2013 星形成ゼミ星形成ゼミ速報
The Star Formation Newsletter No. 250 (10 Oct. 2013) p30-

西合一矢
はじめに、MYStIX (Massive Young Star-Forming Complex Study in Infrared and X-ray) survey project• 銀河面にある20の大質量星形成領域(d<4kpc)をサーベイ• X-ray: Chandra + 赤外:UKIRT + 中間赤外:Spitzer + α• 若い星とX線天源(faintなものも含む）カタログを作成（>14,000sources)

The MYStIX Wide-Field Near Infrared JHK Data: Optimal
Photometry in Crowded Fields

1R. R. King, Tim Naylor, Patrick S. Broos, Konstantin V. Getman and Eric D. Feigelson
Accepted by Astrophysical Journal Supplements (MYStIX issue)※本当のタイトル“THE WIDE-FIELD NEAR INFRARED DATA: OPTIMAL PHOTOMETRY IN CROWDED FIELDS”

MYStIX projectのうち、赤外のJHKマップからimaging photometryをするパイプラインを作る箇所。その際、星が混んでいる領域での星のphotometryをより正確に実施する方法を論じた論文
Photometryの際に、FWHMよりも大きな領域を取りすぎるとノイズが入り込む。小さすぎても正しい値とならない。

左図:optimal photometry
cripping半径の外側はPixel noiseで重みづけして積分(see Naylor 1998)。
=> 0.8FWMHで数%までresamplingノイズを落とせる。

MYStIX survey領域にある11集団的星形成領域をUKIRTのWFCAMで観測して、上記の方法でphotometryした。
その結果の例が図4。
Color-color図： 黒点はX線対応天体、緑線がt=5Myr.2A supersonic turbulence origin of Larson’s laws
Alexei G. Kritsuk, Christoph T. Lee, and Michael L. Norman
Accepted by MNRAS
Larson’s scaling lawの起源を定量的に明らかにした。自己重力の有無にかかわらず、多相ガス・MHD・乱流ガスの数値シミュレーション結果はLarson’s Lawを定量的に再現した。

Larson’s first Law
velocity dispersion σ ∝ R^0.5

Larson(1981) (see also Myers 1993)

数値計算• ENZO codeを用いた。AMR code、自己重力 on/off、磁場 on/off• Multi-phase gas: CNM, WNM, HI (FUV back ground)• 3つのHD、3つのMHD計算• L=200pc～L=5pcの計算ボックス(周期境界)に大きな波長の乱流(M=6)を注入する(Mac Low1999)結果• 自己重力 の有無にかかわらずΔVの空間スケール分布は同じ結果• 多相・MHDモデルでは、縦横Solomon et al. 1987

3A Massive Young Star-Forming Complex Study in Infrared andX-ray: X-ray Sources in Ten Star Forming Regions
Michael A. Kuhn, Konstantin V. Getman, Patrick S. Broos, Leisa K. Townsley and Eric D. Feigelson
Accepted by Astrophysical Journal Supplements (MYStIX issue)
MYStIX projectのうち、X線天源をリストアップ。さらに星と星でない天体(Extragalactic Source, ForegroundSource, Background Source)を分類する箇所。

Trifid Nebulaの例

HI column densityと分子雲比較

Field starのモデルと分子雲分布比較

X線color-magnitude diagram (Lagoon Nebula)- 黒丸が星- Extragalactic, Foreground, and Background Source

Massive Young Star-Forming Study in Infrared and X-rays:
Mid-Infrared Observations and Catalogs
Michael A. Kuhn, Matthew S. Povich, Kevin L. Luhman, Konstantin V. Getman, Heather S. Busk and Eric D.
Felgelson
Accepted by Astrophysical Journal Supplements (MYStIX issue)
MYStIX projectのうち、Spitzer IRAC (3.6, 4.5, 5.8, 8.0 micron)のphotometryとcontamination

5Schmidt’s Conjecture and Star Formation in Molecular Clouds
Charles J. Lada, Marco Lombardi, Carlos Roman-Zuniga, Jan Forbrich, and Jo˜ao F. Alves
Accepted by ApJ
銀河内の４つのGMCそれぞれに対して、Schmidt‘s conjecture（星形成率とガス密度のベキ乗関係）を調べた。我々の結果は、観測されているいわゆるSchmidt’s Lawは物理的な理由により成り立っているのではなく、空間分解不足により現れる関係であることを示している。

Protostellar Surface Densityと減光を用いて、Schmidt’s則を表すと、※減光について星形成が起こる閾値があるとする。

Orion AのSchmidt’s Law

GMC単独でGlobalにSchmidt’s lawを調べると、成り立っていない

Ak>～0.8magで星形成、β～2.2?

