SFN	  282	  No.11-­‐15	  	2016/07/11	  担当 原田遼平	

Interferometric	  mapping	  of	  magne/c	  ﬁelds:	  The	  ALMA	  view	  of	  the	  massive	  star	  forming	  clump	  W43-­‐MM1	  	Paulo	  C.	  Cortes1,2	  ,	  Josep	  M.	  Girart3,4	  ,	  Charles	  L.	  H.	  Hull4,11	  ,	  TirupaI	  K.	  Sridharan4	  ,	  Fabien	  Louvet5	  ,	  Richard	  Plambeck6,	  Zhi-­‐Yun	  Li7,	  Richard	  M.	  Crutcher8,	  &	  Shih-­‐Ping	  Lai	Intro.	  

• W43-­‐MM1	  -­‐ 大きくて若い大質量星形成クランプ	  -­‐ 距離	  5.5	  kpc	  -­‐ O型星やWolf-­‐Rayet星による拡大したHII領域の表面に位置	  -­‐ W43の中で最も大質量(2128Mo)でサイズは0.09	  pc	  -­‐ infalling	  moIonが検出されていた	  -­‐ BIMAによる偏光ダストの観測から整列した磁場のパターン	  -­‐ CH3CN輝線から300	  Kのembedded	  hot	  coreが発見された	  	  Obs.	  
• ALMA	  1mm	  • 分解能0.5”	  (~	  0.01	  pc)	• fragmentされたﬁlamentが見えた	  • Source	  AがTotal	  ﬂuxの51%をもつ。	  
• 温度プロファイル(Herpin+2012)から質量が146〜312Moと求まった	  • 滑らかで整列した磁場パターンを示す	  • すべてのfragmentの磁場強度を得た	  (0.2-­‐9	  mG)	  • 質量磁場Flux比(式２）を調べるとすべてのfragmentで超臨界値(>3)である	  • 重力が優勢である	  (2)	The	  ALMA-­‐PILS	  survey:	  First	  detec/ons	  of	  deuterated	  formamide	  	  and	  deuterated	  isocyanic	  acid	  in	  the	  interstellar	  medium	  	A.	  Coutens1,	  J.	  K.	  Jørgensen2,	  M.	  H.	  D.	  van	  der	  Wiel2,	  H.	  S.	  P.	  Müller3,	  J.	  M.	  Lykke2,	  P.	  Bjerkeli2,	  4,	  T.	  L.	  Bourke5,	  H.	  Calcuj2,	  M.	  N.	  Drozdovskaya6,	  C.	  Favre7,	  E.	  C.	  Fayolle8,	  R.	  T.	  Garrod9,	  S.	  K.	  Jacobsen2,	  N.	  F.	  W.	  Ligterink6,	  K.	  I.	  
Öberg8,	  M.	  V.	  Persson6,	  E.	  F.	  van	  Dishoeck6,	  10,	  and	  S.	  F.	  Wampﬂer2	  	  	hjps://arxiv.org/pdf/1605.02562	

Intro.	  
• NH2CHO	  - タンパク質の合成に重要な役割を果たす	  - 様々な環境で存在する	  -­‐ 形成は明確には理解されてない	  • 同位体の存在比は分子形成過程に制限を加える	  • ALMAによって複雑・低存在量の同位体調査ができる	  Obs.	  
• ALMA	  band7	  (329-­‐262	  GHz),	  band3,	  band6	  - 12m+ACA,	  0.2km/sの速度分解能,	  ビームサイズ	  0.”4-­‐0.”7	  初	初	初	初	

• 3つのフォルムアミドの重水素形成(NH2CDO,	  cis-­‐NHDCHO,	  trans-­‐NHDCHO)とDNCOを初めて検出した	  • NH2CHO	  の重水素濃縮は3つの重水素で2%,	  HNCOは1%	  • 同様の重水素化と空間分布はgrain表面上での形成を支持する	  • より複雑な分子の重水素濃縮の決定は形成過程に条件をつけるのに役だつ	  Neptune-­‐sized	  transi/ng	  planet	  closely	  orbi/ng	  a	  5–10-­‐million-­‐year-­‐old	  star	  	Trevor	  J.	  David1,	  Lynne	  A.	  Hillenbrand1,	  Erik	  A.	  PeIgura2,	  John	  M.	  Carpenter3,	  Ian	  J.	  M.	  Crossﬁeld4,	  Sasha	  Hinkley5,	  David	  R.	  Ciardi6,	  Andrew	  W.	  Howard7,	  Howard	  T.	  Isaacson8,	  Ann	  Marie	  Cody9,	  Joshua	  E.	  Schlieder9,	  Charles	  A.	  
Beichman6	  &	  Scoj	  A.	  Barenfeld	  	  hjps://arxiv.org/pdf/1606.06729v1.pdf	

