星形成ゼミ 速報
SF newsletter 2013/10 月号
2013.11.08
東京大学 D1 原 千穂美“The Environment around the Young Massive Star Cluster RSGC 1 and HESS J1837-069”~ “Long-Term Evolution of Decaying MHD Turbulence in the Multiphase ISM”

2013年11月8日金曜日

The Environment around the Young Massive
Star Cluster RSGC 1 and HESS J1837-069
Fujita et al.

• MOPRA を用いた若い massive star cluster, RSGC 1 (d=6.6 pc) に対するCO(1-0) 輝線での観測。RSGC 1 には gamma-ray source が付随。

• ほかの young massive cluster (Westerland 1,2) に比較すると分子ガスの付随量が少ない。

• 付随する arm に比較するとわずかに速度が速い• SNR である証拠はなし、h-h interaction により gamma ray を生成するような物質無し。
pulsar➡ gamma ray 起源は RSGC 1 近くにあるArmCluster

PulsarGamma ray source

CO 積分強度図
2013年11月8日金曜日

CO P-V 図Local Enhancement of Surface
Density in the Protoplanetary Ring
Surrounding HD 142527
Fukagawa et al.

• ALMA を用いた gapped protoplanetary disk, HD 14257 (d~140-145pc) に対する continuum, 13CO(3‒2), C18O(3‒2) 輝線での観測。

• continuum では強度差約 30 倍の非対称性を検出。
• T = 24 K という高い値を検出。dust grain がとても温められている orb

optically thick。

• Toomre Q value は < 1-2 であり自己重力に耐える事が出来ない (gas-todust mass ratio 100 を仮定)

➡ gaseous protoplanet に進化• あるいは極端に gas-to-dust mass ratio が小さく rocky planetary coreの形成を示唆するのか ?
2013年11月8日金曜日

Local Enhancement of Surface
Density in the Protoplanetary Ring
Continuum map Surrounding HD 142527
Fukagawa et al.

PA ごとの peak position, intensity

Moment 0
2013年11月8日金曜日

Moment 1

A kinematic study and membershipanalysis of the Lupus star-forming region
Galli et al.

• Lupus 星形成領域の co-moving star group の前主系列星の個々の年周視差を調べた。

• 使ったのは固有運動カタログと MPG/ESO 2.2m 望遠鏡の分光観測。
• CTTS は molecular cloud に付随しているのに比較し、WTTS は視角方向に広がっているだけではなく、深さ方向にも広がって分布していた。

✴ 個々の年収視差が求まった事で、Lup T-Tauri 星の質量や年齢がより良く求まり、円盤の年齢等がより精密に計算されるだろう。

2013年11月8日金曜日

The diagnostic potential of Felines applied to protostellar jets
Giannini et al.

• 鉄輝線により、前主系列星からの jet により励起されたガスの物理状態を調べる方法• ESO-Hα 574、Par-Lup 3-4 の二つの前主系列星から driveされた jet について 3000-25000 Åの波長内にあるスペクトルを調べた。

• ESO-Hα 574のジェットは Par-Lup 3-4 より速く、energetic。(ESO-Hα 574 のジェットにより励起された
gas-phase の鉄は Par-Lup 3-4 に比較し、多い。)• 鉄により、jet 励起ガスの物理状態を調べる事は有用である。
2013年11月8日金曜日

The diagnostic potential of Felines applied to protostellar jets
両天体のスペクトル

Giannini et al.
ESO-Hα 574
Par-Lup 3-4モデル vs 輝線強度

観測値モデル2013年11月8日金曜日

Gravitational Infall onto Molecular Filaments
II. Externally Pressurized Cylinders

Heitsch• フィラメントの密度プロファイルが等温なモデルでは説明出来ない。-> ガスが外から infall していて、圧力がある場合は ?

• infall がある場合、観測値を説明出来るモデルは 2 つ。
1) 質量が小さく、等温2)

B n1/2 の場合。

• ガスのシートに含まれたモデルを仮定 (Fig. 5) したところ、等温の場合よりもproﬁle は ﬂat に。
それぞれのモデルの観測地との比較仮定されたモデル

2013年11月8日金曜日

Fig. 5

The κ Andromedae System: NewConstraints on the Companion Mass,
System Age & Further Multiplicity
Hinkley et al.

