星形成ゼミ
論文速報
2015/7/17(金)藤井浩介
SFN #270 51-55	

Index51: The accretion dynamics of EX Lupi in quiescence: The star, the spot, and the accretion column• Aurora Sicilia-Aguilar et al.
• URL: http://ads.nao.ac.jp/abs/2015arXiv150508011S
52: The VISTA Orion mini-survey: star formation in the Lynds 1630 North cloud• L. Spezzi et al.
• URL: http://ads.nao.ac.jp/abs/2015arXiv150504631S
53: Tracing the general structure of Galactic molecular clouds using Planck data– I. The Perseus region as a test case• Orlin Stanchev et al.
• URL: http://ads.nao.ac.jp/abs/2015MNRAS.451.5575S
54: Polarization Structure of Filamentary Clouds• K. Tomisaka• URL: http://ads.nao.ac.jp/abs/2015ApJ...807...47T
55: Magnetic field-gas density relation and observational implications revisited• A. Tritsis et al.
• URL: http://ads.nao.ac.jp/abs/2015MNRAS.451.4384T

51:The accretion dynamics of EX Lupi in quiescence:The star, the spot,
and the accretion column/Aurora Sicilia-Aguilar et al.
EX Lupi• 若くてaccretingのM0型星、変光星のプロトタイプ• スペクトルに金属含む輝線多数、近い伴星がいるかもしれない>>> 金属線を使ってaccretionメカニズムを調べる
5年間の無活動期に取得した54のスペクトル• 金属線の変動とradial velocityを調査
broadとnarrow成分とも周期的な速度変動を観測 >> rotational modulation• 高励起線の方がmodulationが顕著、accretion shockの近くから出てるからか考察• narrow成分はpost-shockエリア、broad成分は広がったpre-shockエリアから• accretion 構造は5年間安定>> The presence of emission lines from very stable accretion columns>> Very strong limitation for the detection of companions

51:The accretion dynamics of EX Lupi in quiescence:The star, the spot,
and the accretion column/
Aurora Sicilia-Aguilar et al.
EX Lupi	

すべての輝線が星の回転によりmodula'onを示す	51:The accretion dynamics of EX Lupi in quiescence:The star, the spot,
and the accretion column/Aurora Sicilia-Aguilar et al.

52: The VISTA Orion mini-survey: star formation in the Lynds 1630 North cloud
L. Spezzi et al.
Orion B cloud (L1630 north cloud)で、赤外(VISTA+Spitzer)を使ったYSO同定• Orion B cloudAに比べて大半の星がクラスターで形成(NGC2024/23, 2068/71)され、early Bや最低1つのO型星が観測• L1630N region (NGC2068/71)
可視+2MASSでの星同定(67個)、opticalでの星同定(132個)
Megeath et al. 2012 で257個のSpitzer YSOが同定されている

VISTA	  ex'n'on	VISTA:	  ZHKs	

52: The VISTA Orion mini-survey: star formation in the Lynds 1630 North cloud
L. Spezzi et al.
YSO identification• VISTA(0.9-2.2um(ZYJHKs))+Spitzer(3.6, 4.5, 5.8, 8.0, 24um)• Harvey et al. 2007の分類法 (c2d, cmd)
• 186 YSOsを同定( > 0.02 Mo)	

52: The VISTA Orion mini-survey: star formation in the Lynds 1630 North cloud
L. Spezzi et al.
(Ks 輝度)質量ピーク 0.3-0.7 Mo(Cluster age ~ 2 Myr)
• Class IIが大半• c2dはclass III を落としがち>> 補正しても disk/envelope ~ 85%•

52: The VISTA Orion mini-survey: star formation in the Lynds 1630 North cloud
L. Spezzi et al.
SFE ~ 2.0-2.8%
Σsfr ~ 2 Mo/Myr/pc^2
Σgas ~ 98 Mo/pc^2>> ただし1/3 がΣgas > 129 Mo/pc^2>> まだ星形成は起きうる••53: Tracing the general structure of Galactic molecular clouds using Planck data– I. The Perseus region as a test case
Orlin Stanchev et al.
ペルセウス領域• シンメトリックで高銀緯、星形成が起きておりよく研究されている
柱密度のPDFから、クラウドの物理について考察する• Planck 353 GHz アーカイブを使用• PR(Perseus Region)を6つのサイズで取り、diffuse zoneを別に定義