ケプラー宇宙望遠鏡のK2	  mission	
• K2-­‐33	  -­‐ 数百万歳のM型星	  -­‐ 5.4日周期で暗くなる(Fig.1)	  -­‐ 	  地球から最も近い最近の大質量星形成	  Fig.	  1		  (145	  ±20	  pc)	  - M∗	  =	  (0.31	  ±	  0.05)M⊙	  	  - t	  =5±12	  Myr,	  (Fig.2)	  • planet	  priperIes	  - light-­‐curve	  ﬁtからRp	  =	  (5.8	  ±	  0.6)R⊕	  - 3.6MJup	  	  - 軌道長半径 0.04	  AU	  • Spitzer	  24µmで超過が見られ、冷たい星周塵を示す	  • SEDから2.0	  AU内のダスト温度は122	  K	  • ALMAによる880µmとSpitzer	  Fluxからディスクに残っているダスト質量は0.2M⊕以下 	  • COは検出されておらず、	  gas	  diskは散逸している	  ー＞ガス散逸直後に大きな惑星が小さな軌道間隔で発見された証拠	  • MigraIonのタイムスケールはdiskの散逸のタイムスケールよりはるかに長いため今回の軌道を説明できない	STAR	  FORMATION	  ACTIVITY	  IN	  THE	  NEIGHBOURHOOD	  OF	  W-­‐R	  1503-­‐160L	  STAR	  IN	  THE	  MID-­‐INFRARED	  BUBBLE	  N46	  	Intro.	  
• 中間赤外バブルN46	  -­‐ W-­‐R	  1503-­‐160星を含む。	  
-­‐ HII領域に付随	  -­‐ 分子ガスの速度は電離ガスの速度と一致	  -­‐ CO(3-­‐2)の観測から距離は4.8	  ±	  1.4	  kpc	  -­‐ バブル周りの物理状態はあまり調べられていない	  Data.	  
• HCT	  2m,	  5800-­‐8350Å,	  H,	  K-­‐band	  spectra	  • NIR	  photometric	  JHK	  magnitudes	  (UKIDSSGPS)	  • Spitezer	  3.6-­‐8.0,

Summary.	  
• HeII	  lineのFWHMからW-­‐R	  1503-­‐160L	  はweak-­‐
lined	  WN7	  star	  	  • 2MASS	  photometry	  から距離を5.2±0.7	  kpcと見積もった 	  -­‐>これはbubbleN46の運動学的距離と一致	  -­‐>bubbleN46はW-­‐R星を有している	  • 5つのmolecular	  condensaIonを同定	  Herschelから18-­‐24	  K、質量は~7273Mo,954	  Mo	  • YSOのsurface	  density	  contourはmolecular	  condensaIonに向かって見られる-­‐>星形成が続いている	  • MMEはメタノールメーザ、アウトフローが見られる	  • Pwind>Pradで典型的な分子雲の圧力よりも大きいことから、bubbleはW-­‐Rの恒星風によって作られているように見える	  • N46	  cloud内でage	  gradientが存在	  -­‐>星形成活動はW-­‐R星の影響を受けているように見える	  The	  bimodal	  iniIal	  mass	  funcIon	  in	  the	  Orion	  Nebula	  Cloud	  ⋆	  	H.	  Drass1,2	  †,	  M.	  Haas1,	  R.	  Chini1,3,	  A.	  Bayo4,5,	  M.	  Hackstein1,	  V.	  Hoﬀmeister1,	  N.	  Godoy4,	  and	  N.	  Vogt	  hjp://arxiv.org/pdf/1605.03600	

Intro.	  
• IMFのHigh	  mass	  endと0.2-­‐0.5Moでのピークはlog-­‐normal	  IMF	  shapeを支持するが	  • 	  Brown	  Dwarfs	  (BDs)やisolated	  plane-­‐	  tary	  mass	  objects	  (IPMOs)	  についてはよく知られていない	  • The	  Orion	  Nebula	  Cloud	  (ONC)	  -­‐ 若い星形成領域のIMFを調べる基準になる	  -­‐ 若い星の年齢は1-­‐5	  Myr	  Data.	  •••
•VLTのHAWK-­‐I	  camera	  JHK	  ﬁlters	  分解能0.5”	  (~	  0.01	  pc)	  deep	  and	  wide	  near-­‐infrared	  JHK	  mosaic	  	  Results.	  
• 0.25,	  0.025	  Moのところにピークがある	  • 929	  stars,	  757	  BD	  candidates,	  158	  IPMO	  candidates	  	  • ピークの位置は2,3,5	  Myrであまり変わらない(Fig.13)	  • 0.08Moでのdipの深さはlog-­‐normalなものと比べて3倍ほど違う(Fig12)	  • 水素燃焼限界(0.08Mo)でIMFのdipが見られる	  -­‐>燃焼メカニズムが関係しているかも	  • CMFとbimodal	  IMFはあまり一致していない	  -­‐>BDsやIPMOsが星周円盤からのejected	  fragment	  によってできるかもしれない