• Imagingがあることで、SEDのモデルだけでは縮退してしまう情報がわかる• Edge-onは構造が見やすい• Whitney et al. のコードを使って、SEDと構造を同時にフィット• Disk, envelope, cavity のダストには、Ormel(2011)のモデルを使用

William J. Fischer et al.

• ディスク質量はClass Iにしては小さくて、Class IIに近い• ディスクの半径がClass IやIIより大きい

ProtostarからT Tauriへ移行中の天体？
ベストフィットモデルの値ベストフィットモデルの密度分布

BANYAN. II. VERY LOW MASS AND SUBSTELLAR CANDIDATE MEMBERS
TO NEARBY, YOUNG KINEMATIC GROUPS WITH PREVIOUSLY KNOWNSIGNS OF YOUTHGAGNÉ et al.
• Bayesian Analysis for Nearby Young AssociatioNs II (BANYAN II)• Nearby Young Association (TW Hydraeなど)• 明るい星のメンバーシップはHipparcosで→暗い星はメンバーシップがわからない• Malo et al. (2013, 同じグループ)の手法を改善• 158のM5より晩期型の星をリストアップ• ２MASSとWISEのカタログ（11年間がある）からproper motionを測る• ベイズ推定で確率の高いメンバーを探す• 既に見つかっているFree-floating planetary-mass object (planemo)の候補を同定できた• 新しいM5 DwarfでNYAのメンバーを見つけた

The mass distribution of clumps within infrared dark clouds.
A Large APEX Bolometer Camera study
Gomez et al.
• Infrared dark cloudを870μmで観測(6領域)• Large APEX BOlometer CAmera (LABOCA) at
APEX, 870μm, 60GHz• 510(Gausclumps)と352(Clumpfind)個検出（違うアルゴリズムで）• 検出したものをsingle-pointing
observations of the N2H+ (3–2) lineで観測→線幅＝速度分散→Virial mass
• 6–2692 M⊙(Gaussclumps) , 7–4254
M⊙(Clumpfind)• 56587Msun, 49722 Msun in total• dN/dM ∝ Mα, with an index of −1.60 ± 0.06,
consistent with the CO mass distribution andother high-mass star-forming regions• 半径• ∼0.10–0.74 pc(Gaussclumps), 0.16–0.99 pc(Clumpfind).

• いくつかは星形成してそう• High-mass formationの条件以上の密度のクランプもある

1g/cm2

M∝R1.33■星形成のサインあり
×なし

Cluster formation in molecular clouds: I. stellar
populations, star formation rates, and ionizing radiation
Howard et al.
• 星団からの輻射（流体計算のradiative feedbackに使えるモデル）を見積もりたい• 初期質量0-105Msun、Accretion：10-5-10-1Msun/yr、星形成を起こす密度104cm-3• IMFを仮定してランダムに質量を与え星に置き替える（SFR＝20%/tffと仮定、5tff~1.8Myr）• SFE(星になれるガスの量)が決まっているので、一度星ができると、ガスが溜まるまで次の星形成が起きない• サンプリングのタイミングによってできる星の数に違いが出る• 星団全体からどれくらいのIonizing Photonが出てくるか数える• Tour et al. (1996)のモデルでluminosityを求める• 結果1：2つのレジーム• Accretion-dominated: SFRが上がっていく• Reservoir-dominated: SFRが下がっていく• 結果2：SFRとクランプ質量は比例(観測と合う)
星形成率

O型星の割合結果の一例

Terrestrial Planet Formation in a protoplanetary disk with a local
mass depletion: A successful scenario for the formation of Mars
Izidoro et al.
• これまでのモデル：地球と火星はできるが、火星の位置（1.5AU）にできる惑星が火星より重すぎた• 解決策１：木星と土星が初期に楕円軌道（e~0.1）だった ←Unlikely• 解決策２：原始惑星系円盤が1AUでtruncateしていた• 本研究：円盤の密度が局所的に低いモデルで火星を作り、さらに水の多い地球サイズの惑星が1AUにできた• 局所的に50-75% deplete• 木星と土星は最初から現在の軌道• シミュレーションモデル
• 半分は微惑星（0.0025地球質量, 700-950個）、半分はplanetary embryos（M~r3/2(2−α)Δ3/2,1.5AUで微惑星の8倍の質量，110-190個）• 領域：0.5－4AU、面密度r -3/2 a• Depletion range Model A: 1.1—2.1AU, B: 1.3—2AU• 木星・土星の位置： 現在と同じ or Nice model• 水（Raymond et al. 2004のモデル）： R<2.0AU 0%, 2<R<2.5AU 0.1%, 2.5<R<4AU 5%• 惑星の合体： 質量とlinear momentumを保存• 積分時間 500Myr→火星ができそうなら1Gyrまで

