SFN277:41-45
藤井 通子

Implication of Formation Mechanisms of HC5N in TMC-1
as Studied by 13C Isotopic Fractionation
Kotomi Taniguchi1,3, Hiroyuki Ozeki2, Masao Saito1,3, Nami Sakai4, Fumitaka Nakamura1,5, Seiji Kameno1,6,
Shuro Takano7 and Satoshi Yamamoto8• Taurus Molecular Cloud-1におけるcyaanopolyyneピークの形成メカニズムを調べるために、HC5Nの通常の種族と5種類の13Cを含むもののJ=9-8, J=16-15の回転遷移を観測した。
• 野辺山45m、Z45 receiver、the high electron mobility
transistor amplifier receiver (H22) -> dual-polarizationdata• 結果1.00 : 0.97 : 1.03 : 1.05 : 1.16 (±0.19) (1σ) for[H13CCCCCN] : [HC13CCCCN] : [HCC13CCCN] :[HCCC13CCN] : [HCCCC13CN] 存在比に顕著な違いはない• [HC5N]/[13C isotopologues]の平均は94±6(1σ)で、ローカルの星間12C/13C=60-70より少し高い
Cyanopolyynes are a group of chemicals with the chemical formula HCnN (n=3,5,7, ...). (Wikipedia)

• 観測結果についての議論• ３つのパス• C2nH2 + CN
• C2H2+ + HC2n+1Nを経由してcyanopolyyne carbon chainが成長• HCイオンとNとeの反応• パス１か２だと予想される比が[H13CCCCCN] : [HC13CCCCN] : [HCC13CCCN]: [HCCC13CCN] : [HCCCC13CN] = x:y:1.0: 1.0 : 1.4
で合わない• パス３の場合、全てのCがhydrocarbonイオン起源なので、それらの12C/13Cの比がどれでも同じくらいなら、観測結果が説明できる。

Path 1→Path 2↓←Path 3

Angular Momentum of the N2H+ Cores in the Orion A CloudKen’ichi Tatematsu1,2, Satoshi Ohashi3, Patricio Sanhueza1, Quang Nguyen Luong1, Tomofumi Umemoto1,2
and Norikazu Mizuno1,3• 野辺山45mでOrion Aの分子雲コアの角運動量を
N2H+J=1-0で観測• 位置速度図を使ってPAごとに速度勾配を測った
0.5-7.8km/s/pc• Specific angular momentum J/M –コア半径R の関係を見ると、Goodman et al. のcold dark cloudの分子雲コアと比べてシステマティックに大きかった。

Orion
Cold dark cloud• 重力に対する回転エネルギーの比βは10-2.3±7で、cold dark cloudの結果と一致• Orion A GMCの大きなスケールでのS字の構造は、小さなスケールでのコアの回転を決めているわけではないTwo-level hierarchical fragmentation in the Orion MolecularCloud 1 northern filament
P.S. Teixeira1, S. Takahashi2,3, L.A. Zapata4 and P.T.P. Ho5• どんな物理プロセスがフィラメント状の分子雲のfragmentationとコア形成を引き起こしているのか明らかにしたい。
• Orion AのOrion Molecular Cloud1フィラメント(Orion KLの<~0.3pc北、過去にJCMT/SCUBA
サブミリcontinuumとVLA NH3の観測でfragment化してclumpになっているとわかっている)のfragmentationを調べた。
• OMC 1nをSMA 1.3mmで観測した。

Td=15K• 24の新しいソースを発見。
0.1-2.3Msun, 400-1300 au, 2.6e7-2.8e7 cm-3
• 8%のみ、赤外での対応天体があり、5つはCO分子アウトフローが付随。→たぶんClass 0• 30‘ (0.06 pc)離れたグループに分類できる。この距離はジーンズ長で、thermalfragmentationが起こっているといえる• このグループ内での典型的なprotostar間の距離は~6’(~2500au)で、親クランプのジーンズ長の2~3分の1．(inclination 50°)→ 2段階の階層的なthermal fragmentation

ランダムな場合の平均距離

実測

一番近い天体7番目まで

The VLA Nascent Disk and Multiplicity Survey of Perseus Protostars(VANDAM). II. Multiplicity of Protostars in the Perseus Molecular CloudJohn J. Tobin1, LeslieW. Looney2, Zhi-Yun Li3, Claire J. Chandler4, Michael M. Dunham5, DominiqueSegura-Cox2, Sarah I. Sadavoy6, Carl Melis7, Robert J. Harris2, Kaitlin Kratter8 and Laura Perez4• VLA Ka-band (8mm, 1cm), C-band (4cm, 6.6cm) でPerseus分子雲の既知の94の原始星のmultiplicityを調べた
Multiplicity fraction• 15－10000AUまで分離できる• 割合• 全体：MF = 0.40+/-0.06, CF = 0.71+/-0.06• Class 0: MF = 0.57+/-0.09, CF = 1.2+/-0.2• Class 1: MF, CF = ともに0.23+/-0.08

Companion star fraction• Separation： bimodalだった：約75AUと約3000AU• >1000AU: Turbulent fragmentation• <200AU: Disk fragmentation• 3つのClass 0 天体については、separationが<30AUで、知られている中で最も近接。50AU-400AUの構造の中に埋め込まれているA Two-Temperature Model of Magnetized Protostellar Outflows
Liang-Yao Wang1,2, Hsien Shang2, Ruben Krasnopolsky2 and Tzu-Yang Chiang2• 2次元MHDシミュレーション(ZEUS-TW)を用 Alfven Mach number: MA400K
いて、若い原始星からのmolecular outflow
10Kの運動や形状を調べた

2000K• 暖かい磁化されたwindがambient toroidの中を進むシミュレーション• Ambientの温度とトロイダル磁場の強さがパラメータ• 十分磁化されたwindは、高温でもジェットが維持されるが、高温かつ磁場が弱い場
合、windのthermal pressureが物質を軸から外へ追いやるので、伝搬するに従いコリメーションが弱くなってしまう。

MA = 9MA = 30

MA = 90

密度