THE STAR FORMATION NEWSLETTER
No.293 - 13 May 20172017/07/14
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Dust dynamical and eviltion in HII regions. II. Effects ofdynamical coupling between dust and gas
Herschel GASPS spectral observations of T Tauri stars inTaurus
Fluorescent H2 Emission Lines from the Reflection Nebula
NGC7023 observed with IGRINSStar formation rates and efficiencies in the Galactic Centre
Interstellar extinction in Orion. Variation of the strength of theUV bump across the complex
泉奈都子

Dust dynamical and evolution in HII regions. II.
Effects of dynamical coupling between dust and gas
V.V.Akimkin et al. Accepted by MNRAS

https://arxiv.org/pdf/1705.00269

Model of expunging HII region• 先行研究 Paper I (Akimkin et al. 2015)- 異なるサイズのdust粒子がHII region内で不均一に分布するメカニズムを探る•

ため力学モデルを作成‣ Gasのdynamicsに対するdustのdynamicsの影響を考慮していない‣ Dustのサイズ分布は簡略化されていた（5Å, 30Å, 200Å, 3000Å のみ）↑Momentum transfer from dust to gasの影響
Multicomponent model of dustを新たに加えて follow-upを行った
Model- MARION model (Zeus-2D code)• Results- radiation pressure on the dust, dust drift,lug on the gas by the dust は全てexpansion HII regionを考える上で重要→ これらを考慮するとexpansion timeが短くなる- Frozen dust approximationを考えた時、星の近くにgas のcavityができる- Dust driftによってdust distributionのtwo-peak distributionがつくられる

Herschel GASP spectral observations of T Tauri stars in Taurus:
Unraveling far-infrared line emission from jets and discs
M. Alonso-Martinez et al. Accepted by A&A

http://arxiv.org/pdf/1704.04834

Provide a catalog of line fluxes in the FIR(63-190µm) for T tauri stars
located in Taurus• Samples- 76 T tauri stars of the Taurus region•‣ 38 %がmultiple systems‣ 5: Class I, 55: Class II (10 transition discsを含む), 16 Class III‣ 63/70 µm continuum emissionと[OI] 63.18 µm line flux によって outflow souce
かnon-outflow sourceに分けられている
Observation← Hershel key programme Gas inProtoplanetary System(GASPS)の一環- Telescope: Hershel / PACS
‣ 2 channel range (blue: 51-105 µm, red: 102-220 µm)‣ Spatial resolution (9.4”: 62-100 µm, 11.4”: 150µm, 13.1”: 180µm)‣ FOV: 47” × 47” (pixel: 9.4”×9.4”)

• Results- Outflow sourcesはnon-outflow sourceに比べてより明るいatomic/molecular emissionを示し、detection rate
も高い
- [OI] line emissionはjet/outflow sourcesとearlyphase（Class I, II）において明るい→ young outflow system中のshockからの寄与がdominant- [CII] 157.74 µm lineの主な寄与はおそらくdiskやその周囲のPDR emission- Molecular line emission（H2O, CO, OH）は主にoutflow systemで検出される- Disk contribution to [OI] 63.18 µm は星の進化によって変動する- Emissionは主にoutflowによるものであることが示唆されているが、 massive diskや low dust-to-gas ratio
も同様に観測されたhigh molecular line fluxesを説明することができる

Fluorescent H2 Emission Lines from the Reflection Nebula
NGC 7023 observed with IGRINS
Huynh Anh et al. Accepted by ApJ

https://arxiv.org/pdf/1609.01818

Resolving physical structure of the PDR
Nebula NGC 7023
• Reflection- Herbig B3Ve-B5 star HD 200775に照射されている- Effective temperature ~ 17000 K- Distance ~ 430 pc- PDRを調べるのに適している- 先行研究（NIR observation）も多いが、high-resolutionの分光観測は行われていない• Observation- Telescope: 2.7 m Harlan J. Smith Telescope- Instrument: Immersion Grating Infrared

