SFN	  290	  No.36-­‐40	  	2017/03/10	  担当 原田遼平	

• A	  concordant	  scenario	  to	  explain	  FU	  Ori	  from	  deep	  cenBmeter	  and	  millimeter	  interferometric	  observaBons	  	  • Can	  the	  removal	  of	  molecular	  cloud	  envelopes	  by	  external	  feedback	  aﬀect	  the	  eﬃciency	  of	  star	  formaBon?	  	  • A	  study	  of	  singly	  deuterated	  cyclopropenylidene	  c-­‐C3HD	  in	  protostar	  IRAS	  16293-­‐2422	  	  • THE	  FIRST	  40	  MILLION	  YEARS	  OF	  CIRCUMSTELLAR	  DISK	  EVOLUTION:	  THE	  SIGNATURE	  OF	  TERRESTRIAL	  PLANET	  FORMATION	  	  • Ou\lows,	  infall	  and	  evoluBon	  of	  a	  sample	  of	  embedded	  low-­‐mass	  protostars	  A	  concordant	  scenario	  to	  explain	  FU	  Ori	  from	  deep	  cen5meter	  and	  millimeter	  interferometric	  observa5ons	  	  Hauyu	  Baobab	  Liu1,	  Eduard	  I.	  Vorobyov2,3,	  Ruobing	  Dong4,	  Michael	  M.	  Dunham5,	  Michihiro	  Takami6,	  Roberto	  Galván-­‐Madrid7,	  Jun	  Hashimoto8,	  Ágnes	  Kóspál9,10,	  Thomas	  Henning10,	  Motohide	  Tamura8,11,12,	  Luis	  F.	  
Rodríguez7,	  Naomi	  Hirano6,	  Yasuhiro	  Hasegawa13,	  Misato	  Fukagawa14,	  Carlos	  Carrasco-­‐Gonzalez7,	  and	  Marco	  Tazzari	  	  hhps://arxiv.org/pdf/1701.06531	  • FU	  Ori周りのディスクのプロパティを約25auの解像度で制限すること	  • JVLAを使用して、29〜37GHzでFU	  Oriを分解	  • JVLA	  8-­‐10GHz、SMA	  224GHzと272GHz観測と、スペクトルエネルギー分布（SED）を得るためのALMA	  346GHz観測と比較した。	  
• 33	  GHzでは2つのコンパクトソースを分解	  • 5.4	  au	  ×	  4.5	  au	  と 3.8	  au	  ×	  2.0	  au.	  
SMA	  224	  GHz	JVLA	  33	  GHz	• ->	  気体ディスクより2桁小さい	  Subaru-­‐	  HiCIAO	  H-­‐band	  (1.6	  μm)	  • 33	  GHzで電波ジェットが存在しない	  -­‐-­‐>	  何かがjetの活動を抑制している	  • 	  33GHzフラックスを224GHzと272GHzに外挿すると、これらの周波数でSMAによって検出されたフラックスの86％と60％を占める	

