SFN	  285	  No.21-­‐25	  	2016/10/21	  担当 原田遼平	

Magne&cally-­‐regulated	  fragmenta&on	  of	  a	  massive,	  dense	  and	  	  turbulent	  clump	  	  F.	  Fontani1,	  B.	  Commerçon2,	  A.	  Gianne[3,	  M.T.	  Beltrán1,	  A.	  Sánchez-­‐Monge4,	  L.	  Tes71,	  5,	  6,	  J.	  Brand7,	  P.	  
Caselli8,	  R.	  Cesaroni1,	  R.	  Dodson9,	  S.	  Longmore10,	  M.	  Rioja9,	  11,	  12,	  J.C.	  Tan13,	  and	  C.M.	  Walmsley1	  	  hep://arxiv.org/pdf/1608.08083	  	  Intro.	  
• 大質量星や星団は大質量の濃いクランプの重力崩壊で生まれる	  • 数値シミュレーションは磁場がfragmenta7onを制限する鍵であると示す	  • IRAS16061–5048c1	  	  -­‐ 非常に若い進化段階(COのdeple7on	  factor=12)	  -­‐ massive	  (280	  Mo),	  dense	  (N(H2)〜1.6X10	  23	  cm-­‐2)	  àmassive	  starやrich	  clusterを形成する可能性のある場所	  -­‐ 近くにmm	  clumpないàconfusionない	  Obs.	  
• ALMA	  278	  GHz	  con7nuum(0.25”の分解能)	  • total	  ﬂuxの30%をカバー	  dust	  con7nuum	

storong	week	  	• フィラメント構造に沿って多くのコアに分かれている	  • 3D数値シミュレーションを行った(Commercon	  et	  al.	  2011)	  • µ=2の方がデータをよりよく再現	  • fragmentの分布は強い磁場によって支配されているfragmenta7onと一致	  µ=(M/Φ)/(M/Φ)crit	
磁場が大質量乱流クランプのfragmenta7on	  processの重要な役割を果たす	

Fig.1	

射影面に依存することなくﬁlamentaryではない	Self-­‐gravita7ng	  disc	  candidates	  around	  massive	  young	  stars	  	  D.	  H.	  Forgan1⋆,	  J.	  D.	  Ilee2,	  C.	  J.	  Cyganowski1,	  C.	  L.	  Brogan3	  and	  T.	  R.	  Hunter3	  	  hep://arxiv.org/pdf/1608.05539	  Intro.	  
• 最近の観測で大質量原始星周りのケプラー円盤候補が発見されている	  • 大質量星周りの5つの円盤候補に対して１次元自己重力円盤モデルを行った	  G11.92-­‐0.61	  MM1	true	  disk	  mass	  	  5-­‐8Mo	  observed	  disk	  mass	  	  1.5-­‐2Mo	

fragment	  mass	

モデルが正しければdiscはfragmentの過程である(FIg1	  右下)	  -­‐>discの外側で低質量原始星を形成していることが予測される	

• ダスト連続波から観測される円盤の質量はかなり小さいかもしれないが、本当の円盤質量の多くは比較的長い波長(ミリ波)でさえ、大きな光学的厚みによって隠されている	  • 2つのケースでは自己重力円盤モデルが観測と合っている	  • 残り3つの天体は中心星からの放射によってfragmenta7onが妨げられている	  Measuring	  Magne&c	  Fields	  from	  Water	  Masers	  Associated	  with	  the	  Synchrotron	  Protostellar	  Jet	  in	  W3(H2O)	  	  C.	  Goddi1,	  2,	  G.	  Surcis3,	  4,	  L.	  Moscadelli5,	  H.	  Imai6,	  W.	  H.	  T.	  Vlemmings7,	  H.	  J.	  van	  Langevelde3,	  8,	  and	  A.	  Sanna9	  	  hep://arxiv.org/pdf/1608.02951	  Intro.	  
• 磁場によってジェットは駆動されるが、その役割を調べるための十分な空間分解能のデータがなかった	  • W3(H2O)	  - Turner-­‐Welch	  Objectはシンクロトロンジェットを出しているが大質量原始星にとってはかなり例外的	  - 強く偏光されたH2Oメーザーがある	  - 原始星のdisk-­‐jet	  systemにおける磁場の役割を調べるのに最適な天体	  • 目的は大質量原始星からのsynchrotron	  jetに沿っての磁場強度と構造を調べること	  	  Obs.	  
• W3(H2O)に向けてのH2Oメーザの偏光VLBI観測	  • リニアスケールで数十〜数百AU	Results.	  

