星形成ゼミ
2015/5/29(土)藤井浩介
SFN #268 41-45	

Index41: Stellar Multiplicity and Debris Disks: An Unbiased Sample• David R. Rodriguez et al.
• URL: http://ads.nao.ac.jp/abs/2015MNRAS.449.3160R
42: ALMA Observations of the IRDC Clump G34.43+00.24 MM3: DNC/HNC Ratio• Takeshi Sakai et al.
• URL: http://ads.nao.ac.jp/abs/2015ApJ...803...70S
43: Imaging study of HCOOCH3 toward Orion KL• Yusuke Sakai et al.
• URL: http://ads.nao.ac.jp/abs/2015ApJ...803...97S
44: Star formation in the filament of S254-S258 OB complex: a cluster in the process of making• M. R. Samal et al.
• URL: http://ads.nao.ac.jp/abs/2015arXiv150309037S
45: The Environment of the Strongest Galactic Methanol Maser• A. Sanna et al.
• URL: http://ads.nao.ac.jp/abs/2015ApJ...804L...2S

41: Stellar Multiplicity and Debris Disks: An Unbiased Sample
David R. Rodriguez et al., MNRAS, URL: http://ads.nao.ac.jp/abs/2015MNRAS.449.3160R“DEBRIS”のサンプルを用いた、バイナリ以上環境でのdiskの性質調査。
Ø バイナリーではdiskの検出数が減少。バイナリと単一星でdiskの性質は変わらない。
Herschel	  “DEBRIS”	  	  • 近傍の恒星系の赤外超過を探査	  • 449天体を使用	  • 文献およびLick天文台のAO観測からmul:plicityを調査	  	  ①	  binary/mul:ple	  systemの調査	  • 188のbinary/mul:ple	  systemを同定	  • バイナリー周期にバイアスはない	  	  ②	  disk	  frequency(diskを有する天体の割合)の調査	  • A型星ではdisk	  frequencyは同等	  • FGK型では第二の星によりdisk	  frequencyが著しく低下	  	  41: Stellar Multiplicity and Debris Disks: An Unbiased Sample③	  diskの性質の違い	  • ダスト温度やFrac:onal	  Luminosityなど、単一星とバイナリ以上で顕著な違いはなかった	  	  	  ④	  結果の考察	  • 伴星の重力により、diskの衝突進化が進むため、バイナリ以上でdisk	  frequencyが下がる	  • disk形成やdiskの性質には影響しない	  	  	  

42: ALMA Observations of the IRDC Clump G34.43+00.24 MM3: DNC/HNC Ratio
Takeshi Sakai et al., ApJ, URL: http://ads.nao.ac.jp/abs/2015ApJ...803...70S• ALMA Cycle 1, Band 6&7, IRDCに対するDNC, HN13C, N2H+(J=3-2)輝線観測Ø 過去の単一鏡観測でのDNC/HNC比の違いは、dense gasのfilling factorの違いではないか	
G34.43+00.24	  MM3	  • d~3.9	  kpc,	  アウトフローのdynamical	  age	  <	  1900yr	  	  ①	  CSとN2H+のan:-­‐correla:on	  Ø ou^low(CS)がcold	  gasと相互作用、N2H+を破壊する
CO	  warm	  gasを形成	  ②	  Hot	  core(☆)周辺にDNCとHN13C	  Ø Warm	  area(>20	  K)をトレース	  ③	  高いN(DNC/HNC)比(average	  >0.06	  )	  
Ø 過去の単一鏡(J=1-­‐0輝線、~0.003)は周囲の薄いガスを見ており、dense	  gasの ﬁlling	  factorが低かった?	  	42: ALMA Observations of the IRDC Clump G34.43+00.24 MM3: DNC/HNC Ratio	

④	  D/H比の化学モデル計算(Furuya	  et	  al.	  in	  prep.)	  • 均一温度・密度のクラウドを仮定	  Ø N(DNC/HNC)比は低温・高密度ほど高くなる	  	  ⑤	  DNC/HNC比総括	  • high	  mass	  sourceでの低いDNC/HNC比はhigh	  density	  gas	  のﬁlling	  factorのせい	  • high	  mass	  source間でのDNC/HNC比のバリエーションは、ﬁlling	  factorの違いもしくはdense	  regionの進化の違い	

