南極30m望遠鏡による近傍星形成領域の乱流起源高温ガス+マゼラン雲の観測
徳田一起 (大阪府立大学/国立天文台)
20 AU分解能で見た分子雲コアMC27/L1521F*ピーク温度~60K

ALMA CO (3−2) (Tokuda+18)

Contents(前半) 近傍星形成領域 Warm CO ガスの観測 ~乱流衝撃波を探る~(後半) 1日中観測可能なマゼラン雲のダスト連続波や[CI]観測

星形成研究の最終目標
分子雲 (コア)?

この段階を理解(多様な)原始星+円盤多様な星質量

Evolution of molecular clouds to protostars
Density(cm-3) 102

103

104

105

106

High-density coreFilaments

107

>108

Protostar formationCores<0.1 pc>10pc< a few 10 AU

Molecular Clouds(GMCs, dark clouds)

Self Gravity

Cloud evolution

TurbulenceMagnetic Field

・複数の物理過程が絡み合う現象
・サイズと密度が進化に応じて数桁変化する

星形成と乱流の関係
乱流とは？: 観測的には熱的線幅よりも広い速度成分- その実態は理解されていない- 至る場所で衝撃波を生成
乱流起源は？
- WNMの衝撃波圧縮=>熱的不安定性による乱流状態のCNMの生成(Koyama &Inutsuka 00, 02)- 原始星からのfeedback(アウトフロー)による再生成 (e.g., Nakamura+11)
乱流の散逸機構- 衝撃波加熱=>放射によってエネルギーを逃す

星形成と乱流の関係
名古屋4m鏡によるOphiuchus 領域の大規模CO観測 (Tacharata+00)

線幅 大

線幅 小

この過程で衝撃波が生じて乱流のエネルギーが散逸する=> 加熱されたガスがCO高励起線 (J=4−3など)観測で見えると予想

Warm gas in early phases of star formation
High-J CO lines as traces of warm gas
L1551 IRS 5 CO (6-5)

Single-dish observations with high-J CO lines toward protostellar sources (van Kempen+09b)

high-J CO ラインの起源について (van Kempen+09b)
・ 原始星からの加熱
・ アウトフロー によるショック
etc…
このような高温ガスも重要だが、ある意味当たり前乱流起源の構造ではない？

星なし分子雲コアでのCO高励起線の観測
Perseus領域

JCMT 850 μm

NGC1333
B1-East 5

Herschel 250 μm

Herschel beam (~37")
絵はアーカイブデータより徳田が作成

B1-E5の特徴 => いたって普通の分子雲コア
半径 ~0.05 pc, Mass 0.5−2 Mo, 平均密度 2.4−9.1 x 104 cm−3, 温度< 20 K

(Sadavoy+12)星なし分子雲コアでのCO高励起線の観測
CO (J = 5−4)

JCMT 850 μm

NGC1333

CO (J = 6−5)

B1-East 5

Herschel beam (~37")

Tkin~20 K
絵はアーカイブデータより徳田が作成(Pon+14)
乱流衝撃波により加熱とされたと考えられる
乱流散逸時間はcrossing time の3倍程度 (Pon+14)*1点観測であることに注意

乱流ショック起源と思われるWarm COガスの空間分解
Thin filament AThin filament B

MMS-3

Thin filament C

超低光度(<0.06 Lo)Class 0 原始星
MMS-1

MMS-2

Arc-like structure
Bright filament

Color: 12CO (3-2)
Possible interpretations:+White contour : HCO (3-2)- Warm gas formed by shock heating
Cyan contour: 0.87mm continuum
Tokuda+18- Thermal instability (Koyama+00, Aota+13)

Thin filaments in MC27 with the width scale of ~20 AU

Tokuda+18

Color: 12CO (3–2), Contour: 13CO (2–1)

衝撃波面として非常に細い(~20 AU)フィラメント構造が見えている？

原始星円盤の多様性と乱流の関係
HL Tauとの大きさ比較 (同じ分解能/波長)MC27/L1521F MMS-1

HL Tau

明るさはHLtau20分の1くらい

Diskはめっちゃコンパクト
半径~10 AU, 質量~10-4 Mo(Tokuda+17)~0."03
Tokuda+19 in prep.

~0."03
ALMA Partnership 15

Class 0/I source は多様な円盤(サイズ, 非対称性, ギャップの数)がいっぱい (観測事実)
分子雲コア内部の乱流がコンパクトdisk形成に影響を与えたか？(Tokuda+17,18)(円盤の多様性の起源の1つとなりえるか？)分子雲スケールの乱流ショックによるCO高励起線の観測予想
Lehmann+2016

CO (9−8)1036.9 GHz
30mだと2."5Contour: H2 column density

分子雲の体積の0.03 %は乱流ショックにより50 Kまで加熱されている

乱流ショックによる高温ガスの探査
・高温ガスの分布はlow-J CO の観測からは(現状)予想しづらい (広域観測)・高温ガスのVolume filling factor は小さい (高分解能)+
Herschelの視野

ALMAに匹敵する解像度

南極30m望遠鏡の必要性期待される成果の例- 高温ガスの分布/強度よりエネルギーを計算 => 乱流散逸時間の見積もり- 分子雲コア形成の理解: 衝撃波圧縮による高密度領域が作られたか？

南極望遠鏡完成までにすべきこと: その1
High-J COとの比較のためのLow-J COデータが必ず必要

要注意: Taurus, Orion, Perseus など現在データが豊富な有名領域は全て南極から観測不可

こんな素晴らしいデータが使えない!!
FCRAOのによるおうし座領域12CO (1−0)観測 (Goldsith+08)

南半球から観測可能な近傍星形成領域のlow-J CO広域観測の推進

e.g., Mopra, ASTE, NANTEN2, Osaka 1.85m, LMT, LST (?)