53: Tracing the general structure of Galactic molecular clouds using Planck data
– I. The Perseus region as a test case
Orlin Stanchev et al.
ペルセウス領域での柱密度のPDF①	  PDFの形状	  • Core:	  	  	  Log	  normal	  +	  PL	  	  最大スケールのPDFが小	  スケールのものを内包	  • Diﬀuse	  are	  &	  core周辺:	  	  異なるlog	  normalは異	  なる空間成分に対応	53: Tracing the general structure of Galactic molecular clouds using Planck data
– I. The Perseus region as a test case / Orlin Stanchev et al.

②Density	  scaling	  α	  	  	  ~	  -­‐1.93	  (PR)	  	  	  ~-­‐0.77	  (diﬀuse	  ring)	  (Eﬀec've	  size	  ~	  占める面積を円だと思ったときの半径)	  	  	  53: Tracing the general structure of Galactic molecular clouds using Planck data– I. The Perseus region as a test case
Orlin Stanchev et al.
③Density scaling α が2成分引ける解釈
Assuming an equipartition relation between gravitational and kinetic (turbulent) energy
at each spatial scale and a PL scaling of velocity dispersion uL ∝ Lβ(1) gravoturbulentなクラウド (PR ?)速度ではなく質量が線形的にコアのサイズと相関する(2) 乱流が支配的で、steepなvelocity scaling (β~0.6)がある (Diffuce ring?)	

54: Polarization Structure of Filamentary Clouds
K.Tomisaka
フィラメント分子雲と磁場• (濃い)フィラメントはよく磁場と垂直に観測される• 偏向度は磁場が視線方向だと弱く見える∧可視赤外は(dichroic)extinctionの効果も受ける• フィラメントに垂直な磁場のいくらかは弱偏向として見えるはずだが、観測では垂直に見えている>>> 磁気流体平衡モデルでシミュレート

54: Polarization Structure of Filamentary Clouds
K.Tomisaka

仮定、変数等• 無限に長いフィラメント
• 状態を規定する3つの無次元量:- center to surface density ratio: (ρc/ρs)- ambient mediumのプラズマベータ: β≡ρscs2/(B02/8π)- 親フィラメント*の半径: R0’ ≡ R0/[(cs/4πGρs)1/2]*(磁場凍結の下で形成されたvirial stateのフィラメント)• no additional turbulence• デカルト座標系、z方向にフィラメント、y方向に磁場• ベクトルnの方向から見る

結果	  • 密度コントラストが小のとき、偏向パターンはBベクトルがフィラメントに垂直かつ、視線が磁場に垂直なときだけ認識できる。	  
視線が磁場に平衡なときは偏向パターンを認識できない。	  
• コントラスト大のときもNが大きければ(ガスが磁場チューブの中心に集中していれば) 同様の傾向。	  
• 一方Nが小さいと、磁場の視線方向から観測しても、フィラメントに垂直な偏向パターンが観測される。	  
>>>	  	  これが必ずフィラメントに垂直に観測される原因ではないか。	  54: Polarization Structure of Filamentary Clouds
K.Tomisaka

密度コントラスト小、N=1	

密度コントラスト大、N=6	

密度コントラスト大、N=1		  	  	  	  φ=0 	  	  	  =45	  	  =90	  θ=30	  	  	  	  	  	  (a)	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  (b)	  	  ...	  
θ=80	  	  	  	  	  	  	  	  	55: Magnetic field-gas density relation and observational implications revisited
A.Tritsis et al.
分子雲中磁場のB∝ρκについて• 重力収縮コアではκ~0.47と予想(Fiedler & Mouschovias 1992)
low density ではκ~0 と予想(重力収縮が磁場を増幅しない)
NGC6334の観測ではκ~0.41(Li et al. 2015)• low-high density サンプルによる観測研究では、低密度でκ~0、高密度でκ~2/3 ≠ 1/2 (Crutcher et al. 2010)>> 磁場の存在にかかわらず球状収縮していることになる>> 一方で球状コアは上記観測で見られていない

55: Magnetic field-gas density relation and observational implications revisited
A.Tritsis et al.
Crutcher et al. 2010クラウドの分布や密度の見直しを行った。