W3(H2O)に向けてのH2Oメーザの初めての偏光VLBI観測	  148個のメーザーを同定し、34個で直線偏光を測定。10個では円偏光を検出	  直線偏光0.9-­‐	  42%(銀河系の中で最も高い)。円偏光0.2-­‐1.6%	  磁場はsynchrotron	  jetの軸に並んでいる-­‐>分子ジェットは磁場をprobするかも	  磁場と速度ベクトルとの間にはずれー＞磁場で支えられるショックが起源	  ショック速度に垂直な磁場の成分を圧縮することで、ショックは初期の磁場構成を変える	  • 磁場強度は100mG-­‐300mGー＞期待される強度	  • ショック後の磁場の情報とメーザ速度の情報を合わせてショック前の磁場強度を10-­‐20mGと見積もったー＞synchrotron	  jetとダスト偏光観測の見積もりと一致	  • pre-­‐shok	  gasにおいて磁場に平行成分と垂直成分の比は少なくとも10倍	  ー＞流速は磁力線に従う	  ••••••

Herschel/PACS	  far-­‐IR	  spectral	  imaging	  of	  a	  jet	  from	  an	  intermediate	  mass	  protostar	  in	  the	  OMC-­‐2	  region	  B.	  Gonz	  á lez-­‐Garc	  ́ıa1,2,	  P.	  Manoj3,	  D.M.	  Watson4,	  R.	  Vavrek1,	  S.T.	  Megeath5,	  A.M.	  Stutz6,	  M.	  Osorio7,	  F.	  
Wyrowski8,	  W.	  Fischer9,	  J.J.	  Tobin10,	  M.	  S	  ́anchez-­‐Portal1,2,	  A.K.	  Diaz	  Rodriguez7,	  and	  T.	  L.	  Wilson11	  hep://arxiv.org/pdf/1608.04964	  Intro.	  
• [OI]は原始星からのジェットのトレーサー	  • OMC-­‐2	  region	  in	  OrionA	  • 中質量原始星からのoutlowの[OI]研究に適している	  • 2pcの長さを持つdense	  ﬁlament	  [OI]	  63µm	  line	  map	extended	  emission	   Data.	  
component	• Herschel	  Orion	  Protostar	  Survey(HOPS)	  • CO(J=6-­‐5)	  APEX	  12m	  (9”	  resolu7on〜[OI]	  map)	  line	  -­‐	  extended	

[OI]63/[CII]158	  =1.9±0.1	  [OI]63/[OI]146	  =17±1	ne	  104	  cm-­‐3,	  T-­‐130	  K	extende	  componentはOMC-­‐2	  cloudの表面上のPDRからのemissionと一致	Image	  :	  4.5µm	
[OI]・・・jet	  4.5	  µm・・・jetによって励起されたガス	  CO・・・outlow	
red	  :	  14	  to	  30	  km/s	  blue	  :	  -­‐10	  to	  9	  km/s	

Fig.7	  	• [OI]	  jetは4.5µmとCO(6-­‐5)outlowと並んでいる	  • jet/outlowはFIR3から出ている	  • [OI]	  line	  luminosityからmass-­‐loss	  rateを計算	  • FIR4のLaccはLbolより数十倍大きい。FIR3のLaccはLbolとconsistent	  -­‐>[OI]	  jetはFIR4には付随してなく、FIR3から出ていることを強くsuggest	  Magne7cally	  self-­‐regulated	  forma7on	  of	  early	  protoplanetary	  discs	  	  Patrick	  Hennebelle1,	  Benoit	  Commercon2,	  Gilles	  Chabrier2	  and	  Pierre	  Marchand2	  hep://arxiv.org/pdf/1608.02525	  Intro.	  
• 星周円盤の形成の理解は大事だが磁場の果たす役割はよくわかっていない	  • 素朴にはコア質量、コアの回転・乱流量、磁場の強さと配置などに応じてdisk	  proper7esが広い分布を示すかもしれない	  • 初期段階のdiscはmagne7c	  brekingとnon-­‐ideal	  MHD	  eﬀectsによってかなり制限され、同じようなサイズになるという反対意見の理論的な骨組みを得た	

磁場崩壊のさまざまなタイムスケールを考慮して以下の式を得る	
(13)	
M	  : total	  disc	  plus	  protostar	  mass	  ηAD	  :	  ambipolar	  diﬀusion	  coeﬃcient	  Bz	  :	  magne7c	  ﬁeld	  in	  the	  inner	  part	  of	  the	  core	  	  • disc半径への弱い依存を示す	  -­‐-­‐>	  異なる環境下での円盤サイズのvaria7onは小さい 	  • 角運動量が保存されるならばできるであろうサイズよりかなり小さい	high	  mass	  core	
low	  mass	  core	mass	  range	  1-­‐100	  Mo	M:	  levels	  of	  turbulence,	  0.2-­‐1.2	  µ	  :	  a	  mass-­‐to-­‐ﬂux	  over	  cri7cal	  mass-­‐to-­‐ﬂux	  ra7o,	  2	  or	  5	  	  α	  :	  thermal	  over	  gravita7onal	  energy	  β	  :	  core	  rota7onal	  support,	  	  	  	  	  	  	  0.001	  -­‐0.005	  • モデルの妥当性をテストするためnon-­‐ideal	  MHD	  collapseシミュレーションを行った	  • 理論から得られる円盤半径とMHDから得られる値とを比較	  à	  factor2以下で一致