Fig.	  2	Discussion	• FU	  Oriの場合、スペクトル指数は8-­‐29	  GHzで2.0より大きく、29-­‐224	  GHzで2.0に近く、272-­‐346	  GHzでは2.0より大きくなる。 	  
• そのような変化するスペクトル指数はまた、free-­‐free	  emision成分、光学的により厚い
dust	  emission、および光学的に薄いdust	  emissionによって実現され得る。	  
• これが事実である場合、FU	  OriおよびFU	  Ori	  Sのディスクは、sub-­‐au半径内で弱くイオン化されている可能性がある。	  
• 33	  GHzでは、dust	  emissionが光学的に厚い場合、ガスおよびダスト質量の下限は8.6	  -­‐17×10-­‐3M⊙である。	  
• FU	  OriおよびFU	  Ori	  Sシステムの全体的なガス質量が太陽質量の一部分くらいになる可能性があり、ディスクの重力不安定性を引き起こす可能性がある。	  
• ガスと粉塵がよく結合している場合、我々のSEDモデルは、数au（またはそれ以下）の半径以内にsub-­‐solor	  massのガスを集めることを意味する。	  	  Can	  the	  removal	  of	  molecular	  cloud	  envelopes	  by	  external	  feedback	  aﬀect	  the	  eﬃciency	  of	  star	  formaBon?	  	  William	  E.	  Lucas1⋆,	  Ian	  A.	  Bonnell1	  and	  Duncan	  H.	  Forgan	  hhp://arxiv.org/pdf/1701.04414	  IntroducBon	  • 外部源からのフィードバックによる分子雲のenvelopeの除去によって、星形成効率をいかに著しく低下させることができるかを調べる	  Method	  • 平滑粒子流体力学(SPH)を使用して、3,	  4,	  5	  pcの半径をもつ3つのcloudの等温星形成シミュレーションを行った。	  
• turbulent	  crossing	  Bmeの4分の1後に分割シミュレーションを作成し、暖かいエンベロープの全体が、フィードバックの影響の近似として除去した	  Table	  1	(very	  low,	  low,	  medium	  or	  high)	

Fig.	  1	E	  :	  envelope	  保持,	  X	  :	  envelope	  削除	• E-­‐シミュレーションではガス密度が高くなり、より複雑な構造が形成され、X-­‐シミュレーションでは拡散して雲が広がる	  • 構造、密度、星形成の増加は、雲の半径が増加するにつれて見られる	  Fig.	  7	Fig.	  8	

α値は、運動エネルギー+熱エネルギーと重力結合エネルギーとの比。
α<1	  はクラウドが束縛されていることを意味。	

Fig.	  3	• envelopeを保持している4	  pc	  ,	  5pc	  クラウドは、envelopeと削除したものと比較して、SFEが1.7〜2.7倍高い。	  
• 3	  pcのクラウドが最も束縛されていない。envelopeを取ると星形成は行われない。	  
• 星形成の前か後かにかかわらず、エンベロープの喪失は常にSFEの低下を引き起こした。	  
• 1.50	  \fでenvelopeを失ったときでも、SFEは、より早い段階でenvelopeを失ったシミュレーションと似たslopeをもつ。	  
• より現実的なフィードバックは、ここで報告されたものよりもSFEの変化は極端ではない可能性がある。	

A	  study	  of	  singly	  deuterated	  cyclopropenylidene	  c-­‐C3HD	  in	  protostar	  IRAS	  16293-­‐2422	  	  L.	  Majumdar1,2⋆,	  P.	  GraBer1,	  I.	  Andron1,	  V.	  Wakelam1,	  E.	  Caux	  hhp://arxiv.org/pdf/1701.08522	  IntroducBon	  • c-­‐C3HDは、c-­‐C3H2の一重重水素化同位体であり、我々の銀河における最も豊富で広範な分子の一つ	  • 本論文の主な目的は、小質量原始星 IRAS	  16293-­‐2422におけるc-­‐C3HDの検出と、c-­‐C3H2の重水素比の観測と理論的な観点からの報告	  ObservaBon	  and	  result	  • IRAM	  30m望遠鏡のEMIRヘテロダイン3mm受信機を使用してIRAS	  16293-­‐2422を観測	  • 我々は7系統のc-­‐C3HDと3系統のc-­‐C3H2を観察した。	  
• ベイズモデルを用いて、同じsourceのCH3SHの観測された輝線強度と最も一致するパラメータの分布を得る	  • 原始星エンベロープの大きさをc-­‐
C3H2およびc-­‐C3HD両方3000	  AUと同じ励起温度であると仮定すると14±	  4％の重水素比を得る。	

c-­‐C3HD	

c-­‐C3H2	• NAUTILUS	  gas-­‐grain	  chemical	  modelの2	  phase	  versionを使用	  • 1D物理構造を使用し、nongray	  radiaBon	  hydrodynamic	  model	  に基づいて、pre-­‐stellar	  core	  からprotostellar	  core	  への進化を追跡	  Table	  4.	  Modeled	  and	  observed	  fracBonaBons	  for	  c-­‐C3H2.	