• κ Andromedae に付随する substellar mass のcompanion (separation ~ 55 AU, κ And B) のスペクトルを取得。
全てのデータ + multi epoch
観測から、もっと近くにある~ 50 Mjup の companionの存在を示唆 ??

スペクトル ﬁt して、有効温度と表面重力を求めた。
(Teﬀ ~ 2000 K)

2013年11月8日金曜日

そこから年齢を推定。
年齢の見積もりのミスの原因(220 +/- 100 Myr)
→ 従来の研究より 30 Myr 上A Comparative Study of Giant
Molecular Clouds in M51, M33 andthe Large Magellanic Cloud

Hughes et al.

• PdBI による M51 中の GMC の CO 観測を行い、M33 と LMC 中の GMC と比較。
⃝、CO
• M33 や LMC の同じ大きさの GMC と比較するとpeak CO brightness 大
surface brightness 大⃝、velocity dispersion 大⃝。

➡ GMC 周りの IMF による圧力が影響。
• GMC 個々を見ているときにはサイズ-線幅の相関無し、より大きな構造を見ているときにはゆるい相関。

• CO を使った GMC の研究には特に molecule-rich galaxy において観測的なバイアスが含まれている。

サイズ - 線幅
上は GMC 個々の性質
下はより大きな構造
左と右の差は beam を合わせるか否か。
2013年11月8日金曜日

サイズ CO luminoisty

Early stage massive star formationnear the Galactic Center: Sgr CKendrew et al.

• 銀河中心に属する high mass star forming region, Sgr C に対する近赤外線の分光観測、1mm帯の輝線、continuum (SMA) の観測。

• HII region の端っこに、4.5 um の明るいところを見つけた (EGO) --->
outﬂow• HII region の端で protostellar core

2 と幾つかの H2 knot、Bracket γ emission を確認 ---> H2 region の端での星形成•core 二つの質量は ~103 Msun、cloud 自体の質量は ~105 Msun。
EGO の外側には星形成の証拠無し。---> 活動自体は不活発。
<-- Cont 4.5 um、 赤 Brγ、緑 H2 knot、マゼンタ CH3OH maser<-- Contwhite SMA continuumcyan N2H+

2013年11月8日金曜日

Three Dimensional Hydrodynamic Simulations ofMultiphase Galactic Disks with Star Formation
Feedback: I. Regulation of Star Formation Rates

Kim et al.
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若い星々が ISM に対して及ぼす heating や turbulence により、銀河円盤が quasi-equilibrium selfregulated state なシステムになり、ΣSFR と ISM質量 (or midplnae turbulent + thermal pressure)が linear な関係となる。

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<-- radial-vertical slice では。三次元計算では ??
thermal, turbulent, vertical dynamical equilibrium が成り立った。
mean thermal and turbulent pressure と ΣSFR の相関--> ΣSFR

Σ ρsd (midplane density)ΣSFR の比例関係の係数は massive star による speciﬁc energy と momentum に反比例。
turbulent-to-thermal pressure と mean velocity dispersion は太陽近傍とおおよそ consistent。
先行研究 (radial-vertical slice) と一致。

pressure とΣ ρsd 関係(上)equillibrium state (下)2013年11月8日金曜日

pressure とΣSFR

Long-Term Evolution of Decaying MHD
Turbulence in the Multiphase ISM
Kim and Basu•super-sonic turbulence はその crossing time により、磁場に関係なく散逸していく事が知られている (ただし、局所的かつ isothermal な計算によってのみ示されている。)••--> global structure を考慮した計算では ?

•計算の最初の方では先行研究と同様に、 crossing time と比較し、速く乱流は散逸し、エネルギーの散逸はE t-1。

•

磁場が強く、シートと垂直な場合は crossing time の 10 倍の時間となっても、~0.2 E0 のエネルギーが残っていた。(periodic boundary condition ?)••decay rate は ﬁeld strength が大きくなるほど減少。

ISM の cooling と heating を考慮した MHD simulation であったかい ISM に覆われた冷たい ISM のシートを仮定し、turbulence の散逸を調べた。

残った turbulence の velocity power spectra を見たところ、圧縮出来ないシート方向の運動が dominate 。 (?)

エネルギーの時間変化
モデル詳細
2013年11月8日金曜日