A statistical study ofmassive cluster-forming clumps  "$ !#

Shimoikura, Dobashi, et al. 2018

((()

Core 3921 (AFGL4029)

4M)( 21 5 M
A 34A 3(.03 S(48• 100 GHz帯 (~22”)
12CO：アウトフロー探査
13CO, C18O：クランプの同定、質量、速度構造
SO, CS：化学年齢の推定• 45 GHz帯(~40”)
CCS, HC3N：化学年齢の推定• 2MASS PSC
星団の同定、星団の星の数等の調査
母体クランプとの関係

星団の付随しない領域の例

core 3890 (AFGL333)
12

core 3937
13CO (J=1-0)
1035

C18 O (J=1-0)+ 2MASS JHKs
28CO (J=1-0)

60

3

15.5

velocity range=(-15,-7)(-13,-10)(-12,-10)

map resolution

21'

CO (J=1-0)(-55,-45)

300

C18 O (J=1-0) + 2MASS JHKs
120(-52,-45)

3890c

32'

155

map resolution

6230'

3890b02245+6115

28'

20'
19'

3937

61o 26'3890a[Min/Step(K km/s)]=[10/10]

SO (JN=32-21)

18'

10(-53,-45)

34'[4.0/4.0][1.8/1.8]

4

CS (J=2-1)(-53,-45)

12

C 34S (J=2-1)(-52,-45)

128

17'

[Min/Step]
60o16' =[10.0/10.0][1.8/0.6][3.5/2.1]

3h20m 56s 48s 40s 32s 24s 16s
Right Ascension (2000)

SO (JN=32-21)

48s 40s 32s 24s 16s

CS (J=2-1)

K km/s48s 40s 32s 24s 16sWISE band1

Declination (2000)

Declination (2000)

13

velocity range=(-57,-40)

34'

Declination (2000)

12CO (J=1-0)

32'

1.0 pc

630'

74

28'

0.5

1.3

2(-12,-10)123(-13,-10)
61o 26'

1.0 pc[1.5/1.0]

CCS(JN=43-32)

Declination (2000)[1.0/0.5][1.5/0.5]

48s 40s 32s 24s 16s

r ~0.2 pc,
ΔV~1.0 km/s,
MLTE ~100 M⦿

[1.5/1.0]

2

1K km/sstar density map + WISE band1

HC3N(J=5-4)(-50,-48)[0.38/0.1]

34'

48s 40s 32s 24s 16s[2.1/1.4]
1[Min/Step(stars/arcmin 2)]=[30.0/5.0](-50,-48)

1.0[0.4/0.2]

1.03890cl5 3890cl4

32'

3890cl1

0.5

0.5

30'

3890cl2
28'

48s 40s 32s 24s 16s

r ~0.5 pc,
ΔV~2.5 km/s,
MLTE ~4000 M⦿

3890cl3

map resolution

61o 26'2 h 29m 00s

28m40s
20s
Right Ascension (2000)

00s

02 h 29m 00s

28m40s20s

00s

02 h 29m 00s

28m40s20s00s

星団形成領域の例
core 4974 (Mon R2)

2135245DR21, W3, or W40 等の星団形成領域では未検出( e.g., Lai & Crutcher
2000) .
r ~0.5 pc,
ΔV~2.5 km/s,
MLTE ~1000 M⦿

クランプと星団の関係

Core 3890 (AFGL333)$0ָ‫➰ַ׃ַ׆׻‬ꥤ‫ְז׃‬僤㔚
5ZQF

‫؝‬ٝ‫ة‬٦ $0 ‫ؙٓ‬ٝ‫ ف‬胜兝."44+),葿さ䧭 僤㔚Core 3921 (AFGL4029)$0‫ה‬僤㔚ָ
葺ֻ♧荜
5ZQF

$0ָ➰ꥤ‫ְז׃‬僤㔚
5ZQF

僤㔚ָ➰ꥤ‫ְז׃‬‫ؙٓ‬ٝ‫ف‬
5ZQF

N(H 2) (1022 cm–2 )201510500i =9.0×10 22r =0.71020304050

Star Density (arcmin-2 )60

星団形成の進化段階が異なると思われる4つのタイプに分類(1)星団が付随しないクランプ Type 1(2)N(H2)とstar density の相関を調べた結果、相関係数が0.5以上 Type 2(3)相関係数0.4以下 Type 3(4)クランプが付随しない星団 Type 4

Type 1

Type 2Type 3

Type 4C18Oのみ

C18Oと星団の相関が良い

C18Oと星団の相関が無い

星団のみ

個数：8796 





質量、半径、線幅の関係
Type2クランプ
質量 ~1000 M ⦿,半径~0.5 pc,
密度 ~105 cm-3
Tex >50 K

Type3クランプ
質量 ~300 M ⦿,
半径 ~0.5 pc,
密度 ~105 cm-3
Tex ~40 K
Type1クランプ
質量 ~100 M ⦿,
半径 ~0.3 pc,
密度 ~104 cm-3Tex ~30 K

Type2クランプの線幅~3km/s
その内部では、2つの速度成分がある。

鸞䏝‫ך‬麩ֲ‫ أؖךא‬⡦‫׾‬䠐㄂‫ַ׷ׅ‬
Core 4423 (S235AB)

