SFN 321 No. 20-29 西合 一矢 (国立天文台)

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20. “Measuring the magnetic field of young stars using iSHELL observations: BP Tau and V347 Aur”
Christian Flores, Michael S. Connelley, Bo Reipurth and Adwin Boogert
21. “Origin of the PN molecule in star-forming regions: the enlarged sample”
F. Fontani, V.M. Rivilla, F.F.S. van der Tak, C. Mininni, M.T. Beltran, and P. Caselli
22. “H2 ortho-para spin conversion on inhomogeneous grain surfaces”
Kenji Furuya, Yuri Aikawa, Tetsuya Hama and Naoki Watanabe
23. “Structure and kinematics of the Taurus star-forming region from Gaia-DR2 and VLBI astrometry”
P.A.B. Galli, L. Loinard, H. Bouy, L. M. Sarro, G.N. Ortiz-Leon, S.A. Dzib, J. Olivares, M. Heyer , J. Hernandez, C.
Rom«an-Zuniga, M. Kounkel and K. Covey
24. ”Linking planetesimal and dust content in protoplanetary disks via a local toy model”
Konstantin Gerbig, Christian T. Lenz, and Hubert Klahr
25. ”Chondrule Formation by the Jovian Sweeping Secular Resonance”
Munan Gong, Xiaochen Zheng, Douglas N.C. Lin, Kedron Silsbee, Clement Baruteau, Shude Mao
26. ”Close-in giant-planet formation via in-situ gas accretion and their natal disk properties”
Yasuhiro Hasegawa, Tze Yeung Mathew Yu, and Bradley M. S. Hansen
27. ”How first hydrostatic cores, tidal forces and gravo-turbulent fluctuations set the characteristic mass of stars”
Patrick Hennebelle, Yueh-Ning Lee and Gilles Chabrier
28. ”First sub-arcsecond submillimeter-wave [C I] image of 49 Ceti with ALMA”
Aya E. Higuchi, Kazuya Saigo, Hiroshi Kobayashi, Kazunari Iwasaki, Munetake Momos, Kang Lou Soon, Nami Sakai,Masanobu Kunitomo, Daisuke Ishihara and Satoshi Yamamoto
29. ”L1495 Revisited: A PPMAP View of a Star-Forming Filament”
A.D.P. Howard, A.P. Whitworth, K.A. Marsh, S.D. Clarke, M.J. Griffin, M.W.L. Smith and O.D. Lomax
30. ”Nobeyama 45 m Mapping Observations toward Orion A. II. Classification of cloud structures and variation of the13CO/C18O abundance ratio due to far-UV Radiation”
Shun Ishii, Fumitaka Nakamura, Yoshito Shimajiri, Ryohei Kawabe, Takashi Tsukagoshi, Kazuhito Dobashi, Tomomi
Shimoikura1

2019年 10月10日 西合 SFN 321 #23

Structure and kinematics of the Taurus star-forming region from Gaia-DR2 and VLBI astrometry
P.A.B. Galli, L. Loinard, H. Bouy, L. M. Sarro, G.N. Ortiz-Leon, S.A. Dzib, J. Olivares, M. Heyer,
J. Hernandez, C. Roman-Zuniga, M. Kounkel and K. Covey
Accepted by A&A https://arxiv.org/pdf/1909.01118.pdf
おうし座星形成分子雲に付随する若い星の運動・距離構造をGaia space mission DR2とVLBIの最新の結果を用いて調べ、それらが21個のクラスター構造に分けられること、極めて分子ガスとの視線速度の相関が良いことを示した。
サンプル•
牡牛座分子雲領域•
Gaia space mission DR2 (第２回data release)、またはVLBIカタログ•若い< 10Myの星 (2MASSカタログとcross-match)=> 411 stars (うち、精度よく値が決まっている 248stars を解析に使用)
精度: parallaxes 0.1 mas以上、 proper motion 0.1 mas/yr 以上

Fig1. Gaia DR2とVLBI (GOBELINS project)の年周視差 𝜛 (mas)の相関。青はsingle star, 赤はbinaryFig2. Gaia DR2とVLBI (GOBELINS project)の固有運動(mas/yr)の相関。青はsingle star, 赤はbinary

Gaia-DR2 and VLBI
284 starsの年周視差と固有運動を階層的クラスター解析(HMAC)=> 21 clustersになった。
L1495 (cluster#7)とB213 - B216(cluster #8) は空間的には近いが距離が異なるためにcluster解析では異なる幹にある(下のマゼンタで囲った）。

Fig.4 284の星の空間分布 +AV map (Dobashi et al. 2005)