GMCの面密度はほぼ一定(～>2mag)
面積考慮しない議論はダメ？

6Collapse of Turbulent Cores and Reconnection Diffusion
M. R. M. Le˜ao, E. M. de Gouveia Dal Pino, R. Santos-Lima and A. Lazarian
Accepted by Astrophysical Journal
乱流による磁場散逸過程であるturbulent reconnection diffusion (RD)を調べた。これは、Subcriticalcloudをsuper-criticalにさせるため重要である。我々の結果は、その過程が初期条件に非常に敏感であることを示している。
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3D MHD simulation, isothermal, 周期境界、自己重力L = 3.25pc, 初期は一様密度、β = 3.0, 1.0.0.3
Reconnection diffusion time: tdiff = l^2 / η
ηは固定する

赤が初期値、黒が最終値

7L1448-MM observations by the Herschel Key program, “Dust, Ice,and Gas In Time”(DIGIT)
Jinhee Lee, Jeong-Eun Lee, Seokho Lee, Joel. D. Green, Neal J. Evans II, Minho Choi, Lars Kristensen,Odysseas Dionatos, Jes K. Jørgensen, and the DIGIT teamAccepted by ApJS
顕著なoutflow活動があるClass 0 protostar L1448-MMをHershel/PACSで観測した。CO, OH, H2Oと[OI]が検出され同定された。Non-LTE解析の結果、おそらくshock起源であるT>1000K以上の環境が示唆された。

RADEXを用いたLVG解析より一部のH2O、COガスはT>1000Kの環境にあることが示唆される(Table3)。たぶんShock。

8The state of globular clusters at birth: emergence from the gasembedded phase
Nathan Leigh, Mirek Giersz, Jeremy Webb, Arkadiusz Hypki, Guido De Marchi, Pavel Kroupa and Alison Sills
Accepted by MNRASOur GalaxyのGlobular Clusterには、中心集中しているものは星のMass Function(MF)がsteepであり、逆に中心集中度が低いものはMFが平たいという特徴がある（De March, Paresce, & Pulone 2007)。
これが普遍的な初期状態から動的に生じること、あるいは進化の初期段階でそのように進化することを示すことができる。
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Monte-CarloとN-body(NBODY6)を組み合わせたMOCCSA codeを用いて計算した。
Soft/hard binaryの効果あり
N=1,800,000, 300,000, 200,000 ,,,, のN体、などいくつかの異なる条件、初期条件で計算(Table1)
初期のIMFは、Kroupa (2008)のIMFを採用 α12Gyrまで計算
中心集中度は ch = log(rh/rc)
rhはtidal radius(～大きさ), rcはコア半径

赤い中抜き○は観測値

9The binary fractions in the massive young Large Magellanic
Cloud star clusters NGC1805 and NGC 1818
Chengyuan Li, Richard de Grijs and Licai Deng
Accepted by MNRAS
HSTのWFPC2による高分解撮像を用いてLMCにあるNGC1805とNGC1818における、F-type星の連星率分布を調べた。結果、NGC1805は半径に対して連星率が低下しており、逆にNGC1818は半径に従って連星率が上昇していた。

10

Turbulent entrainment origin of protostellar outflows
Guang-Xing Li, Keping Qiu, Friedrich Wyrowski and Karl Menten
Accepted by A&A
中心星からのwindと乱流的なエンベロープとの相互作用の結果としてoutflowが生成されるモデルを考える。その際、動圧とKH不安定を考慮する。結果として生成されるoutflowはコーン状の形状となり、流量は乱流速度と年齢に依存する。またoutflowの速度は乱流速度の数倍になることができる。OpeningAngleはWindの強さで決まる。
動圧のつり合い形状

質量、運動量保存
不安定層でのentrainment

Windのパラメータ