Fe1 pc(c) T~15 Myr

Collapse (∆ C ~ 105 yr)

CAI (~ 104 yr)

26Al injec!onIn the following, we show that such a scenario presents many realizations that permit a good fit of the quantities of 26 Al and 60 Fe
at the solar system’s birth. In that respect, it provides a morenatural explanation than previous models, because it does not
require special and/or unlikely conditions, and leads to understanding how the solar system forms within a broader perspective. The key point is that 60 Fe comes from the SNe of the first
generation of stars, while 26 Al comes from the wind of a single massive star belonging to a second star generation. Thisdecoupling between the sources of 60 Fe and of 26 Al is essential
to explain the observed 26 Al/60 Fe ratio when the solar system– At t ∼ 10 Myr, a second star generation (#2, containing a
total of N2 stars) forms in region #2, partly due to the compressive action of the generation #1 SNe shockwaves onto
the molecular cloud gas (Preibisch & Zinnecker 2007) (seepanel b of Fig. 1).
– From t ∼ 10 Myr and for some Myr, the wind of one or
two massive stars from generation #2 will collect ISM gas
to build a dense shell surrounding an HII region of radius
5−10 pc (Deharveng et al. 2010). That collected shell, whichcontains 60 Fe originating in the SNe of the first generation,
will be wind-enriched in 26 Al via efficient turbulent mixing (Koyama & Inutsuka 2002) during a time t! lasting afew Myr (see Fig. 2).
– At t ∼ 10 Myr + t! , aluminum-26 delivery ends when
the dense shell fragments and collapses via a diversity ofgravito-turbulent mechanisms, such as gravitational instabilities and ionization of a turbulent medium (Deharveng et al.
2010), to form a third generation star cluster (#3). The collapse phase lasts ∆C ∼ 105 yr. Our Sun belongs to that thirdgeneration of stars (see panel c of Fig. 1). CAIs formed in theprotoplanetary disk surrounding the protoSun on a timescaleof a few 104 yr (Jacobsen et al. 2008) contains 26 Al fromthe wind of the generation #2 massive star and 60 Fe from thegeneration #1 SNe (Fig. 2).

Fig. 2. Timeline for Al injection in a dense collected shell around a
massive star, starting approximately 10 Myr after the birth of stellar
generation #1 and lasting ∼t! . The upper part of the figure represents
the time line of the central massive star of panel c in Fig. 1. In the middle part, the timeline of the 26 Al production and injection (arrows) isshown. Aluminum-26 is present in the wind some 105 yr after the starformation and absent when products of helium-burning appear at thesurface (WC-type star) since 26 Al is destroyed in helium-burning cores.
It is present while the star explodes as an SN. Aluminum-26 injectionin the shell lasts during the whole collection phase and is assumed tostop during the collapse phase lasting a time ∆C ∼ 105 yr. The lower
part represents the timeline of the collected shell, which eventually collapses to produce a protoSun and a protoplanetary disk in which mostCAIs form.

26

Collect (t! ~ few 106 yr)

26Al produc

ー半減期が100Myrより短い short-lived radionuclides, SLRsを使って、太陽系の歴史を考える
ーSLRsは、その起源は知られていて、4.56Gyr前に太陽系原始円盤で存在し、歴史を調べる指標となる
ー以前のモデルでは、26Al(1.1Myr)と60Fe(3.7Myr)の存在比を妥当的な説明ができていなかった
ー最近の星形成の理解に基づき、これらの元素について、妥当的な解釈を与えるのが目的
ーー60Fe、太陽系初期に、GMC(巨大分子雲)で第一世代に属する超新星爆発の多様性によって供給されたことが知られている
ーー26Al、第二世代の単一の大質量星星風により高密度シェルに供給される
ーー太陽は、第三世代としてシェルで形成されたーこの論文で26Alは(ウォルフライエだけでなく)主系列星の星風に存在する新しい星のモデルにより供給されるーこの論文のシナリオでは、太陽系形成に先行する二つの世代の(星の数とともに)時系列を制限する
ーそのモデルで、太陽系原始円盤でのさまざまな半減期を持つ存在は階層的星間物質内(ISM)の主系列星形成の化石化記録[隕石]の他にない。
ー太陽は、 1200個程度のクラスターに属す 30太陽質量以上の元の大質量星から5-10pcの距離にある高密度シェルで数100個の星とともに生またことを示す。

Fig. 1. Sketch of the model described in Sect. 2. Star generations #1,#2, and #3 are respectively in red, blue, and green. In panel b), SNeremnants are shown with a dark contour. The reddish background symbolizes 60 Fe delivered by the SNe belonging to the first star generation.
In panel c), the purple color of the shell symbolizes the combinationof 26 Al delivered by the single massive star wind from generation #2
and the 60 Fe delivered by generation #1 stars. Our Sun, born in the circumstellar shell together with a few hundreds fellow low-mass stars(generation #3), is shown in yellow.