• Depletionが少ないと重過ぎる火星ができる• Depletion領域の内側のエッジを変えるとその付近にできる惑星の質量が変わる• Depletion領域の外側の半径の影響は小さい• モデルA↓は火星が短時間（2.5Myr）でできる（観測と合う）

A recent accretion burst in the low-mass protostar IRAS
15398–3359: ALMA imaging of its related chemistry
Jørgensen et al.
• Protostar周りでのchemistryを知りたい• C17O, H13CO+, CH3OH, C34S and C2HをIRAS 15398–3359 on 0.5′′ (75 AU diameter)で観測（ALMA 34 GHz）
• H13CO+は1-1.5’’(150-200AU)にリング状に分布、その他は中心集中• H13CO+は100-1000年前に起こったaccretion
burstでできたwatervaporによって壊されたのでは• この時にluminosityは今の100倍くらいで、現在の中心集中した
CH3OH、広がった
warm carbon-chainchemistry、他のprotostarと比べて暗い
コンパクトなcontinuum
emissionが説明できる

Evolution from protoplanetary to debris discs:
The transition disc around HD 166191 Kennedy et al.
• Gas diskからdebris diskへ移行しているのでは• ComovingのHD13296と同じ~4Myr?
• Monte-Carlo radiative transfer code MCFOSTでSEDをモデル→中心に0.95AUに穴のあるディスク• Mid-IR silicate feature(~10μm)が他の原始惑星系円盤やdebris diskと共通している• 3-5μmでdisk variabilityがある
Variability↓On the mass function of stars growing in a flocculent medium• 星はNon-linear accretionで成長する(α=2, 2/3)
• α=2: Bondi accretion, 2/3: Bonnell et al. (2001) gas-dominated ポテンシャル• Accretion rateにfluctuationがあるとする（乱流）• Gaussian：accretion rateが負になることがある• Inverse Gaussian: Log-normal に近い分布• できる星の質量関数がどうなるか解析的に求める• 星の質量関数の大質量星側がべきになるのはfluctuationがあるせい：Inverse Gaussian初期の質量に分布を与え、accreteするタイミングにばらつきを与えるとよりうまくいく

Maschberger

The relation between accretion rates and the initial massfunction in hydrodynamical simulations of star formation• 流体シミュレーション(sink particle含む)を解析••••

Episodidに進化している
dm/dt ∝m2/3 (gas-dominated potential)
Growth timeは指数関数的に分布
Initial collapse massはすでにlognormalかつhigh-mass endでべき乗（ただし1Msunくらいまで）

シミュレーション内のSink particleの成長の例
accretionの仕方を5種類に分類

平均的に
Massive

Maschberger et al.

α=2/3• IMFのpower-law tail (high-mass end)はBondi-Hoyle accretionとは関係ない• Massive star はaccretionでできる• Accretionのfluctuationはlognormal• 前の論文のモデルで再現できる
Growth timeの分布

Flucutuationの分布
質量関数とその成長過程の内訳

A Herschel [CII] Galactic plane survey II:
CO–dark H2 in clouds
Langer et al.
• CO-dark H2 cloud: COを含まないH2• [CII]を観測し、他のデータと合わせて、これを見つける• Herschel 1.9THz (158μm)• CO-dark H2 cloudは3.5-7.5kpcに集中• 密度はクラウドごとにばらつきがあるが、平均
9×1020cm-2• モデルから予想されたより少しdiffuseだが、金属量が高いから、shieldingがより効くため？
• 金属量の低い銀河の外側ほどCO-dark H2は多い

• Gaussianでフィットして[CII]cloudを検出• Vlsr→Rgalに• 12CO, 13COのあるなしで分類

こんな風になっているはず↓