南極望遠鏡完成までにすべきこと: その2
ALMA を用いたMid-J, High-J CO 観測のケーススタディを推進
一般常識(?): 分子雲コアの観測にCOなんて使わない
理由: 光学的に厚い, ダスト粒子にdepletionする など=> これはこれで概ね正しい?
分子雲はどこでも10−20 Kという見積もりはこれまでの単一鏡ビームの平均でしかなかった。

南極望遠鏡完成までにすべきこと: その2
ALMA を用いたMid-J, High-J CO 観測のケーススタディを推進
一般常識(?): 分子雲コアの観測にCOなんて使わない
理由: 光学的に厚い, ダスト粒子にdepletionする など

B59アーカイブデータの調査(Saigo+ in prep.)
・12CO (2−1)でシェル状高温ガス・原始星とは全く関係のない位置必要なALMAの観測設定- 超高分解能(数十AU スケール)- J=2−1や3−2でもOK(ただし高速度成分のみ)
ALMAで知っておきたいこと- 高温ガスのfilling factor はどうなっているか？
- どのような場所に分布するのか？(完全にランダムな可能性)

まとめ: 南極30m望遠鏡でできること(前半) 近傍星形成領域 Warm CO ガスの観測 ~乱流衝撃波を探る~-すでにALMA, Herschelなどで乱流起源と思しきWarm gas の兆候が!!

Tokuda+18=>広域高分解能観測による乱流の散逸過程や衝撃波圧縮過程を調査(後半) 1日中観測可能なマゼラン雲のダスト連続波や[CI]観測Dense core survey in Chamaeleon I
Color:
APEX/LABOCA 870 μm(Belloche + 2016)
ALMA field

56個の星なしコアを観測
1つも検出できなかった(Dunham et al. 2016)
ρOphiuchus 領域
でも1つだけ(Kirk+17)

この結果をみんな深刻に受け止めはじめた。。。
(ALMAでdense coreの研究は面白くない?)Dense core survey in Chamaeleon I
Color:
APEX/LABOCA 870 μm(Belloche + 2016)
ALMA field

56個の星なしコアを観測
1つも検出できなかった(Dunham et al. 2016)
ρOphiuchus 領域
でも1つだけ(Kirk+17)

Cha-MMS1

The observed point also includes the local peaks of the coresArchival studies of dense cores

L183 (P.I. Bernard), L1544(P.I. Caselli)
MC27/L1521F (Tokuda+16)

Color: JCMT/SCUBA, Contour: Band6 cont. (ACA)VeLLO (MMS-1)

Starless core(MMS-2)

Band 6 cont. (12m array)

Evolutionary stage

EvolvedArchival studies of dense cores

L183 (P.I. Bernard), L1544(P.I. Caselli)
MC27/L1521F (Tokuda+16)

Color: JCMT/SCUBA, Contour: Band6 cont. (ACA)

ALMAS-D
12marray30m) alone(IRAM
Evolutionary stage

EvolvedArchival studies of dense cores

L183 (P.I. Bernard), L1544(P.I. Caselli)
MC27/L1521F (Tokuda+16)

Color: JCMT/SCUBA, Contour: Band6 cont. (ACA)

ACA observations are very important
to distinguish the inner density profile
ALMAS-D
12marray30m) + ACA(IRAM
Evolutionary stage

Evolved観測対象：大小マゼラン雲• 銀河全域の均質のサンプル– 高銀緯、正面向きの銀河– 視線方向の重なりが少ない– 距離の不定性がなく、近い大マゼラン(~50 kpc) 小マゼラン (~60 kpc)

• 現在も活発な星形成
大マゼラン雲大質量星の形成を調べるには最適

銀河系とはいえ、分解能が足りない!!
太陽系=>高分解能望遠鏡の必要性
大小マゼラン雲巨大分子雲から孤立した大質量星形成領域の観測＋ : ALMA 観測天体
なんてん 12CO(1-0)(Fukui et al. 2008)

巨大分子雲から孤立して存在する大質量星原始星が存在

銀河系/他のLMC天体との比較
牡牛座分子雲N159W (大質量星形成領域)(小質量星形成領域)

Target10

Harada+ in prep.
(Osaka 1.85m, Tokuda+ in prep.)(ALMA, Fukui + 2015)

オリオン座分子雲(大質量星形成領域)(Osaka 1.85m,Nishimura+ 2015)CO でコンパクトで非常にコンパクト
ダスト連続波やHIで見ると巨大なガスの一部かもしれない
Color: Herschel 350μm

ALMA 観測範囲

南極30m望遠鏡であれば、ダスト連続波 ~1“程度の分解能の研究ができる=> フィラメント構造(sub-pcスケール)が見えてくるかも?

まとめ: 南極30m望遠鏡でできること(前半) 近傍星形成領域 Warm CO ガスの観測 ~乱流衝撃波を探る~-すでにALMA, Herschelなどで乱流起源と思しきWarm gas の兆候が!!

Tokuda+18=>広域高分解能観測による乱流の散逸過程や衝撃波圧縮過程を調査(後半) 1日中観測可能なマゼラン雲のダスト連続波や[CI]観測
低金属量環境下の大質量星形成に至る薄いガスの調査及びトレーサーとしての振る舞いの調査(COでトレースできる濃い部分はALMAでやる)