SFN	  286	  No.26-­‐30	  	2016/12/16	  担当 原田遼平	

• Large-­‐scale	  magne9c	  ﬁeld	  in	  the	  accre9on	  discs	  of	  young	  stars:	  the	  inﬂuence	  of	  magne9c	  diﬀusion,	  buoyancy	  and	  Hall	  eﬀect	  • The	  Gould’s	  Belt	  Distances	  Survey	  (GOBELINS)	  III.	  Distances	  and	  structure	  towards	  the	  Orion	  Molecular	  Clouds	  • Orion	  revisited	  III.	  The	  Orion	  Belt	  popula9on	  • Protostellar	  OuXlows	  and	  Radia9ve	  Feedback	  from	  Massive	  Stars.	  II.	  Feedback,	  Star	  Forma9on	  Eﬃciency,	  and	  OuXlow	  Broadening	  	  • The	  JCMT	  Gould	  Belt	  Survey:	  Dense	  Core	  Clusters	  in	  Orion	  A	  	  Large-­‐scale	  magne9c	  ﬁeld	  in	  the	  accre9on	  discs	  of	  young	  stars:	  the	  inﬂuence	  of	  magne9c	  diﬀusion,	  buoyancy	  and	  Hall	  eﬀect	  S.	  A.	  Khaibrakhmanov1,2⋆,	  A.	  E.	  Dudorov2†,	  S.	  Yu.	  Parfenov1‡,	  and	  A.	  M.	  Sobolev1	  	  hbp://arxiv.org/pdf/1609.03969	  	  Abstract	
We	  inves9gate	  the	  fossil	  magne9c	  ﬁeld	  in	  the	  accre9on	  and	  protoplanetary	  discs	  us-­‐	  ing	  the	  Shakura	  and	  Sunyaev	  approach.	  The	  dis9nguishing	  feature	  of	  this	  study	  is	  the	  accurate	  solu9on	  of	  the	  ioniza9on	  balance	  equa9ons	  and	  the	  induc9on	  equa9on	  with	  Ohmic	  diﬀusion,	  magne9c	  ambipolar	  diﬀusion,	  buoyancy	  and	  the	  Hall	  eﬀect.	  We	  con-­‐	  sider	  the	  ioniza9on	  by	  cosmic	  rays,	  X-­‐rays	  and	  radionuclides,	  radia9ve	  recombina9ons,	  recombina9ons	  onto	  dust	  grains,	  and	  also	  thermal	  ioniza9on.	  The	  buoyancy	  appears	  as	  the	  addi9onal	  mechanism	  of	  magne9c	  ﬂux	  escape	  in	  the	  steady-­‐state	  solu9on	  of	  the	  induc9on	  equa9on.	  Calcula9ons	  show	  that	  Ohmic	  diﬀusion	  and	  magne9c	  ambipolar	  diﬀusion	  constraint	  the	  genera9on	  of	  the	  magne9c	  ﬁeld	  inside	  the	  ‘dead’	  zones.	  The	  magne9c	  ﬁeld	  in	  these	  regions	  is	  quasi-­‐ver9cal.	  The	  buoyancy	  constraints	  the	  toroidal	  magne9c	  ﬁeld	  strength	  close	  to	  the	  disc	  inner	  edge.	  As	  a	  result,	  the	  toroidal	  and	  ver-­‐	  9cal	  magne9c	  ﬁelds	  become	  comparable.	  The	  Hall	  eﬀect	  is	  important	  in	  the	  regions	  close	  to	  the	  borders	  of	  the	  ‘dead’	  zones	  because	  electrons	  are	  magne9zed	  there.	  The	  magne9c	  ﬁeld	  in	  these	  regions	  is	  quasi-­‐radial.	  We	  calculate	  the	  magne9c	  ﬁeld	  strength	  and	  geometry	  for	  the	  discs	  with	  accre9on	  rates	  (10−8	  −10−6)	  M yr−1.	  The	  fossil	  mag-­‐	  ne9c	  ﬁeld	  geometry	  does	  not	  ⊙	   We	  construct	  the	  synthe9c	  maps	  of	  dust	  emission	  change	  signiﬁcantly	  during	  the	  disc	  evolu9on	  while	  the	  accre9on	  rate	  decreases.	  
polarized	  due	  to	  the	  dust	  grain	  alignment	  by	  the	  magne9c	  ﬁeld.	  In	  the	  polariza9on	  maps,	  the	  ‘dead’	  zones	  appear	  as	  the	  regions	  with	  the	  reduced	  values	  of	  polariza9on	  degree	  in	  comparison	  to	  those	  in	  the	  adjacent	  regions.	

