• Star Formation Newsletter No.303 #9-18: 長谷川 大空
9. Chemistry of a newly detected circumbinary disk in Ophiuchus

10. The emergence of the galactic stellar mass function from a non-universal IMF inclusters

11. The ALMA-PILS survey: The Sulphur connection between protostars and comets: IRAS
16293‒2422 B and 67P/Churyumov-Gerasimenko
12. A revised distance to IRAS 16293‒2422 from VLBA astrometry of associated watermasers

13. 2MASS J13243553+6358281 is an Early T-Type Planetary-Mass Object in the AB
Doradus Moving Group

14. Three-dimensional structure of the Upper Scorpius association with the Gaia first data
release15. Velocity-Resolved [CII] Emission from Cold Diffuse Clouds in the Interstellar Medium
16. Massive, wide binaries as tracers of massive star formation

17. Is the spiral morphology of the Elias 2-27 circumstellar disc due to gravitational
instability?

18. Discovery of New Dipper Stars with K2: A Window into the Inner Disk Region of T TauriStars13. 2MASS J13243553+6358281 is an Early T-Type Planetary-Mass
Object in the AB Doradus Moving Group

概要：••••••substellar object 2MASS J13243553+6358281 (以下J1324+6358)という天体について、近赤外での輻射が、通常のT型星と比べ強いという特徴が見られていたこの特徴の説明として、2つの説が提唱されていた
Ø 若い天体である(<300 Myr)
Ø まだ見つかっていない星が近くに存在し、連星系をなしている (L9 + T2binary)Gemini North telescopeにあるGNIRS spectrographにより近赤外域で観測を行い、radial velocity及びprojected rotational velocityを求めた
また、WISE missionのデータからparallax及びtrigonometricdistanceを求めた
kinematicsを基に、この天体がAB Doradus moving group (以下ABDMG)のmember星であることを示した
Ø J1324+6358の年齢がABDMGの星と同程度の年齢の若い天体だと考えれば(~150 Myr)、赤外域の超過が説明できる

photometric dataも加味することで、距離、年齢から天体の質量、半径、光度、有効温度などを求めた

••
•
•
•

観測についてGNIRS spectrograph @ Gemini North telescope
K band, 110.5 1/mm grating
central wavelength = 2.3 μm
resolving power λ/Δλ ~ 14000
over 2.27‒2.33 μm

1. 観測結果を、Allard et al.(2012)の大気モデルによりfittingし、radial velocity及びprojectedrotational velocityを求めた
2. MCMC(灰色線)により8つのepoch(赤色円)に対しfittingし(黒線がbest fit)、parallax,trigonometric distanceを求めた
3. 天体の位置及びkinematicsから、ベイズ推定により2Mass J1324+6358がABDMGのメンバー星か検証Ø 98%の確率でメンバー星• ABDMGと同程度の年齢を仮定すると、見つかっていない連星を仮定せずとも赤外域の超過が説明できる

••bolometric luminosityを測定し、Saumon & Marley(2008)の進化モデルから半径、質量、有効温度などを求めた
ABDMGの他の星とスペクトル型を比較→ABDMGの年齢(~150 Myr)
でのL/T transitionは~1150 K

16. Massive, wide binaries as tracers of massive star formation
概要：• 大質量星が形成されるかどうかは誕生する系の大きさと相関があるのか?
Ø 小さい系だと大質量星には成長しない、大きな系の中で合体成長を繰り返してしか大質量星には成長しない、というのがcompetitiveシナリオ
Ø 系の大きさによらず、高密度の領域があればそこでは大質量星に成長できる、というのがisolatedシナリオ• 2つのシナリオを検証する方法としてassociation内のMassive Wide Binaries (MWBs)に着目
Ø Cyg OB2 associationのような系では1 crossing time程度の時間しか経っていないため、competitiveシナリオを考えるとMWBはできていないだろう• N 体シミュレーションによりassociation内でのMWBs の特性について調べた• 1. MWBの特性についてØ 1) 初期にMWBが存在した場合、低密度または付近に大質量星がいない時は壊れず生き残る。
逆に、高密度または付近に大質量星がいる時は、初期のMWBは破壊されてしまうØ 2) MWBがない場合でも、高密度の環境下では1つMWBが形成される• 2. MWBの数について
Ø 1つのregionに平均1つのMWBのみが安定して存在できる• Cyg OB2では74個のO型星に対し38個のMWBが形成
Ø 大質量星が形成された、subregionが多量に存在Ø このことはcompetitiveシナリオを支持しない

• Massive Wide Binary (MWB)の定義:
Ø 質量 >5 Msunの大質量星からなる連星系
Ø 2星のseparationが102 ‒104 au• MWBに着目する利点
Ø 1. 大質量星(O, B or A-stars)なので明るく、見つけるのが容易Ø 2. MWBは他の大質量星とのencounterによってのみ破壊される※ 低質量星にとってはhard binaryだが大質量星にとってはsoft or intermediate binary

Ø 3. 大質量星同士の連星なので、encounterで容易に作ることができる• MWBsの特性を調べるため、N 体シミュレーションを実行Ø half-mass radii R½を変え、以下のシナリオについて100run実行(R½ =0.25, 0.5, 1.0, 1.5 pc)
Ø 10 Myrまで計算
Ø no stellar evolution• 初期分布Ø 少なくとも2つ大質量星(α, β)が含まれる分布※ star α (20 Msun), star β (10‒20 Msun)
Ø 初期にαとβがMWBをなす→シナリオB。そうでないのがシナリオN
Ø vilialized Plummer SphereØ Total mass = 600 Msun
• 初期質量分布Ø シナリオ1: α, β, 1 MsunØ シナリオ2: α, β, Maschberger MF (0.1‒10 Msun)Ø シナリオ3: α, β, Maschberger MF (0.1‒10 Msun), 30‒35 Msunの星1つØ シナリオ4: α, β, Maschberger MF (0.1‒10 Msun), 30‒50 Msunの星3つ以上

10 Myrの時点でMWBが存在するrun数
1. 現在高密度かつ複数のMWBが存在する場合

Ø 最近密度が高くなったばかり (高密度であった時間が長いと、MWBは破壊されてしまう)

2. 現在低密度で複数のMWBが存在する場合 (Cygnus OB2)

Ø 低密度のために初期に形成されたMWBが生き残ったか、複数のsubregionに分裂していきそこでMWBが形成されたか

3. 現在低密度かつMWBがいない場合

Ø 過去高密度でMWBが破壊されたか、ずっと低密度だったか

4. 現在高密度かつMWBがいない場合

Ø 過去低密度でcollapseしたか、ずっと高密度だったか17. Is the spiral morphology of the Elias 2-27 circumstellar disc due togravitational instability?

概要：• ALMAでの観測により、Elias 2-27に、半径~300 auに及ぶ巨大な2つの腕構造が発見された• 円盤形成早期の段階ではaccretion diskが充分存在し、円盤はself-gravitatingな系。充分円盤が存在するため、重力不安定が円盤進化において重要な役割を果たす• Elias 2-27はClass II天体にもかかわらず、依然self-gravitatingと考えられるほど円盤はmassive• 重力不安定によりspiral構造ができたのか検証するため、SPHシミュレーションを実行• その結果、自己重力による進化だけで説明しようとすると、許されるパラメータ空間は非常に狭い• したがって外場による摂動、例えば星同士のencounterにより円盤が形成されたと考える方が良
いのではないか