SFN	  296	  No.6-­‐10	  2017/09/22
担当 原田遼平• ALMA	  Observations	  of	  the	  Protostar L1527	  IRS:	  Probing	   Details	  of	  the	  Disk	  and	  the	  Envelope	  Structures	  • Lithium	  depletion	   in	  solar-­‐like	   stars:	  effect	  of	  overshooting	   based	  on	  realistic	  multi-­‐dimensional	   simulations• The	  Young	   L	  Dwarf	  2MASS	  J11193254−1137466	   is	  a	  Planetary-­‐mass	  Binary• Dynamical	  Ejections	  of	  Stars	  due	  to	  an	  Accelerating	  Gas	  Filament• Wide	  σ Orionis	  binaries	  resolved	  by	  UKIDSSALMA	  Observations	  of	  the	  Protostar L1527	  IRS:	  Probing	  Details	  of	  the	  Disk	  and	  the	  Envelope	  Structures	  Yusuke	  Aso1,2,3,	  Nagayoshi Ohashi2,3,	  Yuri	  Aikawa4,1,	  Masahiro	  N.	  Machida5,	  Kazuya	  Saigo6,	  Masao	  Saito7,8,	  Shigehisa	  Takakuwa9,3,	  Kengo Tomida10,	  Kohji	  Tomisaka11	  and	  Hsi-­‐Wei	  Yen12	  https://arxiv.org/pdf/1707.08697.pdf

クラス0/1	  protostar L1527	  IRSをALMAで220GHzのダスト連続波およびC18O（J	  =	  2-­‐1）を分解能約0.5”で観測

Fig.	  1	  ダスト連続波

Fig.	  2	  C18O

Fig.	  5

• ダスト連続波、C18Oはoutflowに垂直で、サイズは0”.53×0”.15で原始星周りの円盤と平らなエンベロープをトレースする。
• C18Oの積分強度は、ピーク間に中心星が位置するダブルピークを示す• C18Oのp-­‐v図から得られた円盤の回転速度の半径方向プロファイルは、内側が0.50、外側が1.22のべき指数をもつ。→	  ケプラー円盤が存在• 半径〜74	  AU	  、中心原始星質量は〜0.45	  M⊙

円環平均化を行わない連続波ビジビリティに対してχ2モデルフィットを行った• 円盤とエンベロープとの間の密度ジャンプが明らかになり、円盤側に約5倍の密度• 密度ジャンプとして同定された幾何学的な円盤半径と運動学的に推定されたケプラー円盤半径と一致しており、密度ジャンプは、infall運動からケプラー運動への変換に関連している可能性がある。
• 密度ジャンプの1つの可能性は、エンベロープと円盤の境界の質量増加による等温ショック• エンベロープ内のinfall速度は、自由落下速度より約0.3倍遅くなければならない。
• 密度ジャンプに加えて、円盤はおおよそ静水圧平衡状態にあることが分かった。
• C18Oが凍結し、局所的に脱離している場合、ダストから得られたのと同じ構造をC18Oで再現することができる。

Lithium	  depletion	  in	  solar-­‐like	  stars:	  effect	  of	  overshooting	  based	  on	  realistic	  multi-­‐ dimensional	  simulations
I.	  Baraffe1,2,	  J .	  Pratt1,	  T.	  Goffrey1,	  T.	  Constantino1,	  D.	  Folini2,	  M.	  Popov2,	  R.	  Walder2	  and	  M.	  Viallet1	  http://arxiv.org/pdf/1707.09498

Introduction• 長年の理論的研究に関わらず、異なる年代のクラスターにおけるpre-­‐main	  (PMS)	   and	  main	  sequence	  (MS)	   starのリチウムの表面存在量は、解釈するのが困難• リチウムdepletionプロセスを制限する上で回転が重要な役割を果たすことを示す観測的証拠が得られている• PMSおよびMS星の対流エンベロープのベースでの安定領域における対流運動の浸透による混合を説明する物理的プロセスに基づくシナリオを提案する。
• 我々は最近、多次元の圧縮性流体力学シミュレーション（Pratt	  et	  al。2017）に基づいて、PMS星の対流エンベロープの下での混合を記述する拡散係数のための新しい形式を導いた• 本研究では、この拡散係数を1次元（1D）の恒星進化コード（Baraffe et	  al。1998）に実装し、0.85-­‐1.5M⊙におけるリチウムのdepletionへの影響を調べる。

対流層下のovershoot層の混合
Fig.	  1Fig.	  2• 太陽のリチウムの存在量は、dov〜0.30Hp-­‐0.35Hpならば誤差内で再現される。
• 対流境界での混合を伴う観測とモデルとの比較は、<	  2Gyrに対するLi	  deletionの有意な過大評価を示す(Fig.	  2)• 拡散係数、dovが、星の年齢とともに変化しなければならない• 高速回転は、overshoot層において水平混合を高める可能性がある

The	  Young	  L	  Dwarf	  2MASS	  J11193254−1137466	  is	  a	  Planetary-­‐
mass	  Binary
William	  M.	  J .	  Best1,	  Michael	  C.	  Liu1,	  Trent	  J.	  Dupuy2	  and	  Eugene	  A.	  Magnier1	  http://arxiv.org/pdf/1706.01883