43: Imaging study of HCOOCH3 toward Orion KL
Yusuke Sakai et al., ApJ, URL: http://ads.nao.ac.jp/abs/2015ApJ...803...97S• Orion KL, ALMA Band 6 SVデータ, 振動温度と回転温度の測定
Ø NRO45で見えていたギ酸メチルの振動温度と回転温度の違いはBeam dilutionのせいか	Compact	  Ridge	  ①ギ酸メチルのねじれ振動遷移輝線を同定	
v	
Hot	  Core	  v	43: Imaging study of HCOOCH3 toward Orion KL	②	  rota:on	  diagramより温度算出	  Trot	  ~	  Teﬀ(=Tvib)	  @9.1	  km/s	  Trot	  >	  Teﬀ(=Tvib)	  @7.3	  km/s	  	  Takano	  et	  al.	  2012では	  Trot	  <	  Tvib	  Ø 低分解能によるBeam	  dilu:on、もしくは今回のEuのレンジの狭さによる不確定性か	  	44: Star formation in the filament of S254-S258 OB complex: a cluster in the process of making
M. R. Samal et al., A&A submitted, URL: http://ads.nao.ac.jp/abs/2015arXiv150309037S• MIPS, WISEのアーカイブからフィラメント状のIRDC周辺のYSOを同定
Ø Filament での星形成は重力不安定による分裂が支配的	
①	  24um,	  K-­‐band点源の同定、 	  IRDC	  G192.76+00.10	  YSOの同定、分類	  • d~2.5kpc	  • [3.4]	  /	  [3.4]-­‐[24]	  diagram	  • 5.7	  pc	  x	  1.9	  pc	  • isolated	  from	  feedback	   • WISEデータのspectrum	  index	  • k-­‐[3.4]/[3.4]-­‐[4.6]	  diagram	  IRDC	  G192.76+00.10		

44: Star formation in the filament of S254-S258 OB complex: a cluster in the process of making②	  フィラメントに沿ったYSO分布	  Ø 近いもので0.2pc間隔	  Ø シリンダーの重力不安定波長で説明可、	  フィラメントのフラグメンテーションか	  	  ③	  原始星/Class2	  比が高い(~2)	  Ø 領域は約1Myrより若い 	  ④	  IRDC	  gas	  mass	  ~	  1100	  Mo	  (13COより)	  YSO	  total	  mass	  ~	  30Mo	  Ø SFE~0.03	  Ø 1Myrでできたとすると 、	  SFR	  ~30	  Mo/Myr	  ~3	  Mo/Myr/pc^2	  	  あと数Myrでクラスターになり得る	  45:The Environment of the Strongest Galactic Methanol Maser
A. Sanna et al., ApJ Letters, URL: http://ads.nao.ac.jp/abs/2015ApJ...804L...2S
VLBA, LBA, JVLAによる大質量形成コアのメーザー観測研究Ø 周期的メーザーは膨れた原始星のIR光によるものである	
G009.62+00.20	  • d~5.2	  kpc	  • 銀河的に最も明るい6.7GHzメタノールメーザー	  • 244日の周期的なメタノールメーザーの増光	  	  ①	  VLA	  7mm	  は2つのコンポーネント(E1,	  E2)	  • 1300AU間隔	  	  ②	  E1から伸びる2つのメタノールメーザーリッジ	  • E1から600AUに集中	  • 6.7と12.2GHzで速度、位置が似ている	  Ø同じクラウドから出ている	  45:The Environment of the Strongest Galactic Methanol Maser④	  周期的増光の原因考察	  Ø 成長中(Pulsa:onal	  instability)の大質量
YSOからのIR光がpumpingしている？	  	  膨れた原始星がE2にいるとする	  Inayoshi	  et	  al.	  2013の原始星モデル	  hxp://ads.nao.ac.jp/abs/2013MNRAS.431.3036I	  ③	  楕円状のメタノールメーザー	  • ケプラー回転を示す	  • 推定中心質量は7x10^(-­‐3)	  Mo〜8	  Mjupiter	  Ø 中心星はいない	  

E1を照らす光子量を見積もる	  	  Ø この仮定で説明可能	  Ø E2周辺のOHメーザーがE2にYSOがいることを示唆