Star Formation Newsletter No. 345
13. A wide- eld CO survey towards the California Molecular Filament, Weihua Guo et
al to appear in Ap
14. Which Molecular Cloud Structures Are Bound? N.J. Evans II et al. to appear in Ap
15. Touching the Stars: Using High-Resolution 3D Printing to Visualize Stellar
Nurserie, Nia Imara et al. to appear in Ap
16. Modeling of CO ro-vibrational line emission of HD 141569, S.K. Jensen et al. toappear in PASP
17. Linking Outer Disk Pebble Dynamics and Gaps to Inner Disk Water Enrichment, A
Kalyaan et al. to appear in Ap
18. Massive young stellar objects in the Local Group irregular galaxy NGC6822
identi ed using machine learning, D. Kinson et al., MNRaS, 507, 5106

JJJJ 

fifi

花輪 知幸 (千葉大)13. A wide- eld CO survey towards the California Molecular Filamen
Weihua Guo et al. to appear in ApJ
紫金山 13.7 m ミリ波鏡青海(デリンハ)観測所
February 2012 to May 2014
12CO, 13CO, C18O

J=1-0

角度分解能 52 - 55
速度分解能 0.16 -0.17 km s平均雑音 0.28 -0.48 K
観測領域

d = 470 pct”

fi1CfA 1.2 m

13CO のmoment 11. 13COで California Molecular Filament (CMF)が見えた。
2. CMFを横切る速度勾配 0.82 km s-1 pc3. CMFに沿って 2.3 pc の oscillatio
4. C18Oに複数の速度成分

n1

5. C18Oで 225の dense coreを同定

2. Which Molecular Cloud Structures Are Bound?
N. J. Evans et al. to appear in ApJ
ビリアル比L(CO) ! M (CO)<latexit sha1_base64="1JREP9MQmApDU0CgnXsRL9eJiH4=">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</latexit>

輝度から質量への変換

H2/CO = 6000 (最近の値)

銀河内の同位体勾配

1. 結果が違ってくるのはcloudの同定法の選択による。
2. 採用する分子や遷移は結果に強い影響を与える。
3. 高密度tracerを使うほど 束縛されている割合が急激に増える
4. COで見つかるcloudは束縛されていない。質量の大半は束縛されていない。
5. NH3で同定された構造はほとんど束縛されている。
6. 13COで同定された構造はCOで同定されたものより束縛されている確率が高い。しかし、結果は同定法に依存する。
7. 面密度が高いほど束縛されている割合が高い。
8. 銀河中心付近 0.5 kpc は面密度が高いが、乱流が強く束縛していない。銀河の外縁部では逆。

9. 銀河中心からの距離が遠いところでは、COや13COで同定された構造も面密度の割には束縛されている確率が高い。
10. 質量が大きいほど束縛されている確率が高いが、これは面密度の影響によるものかも知れない。

11. 現在最も完全性が高いMiville-Deschˆenes+17によれば、束縛されている割合は19%。星形成の効率が低いことを説明する方向ではあるが、量的には不十分。

15. Touching the Stars: Using High-Resolution 3D Printing to Visualize Stellar
Nurseries, N. Imara et al. to appear in ApJe

Driven turbulenc
ENZO

Our bitmap-based 3D printing approach thus
faithfully reproduces the subtle density gradient
distribution within molecular clouds in a tangible,intuitive, and visually stunning manner.

16. Modeling of CO ro-vibrational line emission of HD 141569
S.K. Jensen Jr. et al. to appear in PASP

HD141569: Herbig Ae/Be (2-2.4 Mo) transition disk と debris disk の中間
inner disk が非対称かどうか調べたい

CO の振動回転遷移 IRTF M-band (4.52-5.25 μm)
高分散分光

λ/Δλ = 75,000 Δv = 4 km s-1

スリット幅 0”. 375 Position angle 356° と 176°
Moffat functio

p1: 中心, p2: 幅  nGaussian + diffraction

PV diagram みたいなもの
Excitation diagram

T回転 = 200
T振動 = 4540±440UVによる蛍光K

KKepler 回転

17. Linking Outer Disk Pebble Dynamics and Gaps to Inner Disk Water
Enrichment, A. Kalyaan et al. to appear in ApJ
動機
ダスト円盤が大きいほど内側の円盤に水が豊富にあることを説明したい。
方法:
Gapを考慮した1次元モデル(0.1 -500 au)を考える。(300zones)
ガスとダストの輸送
α = 10-3

Dgas = ⌫ :<latexit sha1_base64="8SbaG66TFedel7kjFACc/Qk5pJM=">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</latexit>

飽和水蒸気圧水蒸気も 濃度(c) の勾配に比例して拡散

Gapでは拡散係数が 75倍大きい

パラメータ依存性を議論している。

18J, H, K, 70 μm, 160 μm
NGG 6822 = 近傍の不規則銀河

教師付き機械学習
Supervised Machine Learning (PRF)

YSOs, oxygen-rich asymptotic giant
branch stars (OAGBs), carbon asymptotic
giant branch stars (CAGBs), red giant
branch stars (RGBs), red super-giant stars(RSGs), active-galactic nuclei (AGNs),
massive main-sequence stars (MMSs), andgalactic foreground stars (FGs) に分類

PRF

Supervisor (教師)改良された学習データでの成績

Training data (学習用)分類ごとの空間分布