Introduction• 2MASS	   J1119-­‐1137は、赤い光と近赤外の色を持ち、若い低重力のスペクトルを持つL7矮星。
• TW	  Hydrae	  Associationのメンバー• その年齢から4.3–7.6	  MJupResults• 光学撮像を用いて0”.14（3.6	  AU）の連星であることを発見• spectral-­‐type-­‐to-­‐MKMKO 関係を使って測光
距離 26.3±6.8pcと26.6±6.9pc
Fig.	  1
• 測光距離とproper	   motionを使用して、BANYAN	  IIモデルに基づく運動学的解析により、TWAメンバーシップの確率が82％• TWAの年齢10±3	  Myrとhot-­‐start進化モデルを使用した2MASS	  J11193254-­‐1137466ABは、
3.7	  +	  1.2MJupの褐色矮星の連星であり、現在までに発見された最も低質量の連星。

Discussion
2MASS	   J1119-­‐1137ABは、力学的相互作用（Reipurth＆Mikkola 2015）で放出された可能性があるが、TWAの確認されたメンバーが10°以内にないこのシナリオは棄却。
• スペクトルが類似したTWA	  L7矮星WISEA	  J114724.10-­‐204021.3を観測したが、連星の兆候は見出されなかった。
• WISEA	  J114724.10-­‐204021.3の進化モデルで得られたTeffは、2MASS	  J11193254-­‐1137466ABよりも約230K高く、そのスペクトル類似性とは異なる。
• この不一致は、WISEA	  J114724.10-­‐204021.3が2MASS	   J11193254-­‐1137466ABに非常によく似た質量と温度をもつtightな連星であるかもしれないことを示唆•• Fig.	  3は、2MASS	  J1119-­‐1137ABを、他の低重力天体およびのsubstellarcompanionと比較• 2MASS	   J1119-­‐1137ABは、L	  dwarfs	  の中で最も暗く、赤化している。
• red	  L	  dwarf	  からbluer	   T	  dwarfへの遷移し始め。
• 2MASS	   J1119-­‐1137Bは、Jバンドでは明るく、Kバンドではやや暗くなり、flux-­‐
reversal	  binary

Fig.	  3.	  視差を有する超低温矮星の色等級図• 2MASS	   J1119-­‐1137ABのflux-­‐reversalは、他の低L dwarfで見られるTeff≈1100-­‐1200Kよりもさらに低い温度でTeff≈1000±100Kで遷移を開始していることを示唆しているDynamical	  Ejections	  of	  Stars	  due	  to	  an	  Accelerating	  Gas	  Filament
Tjarda Boekholt1,2,	  Amelia	  Stutz2,	  Michael	  Fellhauer2,	  Dominik	  Schleicher2	  and	  Diego	  Matus Carrillo2

https://arxiv.org/pdf/1704.00720• オリオンAのintegral	  shaped	  filament	  (ISF）は、ガスフィラメントの振動運動を示している。
• この証拠は、ガスおよび星の運動と、フィラメントの波形状の両方に基づいており、
dynamical	  heating	  mechanism (“Slingshot”)を必要とする• 星が振動する円柱ポテンシャルの影響を受ける最初の星動力学シミュレーションでこの仮説を検証する• ポテンシャルをN体力学に結び付けることで、恒星分布に対するポテンシャルの影響を測定• このシミュレーションは、 “Slingshot”メカニズムがいくつかの厳しい観察上の制約をうまく再現できるという証拠を提供する。

Stutz	  &Gould	   2016	  Fig.	  2

Results• 最小振幅では、星の分布は、フィラメントの動きによってほとんど影響を受けない• ゆっくり動くフィラメント内では、星間相互作用によって、その分布を広げることはできない• 最大振幅では、星が直ちに放出される
Fig	  3.
小さな加速度から中間の加速度まで、指数とフィラメントの最大加速度との間には密接な関係がある。
Fig	  4.
必要な恒星密度と多重度は観測されるものよりもはるかに高いので、星間相互作用はISFの支配的メカニズムではなく、広がった恒星分布にあまり寄与しない。

Wide	  σ Orionis	  binaries	  resolved	  by	  UKIDSS
Jos	  ́e	  A.	  Caballero1,2,	  I.	  Novalbos3,	  T.	  Tobal3,	  and	  F.X.	  Miret3

http://arxiv.org/pdf/1707.00436• 近くの若いσ	  Orionis clusterは多重星に関する包括的な調査にまだ欠けている。
• 331のクラスターメンバーを調査して0.4〜4.0	  arcsecの分離角を持つ連星を18組見つけた• 18組のペアのうち、10個は物理的なペア(visual	  dobles)とみなされる。
• 10個のペアの投影された物理的距離および等級は、それぞれ180から1220auおよび0.0から3.4	  magの範囲である• 投影された物理的距離160	  – 1600	  AUの多重星の最小頻度は3.0	  +1.2-­‐1.1％• この値は他(Pleiades,	   Upper	  Scorpiusなど)と比べて小さい• 大質量星とX線星は広い二重星や三重星になる傾向があることを発見• 分光連星を含むすべての既知の多重星を考慮すると、多重星の最小頻度は約10％に増加します。これは80-­‐100の未知の多重星がσ Orionisで発見されることを意味する。
Fig.	  A1 K-­‐band	  image
physical:	  red;	  optical:	  blue	  Circles	  are	  4	  arcsec in	  radius.