Conclusion	• 降着/原始惑星系円盤の磁場を調査	  • 宇宙線、X線、放射性再結合、塵粒子への再結合、および熱イオン化によるイオン化を考慮する。	  
• buoyancy	  and	  the	  Hall	  eﬀectのディスク円盤の磁場に及ばす影響を調査	  • 我々の計算は、buoyancyがトロイダル磁場生成を制限することを示す	  • ホール効果はcentrifugal	  wind	  launching	  の可能性を決める重要な要素	  • 異なる降着率を持つ磁場の形状と強度を計算	  • 磁場の形状は降着速度に大きく依存しない	  • 磁場強度は進化の間で減少する(0.1	  Gs	  protostellar	  disc,	  0.01	  Gs	  proto-­‐	  planetary	  disc)	  • 偏向されたダスト放射の合成図をつくった	  • 偏向マップで ‘dead’	  ゾーンは隣接する領域と比較して偏光度の値が小さい領域として現れる	  The	  Gould’s	  Belt	  Distances	  Survey	  (GOBELINS)	  III.	  Distances	  and	  structure	  towards	  the	  Orion	  Molecular	  Clouds	  	  Marina	  Kounkel1,	  Lee	  Hartmann1,	  Laurent	  Loinard2,3,	  Gisela	  N.	  Or9z-­‐Leo	  ́n3,	  Amy	  J.	  Mioduszewski4,	  Luis	  F.	  Rodr	  ́ıguez2,5,	  Sergio	  A.	  Dzib3,	  Rosa	  M.	  Torres6,	  Gerardo	  Pech2,	  Phillip	  A.	  B.	  Galli7,8,9,	  Juana	  L.	  Rivera2,	  Andrew	  F.	  
Boden10,	  Neal	  J.	  Evans	  II11,	  Cesar	  Bricen	  ̃o12	  and	  John	  J.	  Tobin	  	  hbps://arxiv.org/pdf/1609.04041	  • オリオンの星形成はAとBの2つの分子雲に集中しており、オリオンAのオリオン星雲クラスター（ONC）やL1641、オリオンBのNGC	  2023/2024、NGC	  2068/2072、L1622などがある	  • 	  main	  cloudのクラスターに加えて、OB1bサブアソシエーショ
ンにはσ	  Oriのような非常に若い星をもつグループがある	  • これまで距離測定の多くの試みがなされてきた	  • Mentenによって測定された距離は、現在、標準的であると考えられているが、4星の小さなサンプルに基づいてONCの中央領域内にある。	  
• Orion	  Complexは100PCに跨っているので、クラウドの異なる領域が異なる距離をもっているかもしれない	  • 本論文ではOrion	  Complexに向けて同定されたYoung	  Stellar	  Objects（YSOs）の恒星視差の電波VLBI観測を発表する	

λ	  Ori	  ring	Obs.	  • 2014年から2016年の2年間	  • 5GHz	Fig.	  1	  	ﬁg	  5	Fig.	  4	  Best	  ﬁts	  for	  the	  data.	
• 視差とproper	  mo9onをフィットするためにIDLルーチンMPFIT（Markwardt	  2009）を使用	  • VLBAで36個のYSOを同定	  • うち27個は3 epoch 以上で観測された	  • うち３つは連星のように見えるが、確かめるためにはさらなるモニターが必要	  • 388±5	  pc	  (Orion	  Nebula	  Cluster)	  • これはMentenによって測定された距離(414	  pc)より近い。t	  ∝	  L−3/2	  を仮定すると12%	  fainter,20%	  older	  	  • 	  428±10	  pc	  (L1641),	  388±10	  pc	  (NGC	  2068),	  ∼420	  pc	  (NGC	  2024)	  • ほぼすべての星までの距離測定値は、クラスターの平均距離と一致しています（Fig.	  5）	  • Complex全体が南方向、または銀河の回転方向に移動するように見えることは明らか（Fig.	  11)	  ﬁg	  11	

Orion	  revisited	  III.	  The	  Orion	  Belt	  popula9on	  	  K.	  Kubiak1,	  J.	  Alves1,	  H.	  Bouy2,	  L.	  M.	  Sarro3,	  J.	  Ascenso4,5,	  A.	  Burkert8,9,	  J.	  Forbrich1,	  J.	  Großschedl1,	  A.	  Hacar1,	  B.	  
Hasenberger1,	  M.	  Lombardi3,	  S.	  Meingast1,	  R.	  Ko	  ̈hler7,1	  and	  P.	  S.	  Teixeira1	  hbps://arxiv.org/pdf/1609.04948	  Intro.	  
• オリオン分子雲のforeground	  popula9onの研究	  -­‐ NGC1981の北側にあり、オリオンの星形成史	
Methods	  • 可視(SDSS)、近赤外(2MASS)、X線(XMM-­‐Newton)、中間赤外(WISE)で色-­‐色、色-­‐等級図を作った	  Fig.	  1	Results	• 約2000個のstellar	  popula9onを同定-­‐>	  Orion	  Belt	  Popula9on(OBP)と呼ぶ	  • 年齢は5Myr~10Myr	  • ε	  Oriの近くに集まっている	  Fig.4	 surface	  density	• クラウドとの相互作用の証拠がなく、全体的に減光が少ないことから、new	  popula9onあOrion	  Bの手前にある(250	  ~380	  pc)	  Blaauw’s	  sequen9al	  star	  forma9on	  scenario	
Ia	  (12	  Myr)	  ->Ib	  (10	  Myr)	  -­‐>	  Ic	  (5	  〜7	  Myr)	  -­‐>Id(1-­‐3	  Myr)	  	OBP	  がIbの	  low-­‐mass	  counterpartであるようにみえる。	  
その場合、Blaauw’s	  sequen9al	  star	  forma9on	  scenario	とは反する。	  

