Star Formation Newsletter#358 15-28
武藤恭之

No. 16• 遷移円盤５天体の穴の中に、Ha 放射があるかを SPHERE/ZIMPOL を用いて調べる• RXJ1615, LkCa 15, TW Hya, T Cha, HD163296• TW Hya と HD163296 に、弱い点源らしきものを見つけた• TW Hya については、スペックルの可能性が高い。過去の candidate の位置には無い• HD163296 については、本物の点源かもしれないが、過去の candidate の位置には無い

SPHERE/ZIMPOL による高コントラスト撮像
ADI と SDI を用いて解析（ASDI）

他にもいくつかの手法を用いて解析
TW Hya の例：

ADI をしない解析を、異なる時期の観測でHD163296：
別々に適用しても、同じ場所に見える- 南西方向、中心星から 171mas 離れた場所に何かある- ただし、天頂近くに来るターゲットのため、ADI がよく回らない

どのターゲットでも、ダストギャップの位置に Ha は見つからなかったNo. 20• 質量 1000太陽質量、半径 0.4pc のクランプにおける星形成の数値シミュ
レーション• 初期磁場の強さと、星からのフィードバックが、初期質量関数にどのような影響を与えるかを議論• 磁場の強さや星からのフィードバックは、できる星の数を減らすが、より大きな質量の星を作ることができる

基礎方程式は輻射MHD方程式、一つだけ ambipolar diffusion 入り
AMR で解く、最も良い分解能は 1.15AU
初期条件は、1000Msun のクランプが、0.4pc 程度に広がった状態
局所的な粒子数密度が 1013 を超えたら、sink になるµ: mass-to-flux ratio
facc: 星の降着エネルギーのうち、光っている割合

磁場の大小

星のフィードバック

各 run の spapshot
Sink 粒子の数

星の最大質量磁場があると粒子数は減り、最大質量は増える

初期質量関数は：- 基本的なべきの性質は同じ- 磁場やフィードバックが強いと、より広がった形になる
非理想MHD

Hydro かつ フィードバック小- 最大質量は 3Msun 程度
MHD やフィードバック大- 星の最大質量は 7-8Msun

磁場大フィードバック大

非理想 MHD の効果は
- 最大質量が小さい- low-mass 側の振る舞いは解明できていないNo. 21• 系外惑星の radius valley の起源について• 半径 ~1.4RE くらいの惑星と ~2.4RE くらいの惑星が多く、~1.8RE くらいの惑星が少ない• Migration model で、radius valley を説明できるかを議論• ガス円盤中を移動してきた惑星が、resonant chain を作り、ガス散逸後に軌道が不安定化• Migration model は、（初期条件をうまく選ぶと？）系外惑星の period ratio とmultiplicity を良く説明できる• 半径~1.4RE の惑星は岩石惑星、~2.4RE の惑星は氷惑星であることが示唆され、miniNeptune のコアには岩石があまり多くない

モデル：- ガス円盤中にぺブルをばらまいた状態からスター
ト- ガス円盤を進化させながら、N体計算をしつつ、ぺブルの成長や composition を計算- ガス散逸後に軌道不安定が起こると、giantimpact が起こる
 Rocky planetsを作るモデル
 water-rich planetsを作るモデル
 両方を作るモデル

３つめのモデルでは、radius valley のような分布を再現

No. 23• 太陽ニュートリノの観測的制限を、惑星形成の効果を考えることで説明できるかどうかを議論• 太陽の進化の計算。全域が対流層になっている初期の段階からの進化を計算する。惑星形成の効果は、円盤からのダストの供給により、重元素が太陽に入ってくる効果として導入。
• 現在の太陽質量の 4% ほどの重元素が、太陽形成の初期に持ち込まれ、中心部まで対流で達することで、中心コア部分の重元素量が増加。その結果、中心コアでの核融合反応で出てくるニュートリノの量に影響が出る。
• 時間依存した重元素の供給を考えることで、太陽ニュートリノの観測により合う進化モデルを作ることができる。