10 pc(b) T~10 Myr

Fe6060SN	10 pconWR	(a) T=0Main sequence (O)M. Gounelle and G. Meynet: Solar system genealogy revealed by extinct short-lived radionuclides in meteorites

・Collisional Excitation of the [CII] Fine Structure Transition in Interstellar Clouds
Paul F. Goldsmith, William D. Langer, Jorge D. Pineda and Thangasamy Velusamy

ーCII (C+) 158μm(1900.5GHz)微細構造線の衝突励起の計算
ーCII (C+)輝線は、ーーPDRやISMで重要なcoolantーー銀河系や系外銀河で星形成のトレーサー
ーー分光観測、HershcelのHIFI、SOFIAのGREATーーー解析で、同位体C13+の放射と混ざったり相対的に弱いため、光学的厚みを決定することが難しい
ーで、CII 輝線の輻射輸送と励起のLVGの解析的結果と数値計算ーー単純な分子雲(一様の密度、運動温度、衝突係数)を仮定
ーーガスの運動温度の1/3の輝度温度までのアンテナ温度で、光学的厚みに関わらず、C+の柱密度に比例する＝＞eﬀectively optically thin (EOT) approximation
ーーさまざまな衝突パラメータでC+輝線の励起臨海密度について考え、簡単にC＋吸収を解析し、強度の考慮がISMの冷却の振る舞いにどのように影響するか議論する

・Solar system genealogy revealed by extinct short-lived radionuclides in meteorites
Matthieu Gounelle and Georges Meynet

V. Joergens, T. Kopytova, A. Pohl: Discovery of an outflow of the very low-mass star ISO 143

Table 2. Observed emission lines of ISO 143.

lineslit PA

date

[deg]

blue component

green component

red component

VFWHM

EWV

FWHM

EWV

FWHM

[km/s][km/s][Å][km/s][km/s][Å][km/s][km/s]EW[Å][S II](6716.44 Å)

3.1
10.4
42.2

2009 01 15
2008 03 19
2009 02 10

...
...
...

...
...
...

...
...
...

...
...
...

...
...
...

...
...
...

40.8
41.9
49.8

27.3
28.6
30.8

-0.2
-0.2
-0.2

[S II](6730.82 Å)

3.1
10.4
42.2

2009 01 15
2008 03 19
2009 02 10

...
...
...

...
...
...

...
...
...

...
...
...

...
...
...

...
...
...

44.2
44.5
44.6

31.7
26.7
32.5

-0.4
-0.5
-0.4

He I
(7065.19 Å)

3.1
10.4
42.2

2009 01 15
2008 03 19
2009 02 10

...
...
...

...
...
...

...
...
...

-0.5
-2.3
2.4

34.5
26.2
28.1

-0.4
-0.5
-0.5

...
...
...

...
...
...

...
...
...

OI
(8446.36 Å)

3.1
10.4
42.2

2009 01 15
2008 03 19
2009 02 10

...
-42.1
...

...
61.3
...

...
-1.5
...

...
...
...

...
...
...

...
...
...

8.8
13.5
18.8

120.2
106.1
121.2

-3.7
-2.1
-5.5

Ca II
(8498.02 Å)

3.1
10.4
42.22009 01 152008 03 19
2009 02 10-1.0
-36.3
-18.4

60.0
51.1
41.4

-0.9
-0.6
-0.6

6.6
-1.3
5.9

8.5
20.9
20.2

-0.1
-0.5
-0.7

42.0
62.8
25.7

164.8
163.6
94.1

-1.7
-0.6
-4.1

Notes. The listed entries are: line with laboratory wavelength, slit PA,observing date, and for each individual component the velocity at theline peak, the FWHM, and EW. The laboratory wavelengths are takenfrom the NIST database (http://physics.nist.gov/asd3, Ralchenko et al.
2011). The epochs are listed in the order of increasing slit PA, as in
Table 3, for clarity.

・The simulation of molecular clouds formation in the Milky Way	

S.A. Khoperskov, E.O. Vasiliev, A.M. Sobolev and A.V. Khoperskov
ー銀河系の分子雲形成を3D流体計算でシミュレートをした
ーー水素分子化学反応、冷却過程、加熱過程を考慮
ーー広域の重力ポテンシャルは星バルジ、２つと４つの腕構造、星ディスク、ダークハローで与え、ガス成分の自己重力を考慮したーーこのモデルで腕のガス雲は、share and wiggle不安定星で形成され、t>100Myr後に分子雲となるーーt~100-300Myrで、分子雲は階層構造を形成し、100pcかそれ以上の大きさで密集するーーシミュレートで得られた分子雲の物理的特性を解析し、mass-spectrumの用なʻmass-sizeʻ関係と速度分散の統計的な分布が、銀河系で観測されているものと近いを示す
ーーシミュレーションで得られたガスの分布のl-v(銀経ー視線速度)図は、観測されたものと似ていて、銀河系の分子リングに似ている外観を持った構造を示す
ーーこのシミュレーションでこの構造が見られたことは、腕(~3-4pc)とバーからの放射の重ね合わせで説明できる

・Protostellar Accretion Flows Destabilized by Magnetic Flux Redistribution	

Ruben Krasnopolsky, Ruben, Zhi-Yun Li and Hsien Shang
ー磁場を含めた星形成の3Dシミュレーションーー磁場がすべて中心星に引きづり込まれると、観測されている値よりも大きくなってしまうʻ磁束問題ʼ
ーーこれは原理的にnon-ideal MHD効果を通じて経穴することができるーー(軸対象な)二次元計算で、ambipolar diﬀusionにより磁束を外に輸送することができる
ーこのような軸対象な原始星降着流を、3D計算すると方位角方向に磁気交換不安定星のため安定でないことを示す
ーーこの不安定星は中心に入る物質からの磁束の再分配により駆動されているーーそれは、星形成のprestellar段階から原始星の質量降着段階への移行時の発達を開始する
ーー後の段階で、以前に想定されていたよりも無秩序であるフィラメント上の降着流になる
ーー移流による磁束の外への効率的な輸送は、半径の小さいところで磁場の強度は下げ、回転円盤の形成
ーー＝＞でも、我々の3D計算では円盤は形成できなかったーーー原始星降着流は磁場再配分の不安定星で形成されているーーーこのような環境下で円盤はどうできるか不明である（できない）