ASTE望遠鏡による星/惑星系形成過程の研究と南極望遠鏡への発展
塚越 崇 (茨城大)内容• ASTE望遠鏡による観測結果を基にした南極望遠鏡でのサイエンス• Tタウリ型星, 原始惑星系円盤の観点から• AzTECサブミリ波広域イメージングによる原始惑星系円盤観測の結果、および他望遠鏡へのサイエンスの発展• 南極望遠鏡によるサイエンス• カメレオン分子雲に対する連続波イメージング観測• [CI]輝線で探る円盤表層物理惑星系形成と原始惑星系円盤• 原始惑星系円盤: 惑星系形成の土台• 観測におけるキーパラメータ• 円盤内のダスト・ガス分布

Tタウリ型星୰ᚰᫍཎጞᝨᫍ⣔෇┙䜺䝇• 円盤の散逸時間

䝎䝇䝖䝎䝇䝖䛾ᡂ㛗䛸ỿẊ• ALMAにおける詳細構造解明✰ᵓ㐀䜢ᣢ䛴෇┙㻔 㑄⛣ẁ㝵෇┙ 㻕

近年のホットトピックの一つ
HD142527

HLTauᚤᝨᫍᙧᡂ
䜺䝇䛾ᩓ㐓ᚤᝨᫍᡂ㛗䜺䝇ὶධ䛸ᩓ㐓Fukagawa, TT, et al.(2013)

ALMA partnership (2015)ᝨᫍ⣔ᙧᡂこれまでの観測:AzTEC/ASTE K1 Project• 高感度広領域の(南天)近傍星形成領域1.1mm連続波マッピング観測• 原始惑星系円盤の均一かつ大サンプルのサーベイ•

南天のダスト円盤探査 (->干渉計観測、ALMAへ)•

ダスト円盤の進化と散逸• コア探査とCore Mass Function• 外領域の星形成過程への影響

ASTE望遠鏡/AzTECカメラ• ASTE: 10mサブミリ波望遠鏡

ASTE• 受信機: AzTEC (developed at UMASS)•

144素子ボロメータアレイ•

中心周波数: 270GHz (λ=1.1mm)•

視野: 7.8arcmin•

分解能: 28” (4200-5600AU)AzTEC• Jun. 2007 - Dec. 2008
• ラスター & リサージュスキャン

Av map (Dobashi+2005)

観測領域

Cha I

• 南天近傍星形成領域(~16 deg2)

Cha II• 性質の異なるsub-cloudを保有
Cha III
L1709

Chamaeleon(d=160-180pc)

L1688

Lup I

Ophiuchus(d=130pc)
Pipe Nebula(d=130pc)

Lup IILup III

core10
core5

core3

B59

Lup IV

Lupus(d=150-200pc)

連続波カメラのデータ解析手法• Principle Component Analysis (PCA) method•

素子間で相関性の良い信号を大気由来成分として除去•

点源天体に対して高い感度••

source extractionに使用

低空間周波数を落とすことによりnegative signalが生成• Iterative procedure for extended emissions
•

FRUIT

•
•

PCAのパラメータを変化させ、iterativeに広がった放射を回復させる

CLEAN deconvolution•

得られたPCAイメージをPSFでdeconvolution•

電波干渉計でよく用いられる

観測結果例: Chamaeleon
Cha. I

Cha. II-0.05

0.00

0.05

0.10Jy beam-1

0.150.20

part of Cha. III

観測結果例: Lupus
Lup. I
field 1

field 3field 2

Lup. III

field 4

Lup. IV

0.2

Lup. IImJy beam-10.1

field 6field 50.0

• 多くの原始惑星系円盤(分子雲から孤立したもの含む)を検出•

高感度・広域サーベイの利点• 干渉計(ALMA,SMA)観測へ1010-2deep

3σ Mass Sensitivity per beam [Msun]

AzTEC/ASTEの観測領域と感度
wide
Young(Cha2)

COMPLETE(Per)

Lup
Pipe
Cha
Oph

single point obs.

Enoch(Per)
Chini(RCrA)

Young(Oph)COMPLETE(Oph)Henning+1993
Cha@1.3mm

Andre+1994
Oph@1.3mm
Nurnberger+1997
Lup@1.3mm

Stanke(Oph)Motte(Oph)-3
Johnstone(Oph)

-1

10010

Mapping Area [deg2]101#κv=0.1 (v/[1THz]) cm2 g-1• アタカマでもChamaeleon領域の観測条件は厳しい

YSOの検出率と進化傾向
10F(1.1mm) [Jy beam-1]

Class IIIClass II

FS-1

0ChaLupClass 0/I Oph
Pipeno index

10.1

0.01
-3-2

1

Spectral index(2-25µm)• 進化に伴うフラックス減少• “Outlier”天体の詳細観測へ

23[Tsukagoshi+, in prep.]ダスト沈殿円盤 [Tsukagoshi+2011]• V1094Sco (Lupus III)• 弱輝線Tタウリ型星, 0.8M⦿
• F(1mm)=221mJy• Lupusで最も大きい• F(1mm)/F(MIR)~1• 冷たく重い円盤であり不安定

