THE STAR FORMATION NEWSLETTER
No.250 - 10 October 20132013/11/1
izumi natsuko (D1)

Feedback-regulated star formation: Ⅱ. dual constraints on the SFE
and the age spread of stars in massive clusters
Dib et al.

■ Two of the most important constrains for star formation theories
・Star formation efficiency (SFE)・Spread of the stellar age (Δτ )＊→今回: stellar feedbackが及ぼすSFE, Δτ への影響を調べる＊

・two main class of model- (1) 単位時間あたりのCFE (＋結果的にSFRも): constant in time
→SFE高い ＋ Δτ 小さい＊→starburst cluster (NGC 3603 YC , Westerlund)- (2) 単位時間あたりのCFE (＋結果的にSFRも): increase in time)→lower density環境下の星生成 (Orion Nebula cluster)■ SFE - Δτ diagram＊・ yellow- CFE per unit :exponentiallyincreasing
・ red- CFE per unit : power law
increasing
・ black- CFE per unit : constant・異なるformation scenarioを持つclusterを区別するのに使える

The dependence of stellar age distributions on GMC environment
Dobbs et al.

■ GMC内に存在する星の年齢分布: GMCの環境の依存性を調べる
・in spiral arm, inter-arm spurs, at large galactic radii...
・numerical simulations of galaxies- with spiral arm- without spiral arm

Dobbs & Pringle (2013)smooth galactic potential (Dobbs et al. 2011)■ Individual clouds- in spiral arm- inter-arm spur・arm中のclouds- 30-40 Myrの前に分割される↓
・inter-arm- 分断されたgas入ってくる■ clouds in different environment

・Outer Galaxy (> 6 kpc)
- spiralのpotentialの影響あり
・No spiral arm- GMCはgravitational and thermal
instability によって生成■ GMC内の星の年齢分布は different cloud evolution scenarios, the origin of spiral arms
success of numerical models of galactic star formation 等を調べるのに有用。

Hiding in the Shadows: Searching for Planets in Pre-transitional andTransitional Disks
Dobinson et al.

■ 最終的な目標: transitional and pre-transitional disk中の惑星を発見したい→ 良い指標が欲しい。
・disk内のembedded planetによるproduction of collisional dustへの影響を調べる- numerical simulation: self-consistently treats debris production (rubble): all planetesimal collisions are inelastic(perfect merging)■ 結果・dust production: 惑星の存在によってenhanceされる- 惑星によるdynamical stirring→ 微惑星の軌道の離心率に影響(highly eccentric orbit)

Interpreting Near Infrared hydrogen Line ratios in T Tauri StarsEdwards et al.

■16のClassical T Tauri Star (CTTS)に対して水素輝線の比を調べる
・Paγ/Paβ, Brγ/Paβ, Br10/Brγ, ......
・2つの理論モデルと比較- (1) Baker and Menzel’s (1938) Case B- (2) The Kwan & Fischer (2011) local line extinction calculations→(2)の方がT Tauri starの水素輝線の生成における物理状態をよく説明できる(more consistent)
・(2) local line excitation calculation による予測- 水素輝線が生成される領域におけるnH: 2×1010 ~ 2×1011 cm-3
↑ その上限値あたりの密度を持つ星はaccretion rateも高い
・extinctionが分からないと、temperature 導出できない→(2) local line excitation calculationを用いて、近赤外の水素輝線の比からextinctionを導出する

A combined IRAM and Herschel/HIFI study of cyano(di)acetylene inOrion KL: tentative detection of DC3N
G.B. Esplugues et al.

■ Orion KL におけるHC3NとHC5Nの観測
・IRAM 30-m telescope, Herschel telescope/HIFI・non-LTE model を用いて観測したラインをモデル化- HC3N, HC5N, それらのisotopologues, vibrational modes■ 結果
・HC3N - ground vibrational state: 40 lines , 13Cのisotopologues: 68 lines,
6つのvibrational modes: 297 lines
・HC5N - rotational lines of ground vibrational state: 35lines
・HC3N - 主にhot coreで生成 , HC5N -主にouter hot coreから出ている
・DC3N - 試験的に検出→ DC3N/HC3N = 0.015±0.009 (cold dark cloud と同等)
■ 結論
・Hot core におけるD/H : cold dark cloud と同等 → deuterium enrichment
・Orion KL中に存在する重水素化されたHC3Nはgas-phaseで生成 ?
→重水素化のプロセスの解明のヒントになる。