星形成ゼミ
担当：SFN#327 (1-6)
2020/04/17
竹村英晃（総研大D1）

1. Energy Optimization in Extrasolar Planetary Systems: The Transition from Peasin-a-Pod to Runaway Growth
2. Lithium-rotation connection in the newly discovered young stellar stream PscEri (Meingast 1)
3. Dynamics of Planetary Systems Within Star Clusters: Aspects of the Solar
Systemʼs Early Evolution
4. Dynamical evolution of fractal structures in star-forming regions
5. Magnetorotational Instability in Diamagnetic, Misaligned Protostellar Discs
6. The origin of s-process isotope heterogeneity in the solar protoplanetarydisk4

http://arxiv.org/pdf/2002.11140• 星団のN体計算を行い、Qパラメータを調べ、力学進化を調べる• フラクタル次元、ビリアル比を変える• IC 348、NGC 1333、ONCの観測結果と比較する• 観測したQパラメータと、理想的な星の分布とは直接比較するべきではない• 中心集中しているかどうかの判別はできる• 初期条件を少し制限できる（ビリアル比について）

イントロダクション• 星団内の星の密度（ポテンシャル）は星惑星形成に大きな影響を与える• 連星系や惑星系、原始惑星形成円盤を不安定にしたり、破壊したりする• シミュレーションと比較してその環境効果を明らかにするために、星形成領域の性質（星の空間分布、どの程度集中しているか）を調べる必要がある

評価方法• 星の密度マップ• 二点相関関数• minimum spanning tree（スパニングツリー）
輪ができないように星を繋ぎ、その長さの和を最小にする
線分の長さの平均：m全ての星とそれ以外の星を繋いだ線分の長さの平均： sm
Qパラメータ： Q =s

Q ≥ 0.8 ・・・スムーズな動径密度分布、中心集中している
wikipedia

Q ≤ 0.8 ・・・substructureが存在しているm − s プロットγ：動径密度分布のべき

D：フラクタル次元Q ≥ 0.8

Q ≤ 0.8●：密度分布から計算をした値、★：観測データ• スムーズな密度分布を与えたときと、substructureを作ったときとで明らかに分布が異なり、両者の間にギャップがある。

• 観測データと理想的な密度分布が合わないケースがある（Cha I, Taurus, ONC）

初期条件、セットアップ• 質量分布はMaschbergerのIMF• 0.1M⊙ ≤ M* ≤ 50M⊙
• フラクタル次元から星の空間分布を決定• 近くの星が似た速度を持つように、各星の値を決め、初期条件のビリアル比を持つようにスケールする• 10Myrまで計算し、0.01MyrごとにQパラメータを計算（2次元に射影して、年齢 星の数 半径Qパラーメタを求める）

フラクタル次元D↘：substructureを作る
D↗：均一な分布を作る

ビリアル比• 10回計算を行う

IC 348 (D=2.0, α=0.3)

8Da↵ern-Powell & R. J. Parker
ICE. C.348のその他の結果とまとめ• 重力的に束縛されているときには中心集中する分布に進化する。
D=1.6, α=0.3

Figure 5. Evolution of m and s over 10 Myr for an IC 348-like region, with initial D = 1.6 and ↵ = 0.3. Ten realisations of the region
are shown for both a circular and convex hull normalisations. The current values of m and s for IC 348 (age ⇡ 3 6 Myr) are shown asa yellow star. The evolution is similar to the corresponding simulations with initial D = 2.0.

• 重力的に束縛されていないときに

Figure 5. Evolution of m and s over 10 Myr for an IC 348-like region, with initial D = 1.6 and ↵ = 0.3. Ten realisations of the region
are shown for both a circular and convex hull normalisations. The current values of m and s for IC 348 (age ⇡ 3 6 Myr) are shown asa yellow star. The evolution is similar to the corresponding simulations with initial D = 2.0.