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Fig. 3 クラスター解析(階層構造）

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Gaia-DR2 and VLBI

Fig. 5 各クラスターの年周視差・固有運動分布

Fig. 7 L1495 (cluster#7)とB213 - B216 (cluster #8) 領域

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Fig. 8 Heiles Cloud 2領域 cluster #10 - #18
Heiles Cloud 2領域 にあるCluster #14 とCluster #15は空間的にはover lapしているが、運動が少し異なるクラスターとして認識される。
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Gaia-DR2 and VLBISkip (参考）Fig. 6 Cluster#1 - #5 領域

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Fig. 8 Cluster#19 - #21 領域

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Gaia-DR2 and VLBI

全体の内部運動の解析• 牡牛座全体でのExpansion (contraction) 速度は見られない 0.0 ± 0.1 km/s。
ó radial motionはランダム運動に起因。
• Rotation 速度が存在 1.5 ± 0.1 km/s （ただし全体の速度分散2.7km/sに比べたら小さい)クラスターの間の距離は4pc 〜50pc (平均25pcでありこれはcrossing time 数Myrに相当)

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Gaia-DR2 and VLBI

若い星たちとcloudの視線速度は良い相関を示す

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2019年 10月10日 西合 SFN 321 #27

How first hydrostatic cores, tidal forces and gravo-turbulent fluctuations set
the characteristic mass of stars
Patrick Hennebelle, Yueh-Ning Lee and Gilles ChabrierAccepted by ApJ http://arxiv.org/pdf/1908.07250
３次元高解像度シミュレーション(ARM, MHD)を用いて、IMFが、dustのopacity limitや潮汐力などの局

FHSC and characteristic mass of stars

321 #27

つまり、Mass peak = 0.1-0.2M8、質量関数のベキ〜M-0.75
これは過去の研究と一致(paper I, II)

Fig. 2 Run 1, Run2の質量関数の時間進化(Mは降着ガス質量 M8)生成された全sink particle数はそれぞれ762と723個。

付近(140au, 240au)に他のparticleがあるときは生成しないというテスト

近くでのsink生成を手で止めると質量peakが大きくなる(1 制限なし、 1a 140au 以内, 1b 240以内でのsink生成禁止) 。
=> 最も近い分裂片が質量降着を妨げることで質量( ピーク）が大きくなることをデモンストレートしている。
=> 質量関数の決定メカニズは知るには、最も近い分裂を起こしている物理状態を明らかにする必要がある。

Fig. 4 sink particle生成の基準を変更(実線 M=150M8, 点線 M =50M8)
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FHSC and characteristic mass of stars
Age = 1000yrにおけるsink周辺の物理状態（緑は１σ分布）- Top panel : 平均密度分布
Singular Isothermal Sphere(青線）の7-10倍の係数のr-2ベキ分布- Middle panel: Mach数- Bottom panel: Density PDF
２つの青線は<800au、<240auでのPDF。
赤はlognormal( σ2 = ln[ 1 + b2 M2]ただし、M=6, b=0.8。

- 密度がSISの係数分布であるので2019/10/1110

2019年 10月10日 西合 SFN 321 #28

First sub-arcsecond submillimeter-wave [C I] image of 49 Ceti with ALMA
Aya E. Higuchi, Kazuya Saigo, Hiroshi Kobayashi, Kazunari Iwasaki, Munetake Momos, Kang Lou Soon, Nami Sakai, Masanobu
Kunitomo, Daisuke Ishihara and Satoshi Yamamoto
Accepted by ApJ https://arxiv.org/pdf/1908.07032
49 CetiのDebris disks のALMA Band 8観測による[C I] 3 P1 –3 P0 emission観測。過去のCO(3-2)観測と比較すると、[C I]/CO(J=3–2)比が円盤外縁部で高くなってることがわかった。これはinterstellar UV radiationfiがCO乖離を起こしている結果と思われる。
49 Ceti• 近傍(d = 57±0.3 pc)のほぼedge-on debris disks を持つA型星• 年齢 = 12 – 50 Myr、星質量 = 2.1 M8• 半径~100auのリング状のダスト・CO分布 （過去のALMA観測）
過去のASTE 10 m観測にて[C I] 3P1–3P0 emissionが検出されている。
そのCOとline profileが似ているため、COとCが共存していると思われるが、空間分解できていない。
今回、ALMAにより、詳細なCIの分布を観測しCOと比較した。
Fig1. 49 CetiのALMA観測結果(a)今回のBand 8ダスト連続波イメージ、(b) 今回のBand 8 [CI]イメージ、(c) 過去のALMA観測のCO mom 0 map
非常に強いCI emissionが観測され、大まかにはダストやCOと同じようなリング状の分布であった。

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49 CetiFig. 3長軸方向のCI, CO, ダスト強度分布

Fig. 4長軸方向のCI/CO比分布

わずかに円盤外縁部(r ~ 200au)付近で、CIとCOの空間分布が異なっており、CI/CO比で高くなっている。
=> 中心星の影響とは考えにくく、おそらく外部からの星間UV放射が円盤のCOを乖離していると思われる

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