テラヘルツ観測で探る
星形成領域の物質進化-SPICAから南極へ下西 隆（新潟大学）+SPICA 科学検討チーム
南極天文ワークショップ「南極から遠赤外線-テラヘルツ波で探る宇宙」
2022.3.14 国立極地研究所+オンライン
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星･惑星形成 = 構造形成 + 物質進化 this talkFig.1 Galactic baryon cycle [SRON]

Fig.2 SPICA and star/planet-formation[JAXA / Nagoya Univ.]

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Atomic and molecular lines in mid- to far-infrared
Tab.1 & Fig.3 Key diagnostic features in mid-/far-IR
and their origin [van der Tak+ 2018][Roelfsema+ 2018]

High-J CO as a tracer of warm gas around protostar
Frequency[GHz]

Eu [K]

2-1230.538

173-2345.796

33

4-3

461.04155

5-4

576.26883

6-5

691.473116

7-6

806.652155

8-7

921.800

199

9-81036.912

249

10-9

1151.986

304

11-10

1267.015

365

12-11

1381.995

431

13-12

1496.923

503

14-13

1611.794

581

15-14

1726.603

663

16-15

1841.346

752---------

22-21

2528.172

1397

23-22

2642.330

ATT

1524

Nu/gu [cm-2]

Herschel/HIFIl THz域のhigh-J CO輝線は、原始星エンベロップや円盤表層などの暖かい領域のガス密度・温度を探る上で有用e.g.,1,2.3
l ダスト連続波やlow-J COでは視線方向上での冷たい成分の寄与がどうしても大きくなる
l しかし、十分に空間分解していない観測の場合、Eu ~250K程度のラインであっても、高温領域(>100 K)を正しくトレースしていない可能性が指摘されている4Eu[ [K]
Fig.3 Rotation diagram of CO for Orion Bar2SPICA/SAFARI

1San José-García + 2013
2Joblin+ 2018
2Plume+ 2012
4Yildiz+ 2013

(トータルの輝線強度に対する寄与)Transition

Cumulative intensity ratio: I/Itot

Tab.2 CO transitions [CDMS]

(YSO)

C18O

50100150 200
エンベロップ温度 [K]Fig.4 Cumulative intensity ratio I/Itot of C18O vs.
envelope temperature where emission arise４

HD & H2 lines
Tab.3 HD & H2 transitions
Wavelength[µm]Eu [K]SPICA/SAFARIHD
1-0

112.07129

2-156.23

385

---

---

---

H20-0 S(0)

28.22

510

0-0 S(1)

17.03

1015

0-0 S(2)

12.28

1682

---

---

---

[e.g., Bergin+ 2013, McClure+ 2016, Kama+ 2020]l H2 lines in MIR: ショック領域やPDRなどに見られる高温ガス(>500 K)を探るのに有効

SPICA/
SMI

Fig.6 Disk gas mass vs. stellar mas fornearby SFR based on mm continuum[Kamp+ 2021 and references therein]log 円盤ガス質量 [Msun]

Transitionl HD lines in FIR: 原始星近傍や円盤など、数十Kから数百K程度の領域のガス密度を探るのに有効

SAFARI 1hr on-source
observations of HD(1-0)
SAFARI 10hr on-sourcelog 中心星質量 [Msun]

T = 260 K
T = 1025 K

Fig.5 Herschel/PACS spectra of HD lines detected in TW Hya[Kamp+ 2021]

Fig.7 Excitation analysis of H2 lines
in shocked gas [Dianatos+ 2013]2000 K

6000 KH2O gas
Tab.3 Example of strong
H2O transitions [JPL]Transition

Frequency[GHz]

Eu [K]

H2O
11,0-10,1556.936

61

21,1-20,2752.033

137

20,2-11,1987.927

101

31,2-30,31097.365

249

11,1-00,01113.343

53

32,1-31,21162.912

305

22,1-21,21661.001

194

21,2-10,11669.905

114---------

llll

H2O: 高密度分子雲で最もアバンダンスの高い分子の一つ
星間氷や太陽系内の天体と化学組成を比較する上でH2Oは重要
THz域には多くのH2Oの輝線が見られる
Herschelで観測された原始星方向のH2O輝線は複雑な速度プロファイルを示しており、中心星近傍の高温領域に加えて、outflow cavityやshockなど複数の領域からの寄与が考えられる
l 高空間分解能のH2O観測は、中心星近傍の暖かいガスを選択的に見られるかもしれない
H2O(11,0-10,1) 557 GHz

Low-mass

Intermediate-mass[San Jose-Garcis+ 2015]

H218O
31,3-22,0203.408

204

11,0-10,1547.676

61

21,1-20,2745.320

137

31,2-30,31095.627

249

32,1-31,21136.704

303

---

------High-mass

H2O(21,2-10,1) 1669.9 GHz

Fig.8 Water vapor in star-forming regions[van Dishoeck+ 2021 and references therein]

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Constraining Snow Line via H2O gas lines
l H2O Snow line：これより内側では水はガス、外側では氷. その位置の決定は円盤進化や惑星形成を理解する上で重要
l 中心星近傍でケプラー回転するH2O gas輝線の速度プロファイルからSnow
Lineの位置を探る (Notsu+ 2017, 2018)l Snow lineの観測に適したH2O輝線（アインシュタインA係数が小さめ、励起温度高め）の多くが中間赤外~遠赤外にあり、検討が進められていた