はQ=0.8の線を超えない。

• NGC 1333の結果も同様の傾向を持つが、NGC 1333の観測データ
D=3.0, α=0.3を再現するのには数Myrかかる。
Dynamical evolution of fractals

9• ONCの領域を再現することはでき

Figure 6. Evolution of m and s over 10 Myr for an IC 348-like region, with initial D = 3.0 and ↵ = 0.3. Ten realisations of the region
are shown for both circular and convex hull normalisations. The current values of m and s for IC 348 (age ⇡ 3 6 Myr) are shown as ayellow star.

3.3.1

Constraints placed on the ONC

a smooth and centrally concentrated ONC-like region, asshown in Figure 10. This tends to increase m and s by ⇡ 0.04
Noneof 6.
ourEvolutionsets of simulations
current region, with initial D = 3.0 and ↵ = 0.3. Ten realisations of the region
Figureof m and s areoverin10agreement
Myr for anwith
IC 348-likeand ⇡ 0.08 respectively, moving the simulations closer to theobservationsof theONC,andas convex
no realisations
reach a highare shown for both
circularhull normalisations.
The current values of m and s for IC 348 (age ⇡ 3 6 Myr) are shown as aobserved values for the ONC.
yellow star.
enoughvalue of m at any point in their evolution to beconsistent with observations.
Finally, we note that the ONC is one component inThis is likely in part due to the lane of dust across thea much larger star-forming region, and it is often unclear
3.3.1 ofConstraints
placed on
ONCa smoothconcentrated
ONC-likeregion,
ascentre
the ONC (shownin thefigure
3 of Hillenbrand 1997),
wherethe andedge centrallyof this clusterlies in relation
to otherstars
showninFigure
10.
Thistends
toincrease
mandsby⇡0.04
as
theofQ-parametercan be a↵ectedby significant
in the Orion region. Determining the Q-parameter in starNone
our sets of simulations
are in agreement
withamounts
currentand⇡ 0.08respectively,
moving thesimulationsiscloser
to theofextinction(Parker&Meyer2012).
Thisdust
lane
likelyforming
regionswith overlapping
populations
notoriously
observations of the ONC, as no realisations reach a highobserved
valuesfortheONC.
excludesa significantof thestars and togives
problematic, and is worth bearing in mind when interpreting
enough valueof m atnumber
any pointin central
their evolutionbe

D=2.0, α=1.5なかった。

6http://arxiv.org/pdf/2002.02155• 6つの種類の鉄隕石の解析を行い、パラジウムの同位体の組成を調べた。
• 近くの熱に強い（溶けにくい）元素よりも、パラジウムは同位体ごとの組成の差が小さい。
• この結果より、岩石小惑星と惑星の各元素の同位体の組成を説明するモデルを構築した。

イントロダクション• 各元素の同位体の組成が地球と隕石とで異なる。
• 原始惑星系円盤内で異なる組成を持つダストがあることを反映している。
• その組成の違いは原始惑星系円盤の中で生じるものであると考えられてきた。
• これまでに個別の元素の同位体比を説明するモデルがいくつか考えられてきたが、全ての元素の同位体比を説明するモデルはなかった。
溶けにくい元素（Zr、Mo、Ru）→隕石の母体が形成された距離が太陽から遠くなるほど、割合が小さくなる。
sプロセス起源の元素の同位体の分布が不均一であることで説明できる。
（比較的）溶けやすい元素（Cd、Te）→太陽からの距離が変わっても、ほとんど違いが見られない。
融点の違いが元素の組成の違いを生じさせていると考えられる。

隕石中のPdの同位体の組成

隕石中のPd、Mo、Ruの比

sプロセス由来の元素が多い
2つの元素組成（同位体）が異なるダストの起源がある＆
Incomplete condensation + high metallicity AGB stars

元素の同位体の組成を説明する新たなモデル

1

http://arxiv.org/pdf/2002.10661

2

http://arxiv.org/pdf/2002.10556

3

http://arxiv.org/pdf/2002.05656

5

http://arxiv.org/pdf/2002.02254