惑星形成：- 初期にダストがたくさん太陽に降る。この時太陽内部では対流が強い。
- 原始惑星ができると、ダストが無くなるので、重元素の供給が無くなる。

ニュートリノ観測の制限との比較。
ベストフィットは、白抜きの星印。
pep によるニュートリノの制限から、1.3 sigma でしか外れないNo. 15• HARPS による、Sco-Cen association の RV サーベイ
• Hot Jupiter candidate 1つ、短周期 Brown dwarf 1つ、single-line binary ８天体でバイナリー的な振る舞い• 周期 1-1000日の巨大惑星の出現率は 0.7%, brown dwarf は 0.6%
• 若い F-K 型星の周囲には、周期 1-1000日の巨大惑星が、（年齢の進んだ F-K型星に比べて）少ないかもしれないNo. 17• JCMT BISTRO による、Mon R2 の 1pc x 1pc の hub-filament の偏光観測• 磁場の強さは、0.02-3.64 mG の範囲で、平均は 1 mG
• 磁場構造は、Mon R2 のスパイラル構造に沿っている• Mass-to-flux ratio の平均は 0.47、Alfven Mach number の平均は 0.35
• Mon R2 では、large scale の重力収縮に磁場が対抗しており、磁気圧は乱流圧より大きい

No. 18• 31個の YSO のマルチバンドの測光。80日間、最低でも3バンドで測光。
• 全て周期的な変動を示す。Spot の温度の大きさを求める。
• 21天体は、周囲より 500-2500 K 低いような冷たい spot を持ち、表面の coverage は 0.050.4 程度• 6天体は、周囲より最大で 3000K 高い hot spot を持ち、表面の coverage は 0.15 以下• 4天体は、うまく spot の性質が求まらなかった• 大きな spot （coverage で 0.1以上）を持つ天体は、有効温度が 4500K 以下の冷たい天体• Hot spot を持つ天体で、赤外超過を示さない天体がある。Inner disk cavity を通じたaccretion の可能性？

No. 19• ガス雲の重力収縮による乱流の saturation level を決めるメカニズムを探るために、（実効的な）ポリトロープ指数、初期のマッハ数、初期の seed 乱流を変えた計算を行なう。
• 重力収縮によるエネルギーの注入と、乱流の散逸率を釣り合わせることで、乱流の saturation level を決める解析的な表式を得た。乱流を起こすスケールが、Jeans 長の 1/3 とすると、数値計算とも良く合う。
• ファーストコアの形成段階での乱流の強さは、実効的なポリトロープ指数で決まる。

No. 22• 反対向きの磁場を持ったガス雲の衝突によるフィラメント形成（collisioninduced magnetic reconnection）• フィラメントは、ファイバー状の微細構造を持ち、ヘリカルな磁場に閉じ込められる• このフィラメントが星を作れるか、フィラメント形成から星形成までを、シンク粒子を入れた AREPO コードを用いて追う• 磁場無しのモデルと異なる点• CMR-cluster はコンパクト、体積で 1/4 ほどの領域に閉じ込められている• CMR モデルの星形成率は、磁場無しモデルの半分程度。フィラメント表面付近のヘリカルな磁場により、collapse が阻害される

No. 24• 大質量星形成領域 W51 e2 と e8 の、ALMA による 230GHz 連続波偏光観測。空間分解能
0.1asec~540au• コアどうしの間をつなぐ dust lane を空間分解。磁場は dust lane に平行。局所的な重力の方向も、dust lane に平行。
• Dust lane が重力で潰れないような最小の磁場強度を見積もると、W51 e2 と e8 は安定であると考えられる。
• 分解能を落とした解析でも似たような構造• collapse が、多重構造で起こっていることを示唆No. 25• サブミリ波のフラックスから、ダスト質量を求める方法を議論。光学的に薄い仮定から、解析的に質量を求めると、underestimate する。
• 円盤に構造があった場合や、ダストの光学的性質が異なる場合、どの程度のunderestimate をするかを、輻射輸送を用いたモデルを用いて調べる。
• 良く用いられる解析的な方法では、数倍から100倍程度の underestimate をする。
• DSHARP の DoAr 33 のデータの場合、7倍程度の間違いになる。

No. 26• Grand Tack モデルの枠組みの中で、初期地球への衝突による融解が、地球の composition 与える影響を調べた。
• Rb, Th, U など、シリケイトの融解物と親和性の高い元素は、最大で 40% ほどの質量が失われる。化学組成の推定のためには、この効果を考える必要がある。

No. 27• 若い星団NGC2244 周囲に広がる Rosetta Nebula の 2.8x2.6度の領域を調べ、メンバーの同定や構造・運動の情報を得る。
• 3000個程度のメンバー候補があり、そのうち 1/3 は NGC2244 から 20分以内にあった• NGC 2244 は広がっていく傾向にあり、速度分散はビリアル速度より大きい。NGC
2244 は、 重力的に束縛されていないものと思われる。

No. 28• 前期主系列星 V1180 Cas の 10年にわたる測光観測。暗黒星雲 Lynds 1340にある、若い変光星• I バンドで５等くらい、一瞬暗くなったことが何度かあった。また、それが起こったのは、星が数週間にわたって明るくなっていたときだった。