• Star Formation Newsletter No.307 #11-20: 長谷川 大空

11. Radial velocity survey of spatially resolved young, low-mass binaries

12. Expanding CO Shells in the Orion A Molecular Cloud

13. Herschel Observations of Protoplanetary Disks in Lynds 1641

14. Detection of Photospheric Features in the Near-Infrared Spectrum of a Class 0Protostar
15. Evidence for the start of planet formation in a young circumstellar disk

16. The nitrogen isotopic ratio of HC3N towards the L1544 prestellar core
17. The chemistry of phosphorus under energetic phenomena

18. A subarcsecond ALMA Molecular Line Imaging Survey of the Circumbinary,Protoplanetary Disk Orbiting V4046 Sgr

19. Discovery of a planetary-mass companion within the gap of the transition disk around
PDS 7020. A Parsec-scale Bipolar H2 Outflow in the Massive Star Forming Infrared Dark CloudCore MSXDC G053.11+00.05 MM1

概要：
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原始惑星系円盤でのダストの成長についてはこれまで、
age > 2 Myrの、海王星(~0.05 MJ)ほどの質量の原始惑星系に対する、ダストの熱放射の観測を通じ考えられてきた惑星形成がもっと早い段階から始まる可能性を示唆されていた

TMC1Aという、若く(0.1 Myr)低質量(~ 1MSun)のprotostarが持つ100 auの円盤について、ALMAにより1.3 mmの電波及びCO輝線(13CO, C18OのJ=2-1)で観測を行った• その結果円盤の内側~15 auでは13CO, C18O輝線が観測されず( mmサイズのダストによるshieldingにより説明できる• 巨大惑星の形成に十分な量のダストが存在••

惑星形成が若い段階から始まることがわかった)

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13CO, C18O

C18O輝線の分布とモデルによる再現
青: 2‒4.5 km s-1
赤: 8‒10.5 km s-1
灰: ダストの連続波
amax: ダストのサイズ.

(a) 観測結果(b) Disk mass = 0.01 MSun(c) Disk mass = 0.5 MSun(d) Large grains (1 mm)(e) Flat, cold disk

中心星の質量 = 0.4‒0.8 MSun
ガスの質量 ≥ 0.03‒0.07 MSun
• (b), (c): 1 μmのダストを考えると観測の再現にはMdisk > 0.2 MSun必要.
円盤は不安定. その結果できるような非軸対称な構造は見られない• (d): mmサイズのダストによる吸収として、分子輝線が中心星周囲15 auに見られないことを説明可能.
• (e): 成熟したClass II天体に見られるようなFlat, cold diskを仮定しても説明可能だが、TMC1Aのような若く、降着が続くmassiveなdiskとはThermal structureが合わない
TMC1AのCO輝線の各速度成分の分布.
• 中心星周囲15 auにはCO輝線観測されず.
• Foregroundの成分による吸収で説明するのは難しい••

以上より、mmサイズのダストによるshieldingにより説明されることがわかった~0.1 Myrでmmサイズのダストができる、というのは最近のダスト成長モデルと合致

概要：

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Young Moving Groups (YMGs)の年齢の同定は信頼性が高い
中には年齢の不確かさが大きいYMGsも存在Ø 質量の不確かさの原因として支配的なので、正確な年齢の同定が重要低質量M-dwarfの多重星系は正確な年齢同定に有用
Ø M-dwarfは前主系列の時期が~100 Myrほどあり、mass-luminosity trackに従い進化していくので正確な年齢の同定が可能
Dynamical massのようなモデルに依存しない量と、luminosityの関係性を使うとより厳密に年齢を同定できる
radial velocity (RV)解析がDynamical mass及び軌道要素の決定に有用•29個のターゲットに対しRV surveyを行った•

その中で、これまでsingle starと思われてきたもののうち数天体が連星であることがわかった
Ø 連星をsingle starと間違えると、間違った年齢が導かれてしまうØ これらの系は実際には古い系だったが、未発見のtight pairによってX線の放射が起こり、あたかも若い系であるかのように見えていたことがわかった•

また、Low-mass binaryについて、まだ発見されていない連星が存在する確率を調べた
Ø 観測点が少ないと連星をsingle starと間違える可能性が高いということがわかった•••

• RV survey:
Ø ESO-MPG 2.2m telescope (La Silla Observatory)のFiberfed Extended Range OpticalSpectrograph(FEROS: 3500‒9200Åの範囲をカバーするエシェル分光計)を用い観測(Sept. 2014‒Oct.
2015)Ø 精度: ~ 0.3 km s-1• 2MASS J05301858-5358483 (J053018):
Ø AB Dorに属するM3.0 + M4.0+ M6.0の3重星系と考えられていた





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Separationの小さい(~0.2ʼʼ) M3.0+M4.0のpairについてRVを測定→single starと思われていたM4.0が、BとCの連星(M4.0 + M5.0)と判明

BとCのpairについて、回転周期とRVのsemi-amplitudeをfit→P = 3.4 days, K = 84.6 km s-1

• 2MASS J05301858-5358483 (J053018)はAB Dor YMGに属するか?
• 属すると考えるとStatistical distance = 2.5 0.8 pc• 一方、photometric distance = 23 9 pc (Jansonet al. 2012)• X線放射があるために、 AB Dor YMGに属すると考えられていた• B, Cのtight pairの回転に伴いX線が放射されていて、若い系に見えているだけではないか?
→Hα輝線を確認したところ、Aからは輝線が出ていな
かった• Tight pairが存在することで、実際には古い系があたかも若い系に見えていた

Hα輝線の分光観測• 未発見のtight pairの存在がcontaminationの原因となりうる• Tight pairは大きな速度差を持つため、基本的にはRV観測で見落とすことはないが、系のinclinationによっては見落とす可能性がある• Tight pairを見落とさないためには観測点を多くとることが重要