surface	  of	  grain	

Fig. 4	• c-­‐C3HDとc-­‐C3H2の両方の気相存在量は、depleBonによりエンベロープの中心に向かって減少する	  • 我々のモデルで3000	  AU（エンベロープのおおよその大きさ）で予測された重水素比は、1.7％、すなわち、我々が観察から得たもの（約14％）の10倍以内である。	  
• 	  モデル化されたc-­‐C3HDの存在量は、観測値の10倍以内である。	  
• 	  c-­‐C3	  H2について、我々のモデルは、観測されたものを2桁の大きさで予測する	  • モデルと観測値との間の相違	  • IRAS	  16293のような中心にピークのあるsourceでは、あらゆる種の豊富なプロファイルを決定するために物理的構造が重要です。原始星envelopeの不均一性は、存在量プロファイルの決定に影響を与える可能性がある。	  
• 現在の宇宙化学モデルは、様々な種類のsourceにおけるc-­‐C3H2の存在量を予測している	THE	  FIRST	  40	  MILLION	  YEARS	  OF	  CIRCUMSTELLAR	  DISK	  EVOLUTION:	  THE	  SIGNATURE	  OF	  TERRESTRIAL	  PLANET	  FORMATION	  	  Huan	  Y.	  A.	  Meng1,	  George	  H.	  Rieke1,2,	  Kate	  Y.	  L.	  Su1,	  Andra	  ́s	  Ga	  ́spa	  ́r	  hhp://arxiv.org/pdf/1701.01786	  IntroducBon	  • 我々は、2Myrから~40	  Myrまでの若いクラスターとassociaBonのメンバーの赤外線特性の統一的な研究を通して、最初の40	  Myrの星周円板の進化を特徴づける。	  
• 24μm	  emissionの明るい円盤に焦点を当てている	  • 若いクラスターとassociaBonの年齢の不確実性のために、伝統的なスケール（例えば、Mamajek	  2009）と約2倍のものを分析した	  • 明るい円盤の割合が最初は比較的ゆっくりと減衰し、その後は〜10	  Myrによってはるかに急速に減衰する	
青線は遷移円盤の挙動を考慮しないheurisBc	  model	  灰色線は遷移円盤を考慮したモデル	