Spectrograph (IGRNS)‣ Wavelength: 1.4 - 2.5 µm (H and K bands)‣ Resolving power: ~ 45000‣ Slit size: 1” × 15”

• Results- 多くのH rovibrational emission lineを検出
2• Results- 2-1 S(1) / 1-0 S(1) ratio: 0.41 - 0.56

‣ A: collisional excitation or collisional de-excitaion‣ B, C: mostly UV excited- Otho-to-Para ratio (OPR): 1.63 - 1.82
→ 検出したH2 lineはUV fluorescence- Distributions of excitation diagramより、検出した
H2 emissionはPDRからきたものと確認- Density gradientを検出→ clumpy structureの存在を示唆

Star formation rates and efficiencies in the Galactic Centre
A.T. Barnes et al. Accepted by MNRAS

http://arxiv.org/pdf/1704.03572

Investigating the lack of the star formation within the Galactic Centre
Centre (Central Molecular Zone: CMZ)
• Galactic- Galactic diskとは環境が異なる（average density, pressure, temperature,…..）- 星生成率がGalactic diskに比べて少なくとも一桁低い•↑この理由が知りたい
Low Star formation rate in the Galactic Centre- 観測のバイアスもしくは不定性によるもの‣ 銀河中心のガスの密度が想定されているものより低い ←おそらく違う‣ 星生成率の導出方法（YSO counting/ Integrated light measurements）に問題がある↑減光がコンタミによって正確に導出できていない可能性あり- 物理的な過程によるもの‣ 銀河中心の星生成はepisodicである‣ 用いている星生成モデルが間違っている↑Galactic diskのモデルを流用しているがこれが問題なのではないか

以下の3つの解釈を元に銀河中心における星生成率（効率）を調べる
1. Inconsistent star formation rate measurements,
2. episodic star formation
3. Inappropriate comparison to the predictions of theoretical star formationmodels

• Data- Spitzer, Hershel• Results- いくつかの方法を用いて導出した星生成率はほぼ一致（ within factor 2）→低い星生成率はどれか一つの導出方法によるものではない- 以上の方法は異なるタイムスケールにおける星生成率を導出するもの→ 0.1 - 5 Myr において星生成率は一定↑Episodic な星生成（タイムスケール10-20 Myr）のモデルから予想される値とも一致

• Results- 星生成モデルの比較は、パラメータが多くて現時点ではどれが正しいのか区別することができない→ Future workInterstellar extinction in Orion. Variation of the strength ofthe UV bump across the complex
Lire Beitia-Antero et al. Accepted by MNRAS

http://arxiv.org/pdf/1704.06059

Study the distribution and properties of dust in the ISM and molecular
clouds through UV and NIR relative extinction mapbump• UV- Extinction curve中に見られるbump- Small dust grain(<0.05 microns), PAH等が寄与→ Small dust grain, PAH等の分布の調査に使える• 先行研究（Gomez de Castro et al. 2015）- Star counts methods（ある減光なしの領域から期待される星の数と実際の星の数を比べる）を用いて、Bumpの強度を測定- Taurus molecular cloudsにおいて、densest partほどBumpの強度が小さいことを確認→ 大きいdust grainを示唆（高密度領域においてdust coagulationが起きる）↑Orion, Rosette cloudに対して同じ方法を適応してみる• Method- Data: NUV-GALEX, NIR-2MASS- ABump: UV Bumpの強度• Results- 先行研究と同様、高密度領域においてUV bumpの強度は小さい- Rosette cloudのように比較的遠い天体（ D=1.3 kpc）の場合、star count methodの精度が落ちる (Spectroscopyで求めたAbumpの値との比較より)↑Pixel scaleが大きくなるせい (ISM cloudの典型的なscaleが 2-5 pcに対し、Rosette cloudにおける10 arcmin pixcelは3.87pc)