Fig.	  9	blue	  stream	  scenario	
• Bouy	  &	  Alves	  (2015)が提案	  • OB型星の分布が細長い大規模な構造に従う	  • Blaauwのシナリオと異なり空間的なシーケンスは必要無い	  

赤化がないことからstellar	  popula9onががdust	  shellの手前にある	

• Blaauw’s	  sequen9al	  star	  forma9on	  scenarioを排除はしないがblue	  streams	  scenarioを支持	  	  • OBP	  popula9onは他の領域よりstellar	  densityが低い。	  
• OPBがガスがなくなった後に拡大したOrion	  nebula-­‐like	  clusterである可能性を捨てることはできない	  Protostellar	  OuXlows	  and	  Radia9ve	  Feedback	  from	  Massive	  Stars.	  
II.	  Feedback,	  Star	  Forma9on	  Eﬃciency,	  and	  OuXlow	  Broadening	  	  Rolf	  Kuiper1,2,	  Neal	  J.	  Turner3,	  Harold	  W.	  Yorke3	  	  hbp://arxiv.org/pdf/1609.05208	  • 大質量原始星からのouXlowとradia9ve	  force	  feedbackの影響を評価するために、2次元軸対象radia9on-­‐hydrodynamic	  simula9onsを実行	  • 星形成効率はradia9ve	  forcesとouXlow,	  accre9on	  ratesの比に支配される	  • ouXlow,	  accre9on	  rates比の増加は3つの影響を及ぼす	  -­‐ 低光度ほどゆっくり成長し、小さいradia9ve	  feedback	  -­‐ ouXlowによって除去されたbipolar	  cavi9esが大きくなり、radia9ve	  feedbackがさらに減少する	  -­‐ より大きなmomentum	  ouXlowはエンベロープからのより多くの物質を掃き出し
protostar’s	  poten9al	  mass	  reservoirが減少	  • 比によって星形成効率が50%(weak	  ouXlow)から20%(strong	  ouXlow)まで変化する(Fig.	  4)	  • wide	  angle	  disk	  winds	  の強さを変えても星形成率は±6%しか変わらない(Fig.	  6)	  • early	  protostellar	  accre9on	  phasesではouXlow	  cavityのopening	  angle	  20◦以下のままだが、 放射圧feedbackの開始で65°まで急速に増加する。	  Fig.	  3	  	fejec−acc,	  :	  the	  ra9o	  of	  ejec9on	  to	  accre9on	  rates.	  	  fejec−acc	  =	  1,	  10,	  20,	  30,	  40,	  and	  50%(黒から紫)	  	• 最終的な恒星質量に影響を与える	

星形成効率	
ejected	  ouXlow	  mass	  	  Fig.4	
Fig.	  6	  	θ	  =	  1/30	  (red),	  1/100	  (green),	  and	  1/300	  (purple).	  
the	  strength	  of	  the	  disk-­‐wind	  component	  	  	The	  JCMT	  Gould	  Belt	  Survey:	  Dense	  Core	  Clusters	  in	  Orion	  A	  J.	  Lane1,2,	  H.	  Kirk1,	  D.	  Johnstone1,2,3,	  S.	  Mairs1,2,	  J.	  Di	  Francesco1,2,	  S.	  Sadavoy4,	  J.	  Hatchell5,	  D.	  S.	  Berry3,	  T.	  
Jenness3,6,	  M.	  R.	  Hogerheijde7	  and	  D.	  Ward-­‐Thompson8	  	  hbps://arxiv.org/pdf/1609.06366.pdf	  Intro	  • 大部分の星はクラスター環境で生まれるので、その理解は重要。	  
• 本論文の目標は、オリオンAのdense	  core	  clusterの特徴を提示し、典型的なクラスター特性の範囲を定量化すること。	  
• mass	  segrega9onは、特に高密度コアのクラス
ターでは、星形成の初期条件を理解する上で重要な要素。	  
• dense	  coreの数が多く、多様なクラスタリング環境を備えたOrion	  Aは、dense	  core	  clusterでのmass	  segrega9onを探求する理想的な実験室。	  
• JCMT	  のGould	  Belt	  Legacy	  Surveyの850	  μm	  と450	  μm	  (SCUBA-­‐2)	

Fig.	  1	  850µm	  ﬂux	  density	  	Clusetering	  • minimal	  sapnning	  ree	  (MST)	  methodを使用	  • クラスターを示す相対的に高密度のところを選び出すことができる	

ﬁg.	  2	ﬁg.	  3	

• 合計で11のクラスターが同定された(Fig.	  4, 5)	

ﬂux	  densityの中心(青三角)はmedian	  posi9onよりhighest	  ﬂux	  cluster	  member（黄色円)	  に近い。	  
• ー＞星形成前のmass	  segrega9on	  • MSTを使って同定されたdense	  coreのクラスターはelonga9onを示す。	  
• ー＞星形成ガスのﬁlamentaryの性質