中心からの位置(arcmin)

1.543'

赤緯42'41'35o 40'

Type２クランプ (7つのうち3つ) の特徴＊PV図で２つ目（13CO,C18O）＊速度差 ~1.5km/s＊見かけの形状は楕円形

1.00.50.0-0.5-1.05h 41m 00s 40 m56s

52s

赤経48s

44s

-1.5-20-18-16-14速度(km/s)＜複数の速度成分の発見 従来の解釈＞
・clump-clump collisions（e.g., Higuchi et al. 2009, Torii et al. 2011）、
filament-filament collisions (e.g., Dobashi et al. 2014)
・Compact HII region の expanding shell (e.g., Shimoikura et al. 2015)

太陽程度の星の周りのガスの運動(Ohashi et al., 1997)
分子雲コア

位置

赤緯

星団形成クランプ

赤経速度
回転運動のみ

速度V
中心星

43'

収縮(インフォール)回転しながら収縮
運動のみ

42'

赤緯

Y

中心からの位置(arcmin)

1.5V回転V収縮

Observerx41'

位置
35o 40'0.50.0-0.5-1.05h 41m 00s 40 m56s

速度1.052s

赤経48s

44s-1.5-20-18-16-14速度(km/s)

長軸方向のPV図は、Ohashi et al. (1997)や Momose et al. (1998) によって研究された小質量星周の「回転＋インフォール運動」によるPV図によく似ている。
→スケールアップされただけで、同じ現象が起きていると思われる。

ベストモデルH2PV(長軸)PV(短軸)• クランプへの質量降着率
r ~ 100,000 au（クランプのサイズ程度）で1.2×10-3 M⦿ /yr• インフォール速度と回転速度が変化する
中心からの距離r~6400au→この半径内の質量~4 M⦿ 。
このクランプの中心に付随するコアの質量(Felli et al.2004)と同程度• クランプの中心に最も重たい星(11Mo)の存在 ( Dewangan &Anandarao2011)㔐鯄؎ٝ‫ؓؿ‬٦ٌٕ‫דٕر‬
錁庠穠卓ָⱄ植‫׋ֹד‬

クランプ中心に向かって重力収縮している現場：星団形成の初期の段階？
(, 01 . 2) 6 1 ) ,6)

6PcYav

P 4O 56OS5PP
221es
6OS5cp
TV 654PoiYOPpymcr

クランプの回転+インフォール運動は、星団形成の初期（Type2クランプ）に広く見られる一般的な現象である、と考えられる。

クランプの化学的な進化段階を推定•••

xKal95egr mT)
hnKT,t9C 0 y6yrで急激に減る
CS,SO：10
CCS,HC
N：化学進化の若い分子雲コア
1.53.
y 3y.2y(K 95aKpee.g., Bergin & Langer (2002)
K で豊富に検出 e.g., Suzuki et )al.(1992)
95ape
CpS>
ZS
⻉㷕⿾䘔Ꟛ㨣ַ‫ך׵‬儗꟦ӧZS⻉㷕⿾䘔Ꟛ㨣ַ‫ך׵‬儗꟦ӧ
K
5ZQF‫ؙٓ‬ٝ‫כف‬ծ5ZQF‫ؙٓ‬ٝ‫⻉׶״ف‬㷕涸‫ח‬〢ְ‫ةأؙٓ‬䕎䧭䖓‫ؙٓך‬ٝ‫ف‬Massive Type1クランプの謎

Type2クランプより若い、星団形成前のType1クランプは今回のサンプルにはなかった
5-35104.0 cm のクランプのfree-fall time ~10 yr
This work
Shimoikura et al. (2013)
6yr
Type2クランプに付随の星団の年齢~10Type 1
Type 1
3.5Type 2
Type 2→Type2前のType1は進化が早いため観測が困難
Type 3
Type 3
outflow

outflow

3890blog[Mvir] (M )3.0
2.5＋class I

3890a＋class II

2.0
1.5
1.00.5

Mir =ELTv

M

0.5

1.0

1.5

2.0

2.5

log[MLTE] (M )3.0

3.54.0• 質量 〜4000Mo,密度~105cm-3,物理量はType2と同程度→十分な材料• PV図でダブルピークの特徴はない。
• 散発的な星形成は起きているが、大規模な星団形成は起きていない。

Mvir < MLTE
→ 強い磁場(〜1mG程度、 Crutcher et al. 2010) に支えられている可能性,磁場がぬければビリアル平衡により近くなりType2へ進化？

星団形成のシナリオの提唱• 24のクランプと23の星団を同定し、力学的＋化学的な観点から星団形成の進化を追った。
• Type2クランプ7つのうち3つで回転＋インフォール現象を確認。星団形成の初期に起こると考えられる。
• Type1→Type2 → Type3 → Type4で進化すると考えられる。
• 最も若いTyp1クランプは今回のサンプルには無かった。

南極望遠鏡観測で星団形成のシナリオを確立！
• 現在進行中• 磁場の効果を取り入れたシミュレーション結果(Wu et al. 2018, inprep.)と比較中• 大質量のType1クランプ探し• 南極望遠鏡での観測• Type1,Type2, Type3の統計的調査(Dobashi 2011のコアカタログ)• Type1の磁場強度の測定