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予稿
Memo
- P101a
Oph Aの観測
中質量星S1からのフィードバックによるHII領域から暖かいガスが漏れ出ていた（12CO）
S1バブルに東西に延びた、磁場に沿った縞構造（C18O）、MHD波に関係？ - P102a
分子雲コアと原始星の間の観測的なミッシングリンク
H2D+の観測によりファーストコアの前後1万年規模のタイムステップで観測研究が可能
H2D+は分子雲コア全体にわたってのっぺり存在し、星形成の前後1万年にわたってより集中的に存在 - P103a
NGC1333のALMA観測
分子雲衝突によりフィラメント状分子雲が形成される（Inoue+2018）がそれを観測により検証
SO（=高密度領域）のabundanceが雲衝突、フィラメント降着、アウトフローによって増加していると考えられる - P104a
分子雲コアのPH3検出
PH3は固体表面で形成される、reactive desorptionで飛び出した気相PH3を観測したい
観測したが受からず→99%のPがダストに入って見えない？ - P105a
低温高密度領域における氷の生成 - P106a
Polaris FlareでのHIと13COの柱密度は反相関→原子から分子への活発な変換
Polaris分子雲はL1495と比較してXCOの値が低く、N(H2)あたりのCO量が多い（Polaris分子雲は化学的に若い？）
Polaris分子雲はMvir > MLTEであり重力的に束縛されていないが、大規模な速度勾配がある
フィラメントに沿った重力降着が起こっている
速度勾配は重力以外の原因でも起こりうる（小林さん） - P107a
HIシェルによって加速された高密度ガス同士の衝突で星形成が誘発される？
若い星は母体分子雲の運動を保持しているので若い星の運動を追いかけて分子雲の動きを見る
星の運動とガスの運動から二つの分子雲衝突がバブルによって誘発されていることが示された - P108a
原始星の質量計測 - P109a
銀河における分子雲進化についてはFukui+1999、Kawamura+2009で作成されたカタログにて三段階のシナリオが提案された
NH3でプローブされる高密度低温領域が雲内部に存在するかどうかで進化段階を推定
ガス温度と光度の間には正の相関があり、ガス温度と星形成活動の間に相関があることが示された - P110a
分子雲は質量の増加に伴い星形成が活発化、HIガスの降着により質量獲得？
空間的・速度的にGMCは例外なくHIに付随
GMCの質量とその周りのHIエンベロープ質量には正の相関があった - P116a
なぜ大質量星は多重星系率が高い？
新たな大質量星形成領域における円盤分裂タイプの連星系を観測 - P117a
ガスは最初磁場に垂直に平板状になった後、磁場に垂直に強い圧縮が働きフィラメントが形成されると考えられる
シミュレーションの結果、両極性拡散が小さい（＝磁場が強い）とき、フィラメント内部のコアはフィラメント本体に比べ膨張していることが分かった - P118a
フィラメントから内部のコアに角運動量がどのように移送される？
フィラメント内の磁場が強く、コア質量が小さいほどコアに角運動量が移送されやすい
強い磁場に貫かれたフィラメント環境下でも角運動量の向きには異方性が見えない - P119a
HII領域が与える星形成への影響
複数の恒星源を置いたHII領域シミュレーションでは領域衝突付近に直線状の中性領域が現れた - P120a
シミュレーションでハブフィラメントがどのように進化するか理解する
重力と乱流の複合によるハブの形成を確認
輻射フィードバックによる蒸発流はハブの外へ広がり、ハブへの降着はフィラメントを通じて継続する - P121a
分子雲進化過程における化学進化過程の理解 - P122a
コア衝突が星形成に関連する様々な物理現象を自然に説明できる有望な可能性の検証として重要であり、コア衝突合体シミュレーションを通してコアの成長と誘発される星形成を調べる
安定なコア同士の衝突ではコアは壊れることなく合体し安定な構造を形成した - P123a
ポリトロープガス雲のシミュレーション解析 - P127a
Orion星形成領域のGAIA観測
二体相関係数によれば若い星ほどお互いに近距離にある
若い星の係数は3 pc程度でこれは星形成領域（クランプ）のサイズを反映している？ - P128a
Orion星形成領域のGAIA解析
分子雲よりも星の分布が広がっているのは、星が散逸したのではなく、分子雲が細くなったことによるもの？ - P129a
RCW106 GMC複合体
Mopraデータで高分解能の解析が可能
内部構造を持つ巨大な分子雲複合体を確認
特に速度差10-20 km/sのmassive/filamentalyな巨大分子雲が存在し、この分子雲の間に赤外線源が分布、PV図でブリッジ成分を確認→分子雲衝突 - P133a
深層学習によるバブルの検出 - P135a（おれ）
富田さん：化学が含まれてないなどシミュレーションが厳密に観測データ通りになってるわけではないので、プロット結果が違ってくるのは当たり前？
もっと観測データに厳密にあわせたうえで比較するべき（RADMC-3D）（岩崎さんのデータ） - P137a
球状星団のN体計算での階層的三体系の計算がボトルネック、数値的な安定解しかなくその精度を上げたい - P138a
ISM空間は非常にbubbly→ショックとISMインタラクションが非常に重要
星形成シミュレーションに手でSNeを入れると圧縮によって速度分散（乱流）が増加するがそれはせいぜい数Myrで消失する
何度もSNが発生しても速度分散はすぐに低下する