Results	  • 若い星の伝統的な年齢スケールでは、disk	  fadingの指数時間スケールは、24μmでは3.2±0.2Myrであり、10μmより短い波長では2.5Myrである	  • 以前の多くの研究で示されているように、24	  μmでの原始惑星系円盤のfadingの時間スケールは、より短い波長でのそれよりも長い。	  
• 遷移円盤の挙動に基づいて、24μmでのfadingは正確に指数関数的ではありません
が、当初の最適フィット指数よりも遅く、10	  Myrよりは早い	  • 指数関数を適合させるよりもむしろこの挙動を考慮すると、6	  μm付近に支配的な成分の散逸後の24μmディスク成分の散逸における〜1	  Myrの遅延は、GorBらの理論的予測と満足のいく一致を示した。この遅延は、遷移円盤フェーズの1	  Myrの寿命とよく一致します。	  
• この観察と理論との間のこの一致は、ディスクが光蒸発によって、そして内側と外側の両方から散逸することを示し、24μm	  emissionが支配的なゾーンは散逸が比較的遅い。	  
• この最初のfadingの後、〜35	  Myrまでの継続的な明るいdisk	  populaBonがあります。	  
• この集団には、10〜16のMyr範囲の原始惑星系の円盤がいくつか含まれていますが、明るいデブリ円盤が支配しています。	  
• 原始惑星系円盤からの寄与を除外した
後、デブリ円盤の発生率は、正規化された年齢スケールで18.1±1.1	  Myrにピークを持つ対数正規関数によって記述することができ、元のpopulaBonの12.3％±2.9％ 。
ピーク後、デブリ円盤の発生率は、11.8	  +	  2.6	  Myrの寿命で減衰	
Fig.	  5	Ou\lows,	  infall	  and	  evoluBon	  of	  a	  sample	  of	  embedded	  low-­‐mass	  protostars	  The	  William	  Herschel	  Line	  Legacy	  (WILL)	  survey⋆	  	  hhp://arxiv.org/pdf/1701.04647	  J.	  C.	  Mohram1,2,	  E.	  F.	  van	  Dishoeck1,3,	  L.	  E.	  Kristensen4,5,	  A.	  Karska3,6,	  I.	  San	  Jose	  ́-­‐Garc	  ́ıa1,	  S.	  Khanna1,	  G.	  J.	  Herczeg7,	  Ph.	  Andre	  ́8,	  S.	  Bontemps9,10,	  S.	  Cabrit11,12,	  M.	  T.	  Carney1,	  M.	  N.	  Drozdovskaya1,	  M.	  M.	  Dunham4,	  N.	  J.	  Evans13,	  D.	  
Fedele2,14,	  J.	  D.	  Green13,15,	  D.	  Harsono1,16,	  D.	  Johnstone17,18,	  J.	  K.	  Jørgensen5,	  V.	  Ko	  ̈nyves8,	  	  B.	  Nisini19,	  M.	  V.	  Persson1,	  M.	  Tafalla20,	  R.	  Visser21,	  and	  U.	  A.	  Yıldız	  • Herschelの水および高励起CO（J>	  9）の観測は、原始星アウトフローのより活発な部分における物理的および化学的条件を初めて詳細に定量化することを可能にした。	  
• しかし、今日まで、近くの星形成領域のクラス0/1	  protostarの研究サンプルは、明るく、よく知られたsourceから選択されており、統計的に有意な傾向が確実に確立されるのに十分ではない。	  
• embehed	  low	  mass	  Class	  0/1	  protostarのフラックスで制限されたサンプルのアウトフ
ロー、envelopeおよび物理的特性の間の関係を探求することを目指す。	  
ObservaBon	  • Herschel	  HIFIおよびPACSによるH2O、COおよび関連種の分光観測、ならびに近くの49の原始星候補のサンプル（d	  <500	  pc）のCO、HCO+、同位体におけるJCMTおよびAPEXによる観測	  • ou\lowおよびenvelopeの性質を研究するために使用される。	  
• 物理的特性（Lbol、TbolおよびMenv）を制限するために、近赤外線からmm波までの連続波SEDを用いる	  Results	  • FCO	  /	  Ṁaccは、Lbol、Tbol、Menvで比較的一定であり、ﬂowの駆動源のパワーと進化とは無関係であることを示唆	  • L	  [OI]はLbolと強く相関しているが、Menvとは強く相関していないが、低J-­‐	  COは対照的に、後者との相関が強い。	  

Mout	

• 水の放射は、地上からのCO観測より探査される低温、低速のou\low	  gasではなく、ou\lowに伴うショックによって支配される。	  
• これらのショックは、クラス0からクラスIに進展するにつれて、よりエネルギーが少なくなる	  • low	  J-­‐COからのou\lowは、sourceの進化段階に伴って減少するが、envelopeに対する流出量の割合(すなわち、Mout	  /	  Menv）は、クラス0とIの間で一定のまま	

Fig.	  5	class	  0	class	  1	Menv	

Fig.	  9	• これは、[OI]が現在の降着活動とより密接に関連していることを示唆し、低J-­‐COは約102-­‐104年の時間スケールにわたって平均活動をトレースすることを示唆	  • L	  [OI]は、クラス0とクラスIの間で大きく変化しない。windとjetの分子と原子の比が進化するにつれて減少するためであろう。 これは、より進化したsourceでは、温度の上昇と密度の低下（したがって遮蔽）によって引き起こされる可能性があります。 したがって、[OI]は、時間平均の質量損失率の貧弱なトレーサである