Fig.10 Schematics of a protoplanetary disk. [Pontoppidan+ 2019]

図11. 天文月報 2020/12 本田, 野村, 野津より

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Thermal History of Ices & Dustl 遠赤外線域にはダストおよび氷の格子振動モードがあり、これらは物質の熱史の良いプローブ
l 分子雲中のダストはほぼ非晶質なのに対し、彗星中のダストには結晶質シリケイトが豊富に存在することが知られているe.g.,1,2l 結晶化のメカニズムは未だ不明 (結晶化には1000K程度の加熱を経験する必要がある)l 原始惑星系円盤内側の高温領域には結晶質シリケイトが存在することが知られているe.g.,3l 一方、円盤外側の彗星形成領域の物質の性質は未知で、これを探るには遠赤外線観測が最適
1Campins & Ryan 1989, 2Matzel+ 2010, 3Honda+ 2003

Fig.12 Herschel and ISO observations of a Herbig
Ae/Be star, HD142527 [Min+ 2016]

図13. 天文月報 2020/12 本田, 野村, 野津より

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Molecular Ion in Diffuse Clouds

Massive YSO

Vsys

hyperfine

宇宙線による電離度:ζ (s-1)

l THz域には分子イオンの遷移が多く存在する (OH+, H2O+, CH+, H2D+, etc.)l 大質量原始星を背景光源として使った分子イオンの星間吸収線の研究(Indrilo+ 2015, Herschel/HIFI)
See also Watanabe-san’s talk!
l N(OH+), N(H2O+), N(H) から銀河系内の様々な領域でのCosmic-ray ionizationを推定
l より大規模なサーベイに発展可能?
(銀河面、外縁部方向、マゼラン雲、その他の近傍銀河、etc.)

銀河中心からの距離 [kpc]Fig.14 THz absorption lines of molecular ion, and derived CR
ionization rate in various sight lines [Indrilo+ 2015]

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ATT’s Spatial Resolution
l空間分解能 (10m)：16.5” (460 GHz), 8.7”(850 GHz), 5.1” (1.5 THz)l空間分解能 (30m)：5.5” (460 GHz), 2.9”(850 GHz), 1.7” (1.5 THz)lマルチビーム分光の視野 (30m)：15x15なら、~44”x44” (850 GHz)

Nearby SFR(200 pc)

Disk*(20-200au)

Hot Corino(0.02 pc)

Hot Core(0.1 pc)

Clump(1 pc)

GMC(10 pc)Wholegalaxy

0.1”

20”

---

1000”

---

---

2”

10”

100”

1000”

---

0.5”

2.5”

25”

250”

---

0.4”

2”

20”

200”

---

70-80 mas0.3-0.4”3-4”

30-40”~6x6 deg2

4 mas

20 mas0.2”

2.2”~6ʼx6ʼ

(low-mass)

High-mass SFR(2 kpc)(high-mass)

Galactic Center(8 kpc)(high-mass)

0.1”
25 masOuter Galaxy(10 kpc)

20 mas

LMC/SMC(50-60 kpc)

3-4 masIC10(950 kpc)

0.2 mas*Assuming 20 au for
low-mass disk, 200 au
for high-mass disk

cf.
Herschel/HIFI:25” at 850 GHz(high-mass)(high-mass)(high-mass)：10m鏡で(ほぼ)空間分解可：強めのラインの検出なら：30m鏡で(ほぼ)空間分解可：干渉計を使おう

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ATT’s Observable Skyl オリオンやタウロスといった一部の人気天体は見えないl マゼラン雲は大変よく見える=> 高励起のCOラインやダスト
連続波での全面サーベイなどは面白い
l 銀河系外縁部など、探査があまり進んでいない領域のサーベイも面白い
l THz => 高励起 => 原始星に付随する暖かいガスの探査に有効l THz => 埋もれた原始星のSEDの観測にも有用[Pablo Carlos Budassi]

EL>30 at ATT ó 232 < l < 14(based on Umemoto-san’s talk)

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Summaryl SPICAで検討された星・惑星形成領域の物質進化に関連する研究 (の一部)̶ High-J CO (THz) or H2 (MIR) 輝線を用いた原始星近傍の暖かいガスの定量化
̶ HD輝線(THz)を用いた円盤ガス質量の定量化
̶ H2O輝線(THz)を用いた星・惑星形成領域の水の定量化
̶ H2O輝線(MIR, FIR)を用いたSnow lineの推定̶ ダストおよび氷のバンド(FIR)を用いた彗星形成領域の固体の熱史の推定
̶ 原子・分子イオン輝線(THz)を用いたdiffuse cloudの物理状態の推定
SPICAの科学検討に関わった全ての方に感謝いたしますl 南極テラヘルツ望遠鏡
̶ THz域連続波でのサーベイ => High-J COでのフォローアップによる原始星探査、もしくはHigh-J COでの広域サーベイ(マゼラン雲、銀河系外縁部、銀河中心など)
̶ 星形成領域の水のサーベイ? (観測できる?) (近傍星形成領域など)
̶ THz域連続波でのサーベイ => 分子イオン吸収線のサーベイによる宇宙線電離度マッピング (銀河系内、マゼラン雲、近傍銀河など)
̶ ホットコアなどのスペクトルラインサーベイ (THz域はまだまだ未知)
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