141013• TR~99 [K] (R1au• Mdisk~0.02-0.10M⦿

101210p=1.5

ß=0.0
ß=1.0-910)-0.7でSEDを再現

10-810Frequency [Hz]-10-1110• 回転COガス円盤(ASTE,SMAのフォローアップ)-12

10AzTEC-1310

110100

Wavelength [µm]1000Late Stage of Transitional Disk [Tsukagoshi+2014]–(a) Ks-band PI + 345 GHz• Sz91 (Lupus III)• Class III Tタウリ型星, 0.5M⦿

• SMA+すばる望遠鏡での高分解能観測• Rin=65auのinner hole

100AU10-9• class IIIとしては最もmassive10-10• 内側に~170Kの成分が存在• 局所的な放射源• 中心星に照らされるリング

λFλ (erg sec-1 cm-2)• Mdisk=2.4x10-3M⦿ (g/d=100)

10-11
Fig. 4.— (a) Polarized intensity (PI) image
10-12
superposed on the 345 GHz continuum emi
10-13 optically thinposition is shown by the red cross. The
10-14 optically thick′′line. Thediameter(filled c1 inner are
10 of 0. 2100
1000
λ (μm)
subtraction process and is masked. (b) Pol

disk+hot component

ASTEによる円盤ガス輝線観測• 345GHz帯多分子輝線観測• 近傍24天体• 円盤(ダスト)進化に伴う輝線強度減少• 円盤[CI]輝線の初検出[Tsukagoshi+2015]• Band8QM/ASTE

問題点
・492GHz帯観測の大気条件・単一準位での物理量導出

0.15TA* [K]• 円盤表層物理(円盤風散逸など)[CI] (3P1-3P0)

0.2 DM Tau
0.10.05
0-0.0502468VLSR [km s-1]

1012域となっている。同 complex 内のクラウド間においてこのような多様性が生じる要因を調べる上でも大変興味深

南極望遠鏡によるChamaeleon分子雲の観測い領域である。既存の望遠鏡ではほとんど観測ができず、電波観測は NANTEN や SEST によってミリ波長帯で行われてきた (Mizuno et al. 1998, 1999, Henning et al. 1993 など)。近年は APEX による分子輝線観測の結果(Cham I の MMS1) が publish されている (Belloche et al. 2006)。
図 1 はカメレオン領域全体の様子と、T タウリ型星の分布の様子を示している。カメレオン領域には 200 近いT タウリ型星が存在している (Alcalá et al. 1997)。CTTS はサブクラウド Cham I、Cham II に集中して存在しており、WTTS はカメレオン領域全域に渡ってほぼ均一に分布している。Cham I には 5 つの原始星と 116 の T
Cha1: SFE~10%, cluster
タウリ型星が存在しており (CTTS が 42 個、WTTS が 74 個; Lawson et al. 1996, Mizuno et al. 1999)、Cham IIには 3 つの原始星と34 の T タウリ型星が存在する (CTTS が 30 個、WTTS が 4 個; Young et al. 2005, Alcalá
Cha2: SFE~1%,
isolated
et al. 2000, Hughes et al. 1992)。

• Chamaeleon分子雲: 性質の異なるsub-cloudを持つ••• Cha3: SFE=0%[Alcala+1997]

観測例の少ない未開拓領域

南極望遠鏡によるChamaeleon分子雲の観測• 観測サイト間のElevationの違い
南極Chamaeleon

ASTE

Chamaeleon

南極望遠鏡によるChamaeleon分子雲の観測
Image sensitivity (10 deg2) [mJy/beam]• 連続波広域イメージングサーベイ• 原始惑星系円盤探査, ダスト円盤散逸時間=>多周波観測によってダスト成長の指標も得る

102

101

1h integ
8h integ
100h integ
5σ Jupiter Mass
5σ Earth Mass100• 母体分子雲からコア/原始星の形成

視野+分解能が必要=>単一鏡の強みを生かす
520

10-110-2• 2準位[CI]観測による円盤表層物理の研究

520※30m望遠鏡諸元を参照
350 400

850
13001500
B.
et al.:
TheJonkheid etJonkheidal.: The gastemper
FrequencyB.[GHz]※10m望遠鏡諸元を参照• [CI](1-0)@492GHz, [CI](2-1)@809GHz• [CI]の探査観測+高速度円盤風の検出

分解能+高周波が必要=>南極の大口径望遠鏡

650

1h sensitivity(dv=0.2km/s)[Jonkheid+2004]

まとめ• AzTEC/ASTEによるミリ波広域イメージングサーベイ• 多くの原始星・原始惑星系円盤の検出、進化傾向を明らかに•

分子雲全体の構造も• AzTECデータをベースに、様々な研究へと発展•

星形成や遠方銀河を含む• 南極望遠鏡による原始惑星系円盤研究• カメレオン分子雲•

アタカマでも高周波は難しい• サブミリ波多波長連続波イメージング観測• [CI]輝線による円盤表層物理の解明

視野+分解能+高周波が必要
南極の大口径望遠鏡の役目