Slide
予稿
Memo
- P101a
ALMA eDiskサンプルの中心星質量を推定
中心星質量が大きい天体はClassIやディスクが支配的な天体に対応 - P102a
エンベロープ質量と中心星質量の間の関係からinstantenousなSFRを直接推定
エンベロープ質量と中心星質量には有意な負の相関
中心星質量/エンベロープ質量の変化に沿った進化 - P103a
円盤スケール(ACA)とコアスケール(JCMT)をつなぐエンベロープ領域の観測
進化が進んだ天体ではよりコンパクトなエンベロープ
多様・非対称なエンベロープ構造 - P104a
IRAS 4Cの多輝線観測
CSとSOがシンメトリーなアウトフローをトレース - P105a
星形成領域に多様に存在するSO2の遷移周波数決定 - P112a
NGC1333の多輝線観測
N2D+で同定されたフィラメント構造とClass 0/I点源の一致 - P113a
フィラメント断片化によるコア形成検討 - P114a
TMC-1、L1495、L1688のHerschelデータからSFR推定
α<2であるコアは少なく、SFRは数%、星は少数の不安定なコアから生成される
SFRの分子はコア質量×a(星に変換される割合、0.3~0.5)で定義 ← 観測から制約できない？ - P115a（おれ）
系外銀河分子雲は速度分散が大きいGMCほど星形成が盛んという結果が出始めてる
全体構造の内部で高密度領域同士がn体的にバランスをとっていて、それが速度分散の広がりとして見られるのでは？みたいなのを系内分子雲に対して検証できるとおもろい - P117a
MaMMOtHプロジェクト：Class IIメタノールメーザーが付随する天体の観測 - P118a
星形成領域の高い円偏光場がホモキラリティの起源？ - P119a
W49NのALMAアーカイブを解析
UCHIIを伴う分子雲とそうでないものが存在
同一領域内で多様な星形成状況 - P120a
大マゼラン雲のhot core観測
有機分子がrichなコアはバー領域に集中し、poorなコアはバーの外側に - P128a
ガス雲コア内の乱流が星形成に与える影響
シミュレーションでどのコアでも乱流ドミナントに - P129a
原始星周辺の降着流シミュレーション
原始星表面に衝撃波はできず、原始星と円盤が滑らかに接続 - P130a
ガス雲の自己重力による分裂スケールが星質量を決定
時間進化を考慮にいれて分裂スケールの計算 - P131a
非等温ガス雲での連星成長過程
連星と周連星円盤への分化の重要性 - P132a
0.01 M☉付近のIMF起源
コアへの外層の降着が無ければbrown dwarfになるのでは？
コア同士の遭遇（衝突）によって外層がはがれる - P133a
ハブフィラメントが放射状に整列するメカニズムは未解明
砂時計型の磁場と分子雲の相互作用による放射状フィラメント形成
高密度ガスのみがハブ中心近くへ高速に動く - P134a
星団内の連星は重力相互作用により性質を変える
原始連星の力学進化を調査
等質量で近接した連星のみが生き残れる - P135a
GMCでの星団形成起源
星団の質量分布は-2、分子雲の質量関数は-1.7のべきをもつ、-1.7→-2の原因は？
一つの分子雲で複数の星団が生まれると説明できそう
より大きい分子雲は質量さがより大きい星団に分裂するとより良さそう - P136a
衝突銀河内の分子雲衝突による超星団の形成 - P137a
Sgr B2の点源解析 - R16a
銀河系高緯度にあるガスの降着により円盤全体が星形成率を維持？
モデル計算から、galactic rainによる降着が卓越 - R17a
AGNによる銀河のクエンチング可否の調査
AGN type2銀河のサイズ-質量がquiscent銀河に対応 - R19a
多量の銀河中心核に埋もれた銀河中心核
ESO173中心にtail構造、collimated outflow？ - R20a
密度波理論：形成された星団に年齢勾配 vs. 動的過剰腕理論：渦状腕を軸に対称な性質 ← この仮定強すぎない？？？
M33星団に年齢勾配は見られず不規則な分布 - R21a
HCNは低密度領域にも分布し得るから、高密度領域トレーサーとしてはN2H+の方が優秀？
より高密度な領域では単位HCNに対してN2H+が多く検出
特に銀河中心付近ではジェットによる励起/破壊で二輝線の分布に違い