星形成ゼミ
The Star Formation Newsletter#321, 10-19
原⽥直⼈（九州⼤学 M1）

10111213141516171819

ターゲット︓G034.77-00.55（IRDC : Infrared Dark Cloud）
観測︓ALMA SiO(J=2→1), IRAM 30m telescope C18O(J=1→0, 2→1)
• 初めてCJ-type MHD shockを空間的に分解• ガスは衝撃波圧縮によりn(H) > 10^5 cm^-3→ この後⼤質量星が形成︖

shockがJ-typeからC-typeへと進化するCJ-type shockの存在が理論から予測されている
J-type︓物理量は不連続
C-type︓物理量は連続Fig 1• ⾚︓Spitzer 24μm emission

G034.77-00.55
⾚外暗⿊星雲• 緑︓Spitzer 8μm emission• ⻘︓JVLA + GBT 21cm 連続波基本情報• IRDCはHII領域〜SNR間に位置する
＠わし座（太陽系から 2.9 kpc）
• IRDCとSNRの間を観測（⽩い四⾓の範囲）• W44周りのガスは ~11-13 km/s で膨張している

G034.758-00.681
HII 領域

W44
超新星残骸

Fig 2（右図）• contours︓SiO 積分強度図• ⾚︓moment 1 map• 緑︓Av > 20 magの領域
北-東⽅向に濃い領域 (ridge)有り• ２つの伸びた平⾏な構造がridgeに沿って⾒える＝MHD shock

Fig 3︓SiO channel maps (46-39km/s)

Fig 4• 上段︓PV図（Fig2の⻘線上）• 下段︓visual extinction(Av) profiles
PV NorthPV South• ２段階の減速が⾒えた＜＝CJ-type shockの構造と類似
急な減速＝幅 < 2”.5、落差 ~ 2-3km/s
緩やかな減速＝幅 ~ 10”-20”、落差 ~ 4-5km/s• SiOの位置と減光量のピーク（ridgeの位置）が対応＝＞SNRからのガス流と ridge（⾼密度領域）の衝突でshockが形成︖

Fig 5• ⿊︓C18O (J=1→0)のスペクトル

ridgeの内側= post-shock• ⻘︓C18O (J=2→1)のスペクトル• ⾚︓SiO (J=2→1)のスペクトルby IRAM 30m telescope• ridgeの外には~43km/sにピーク＝pre-shock ガスに対応• ridgeの内では~40km/sに2個⽬の成分あり、SiOも検出＝post-shock ガスに対応

ridgeの外側= pre-shockpre/post-shockのH2の数密度などの⾒積もり• 輻射輸送計算コード RADEX(Van der Tak+ 2007)• Fig5の３つのemission（C18O(1-0,2-1), SiO）から⾒積もった＊ridgeの外はSiOが未検出 → 上限として3σのemissionを仮定• 𝑇"#$% = 15K（IRDCの典型値）、平均線幅＝2km/sを仮定
n(H2) [cm^-3]

N(C18O) [cm^-2]

N(SiO) [cm^-2]

τTex [K]pre-shock10^4

1.8*10^156*10^90.179post-shock> 10^59*10^14

1.6*10^120.36

710倍以上︕
エンベロープ質量の推定• ALMAの3mm連続波 imageを使⽤• 結果として𝑀%$+ ≤ 0.45Msunを得た…SiOのabundanceは500倍以上

PV図の再現＆shockの物理量の推定

PV SouthPV North• 1D MHD shockコード
MHD_VODE(Flower+ 2015）• PV図を時間依存するCJ-type shock
で（ある程度）再現できた︕• SiOの柱密度が合わない←grain-grain collisionの効果が⼊っていないから︖• PV Southは上⼿く再現できていない

⾚実線︓中性流体の速度profile
⾚破線︓イオン流体の速度profile
⻩線︓ドリフト速度 𝑣# − 𝑣$

←SiOが⼗分に励起していないから︖

Best fit paramn(H) [cm^-3]

Vshock [km/s]

ζ [1/s]Bmag [μG]t_dyn [yr]PV North

10^422.5

5*10^-16850

16,000PV South10^423

1*10^-15880

17,000まとめ• IRDCは星形成が不活発 → SiOは星形成活動とは無関係• MHD shock︓SNRからのガス流がIRDCの⾼密度領域に衝突し形成• shockの構造は⾮定常なCJ-type MHD shockで説明可能• SNRが近くにあることで磁場が強くなっている• shockのdynamical age＝16,000-17,000yr
SNRの値（~20,000yr）や SiO の depletion timescales（~10^4-10^5yr）と調和的• shockにより⽔素密度が10倍以上増加（＞10^5 cm^-3）→ これから星形成が起こるかも• PV NorthとPV Southの差は、「ガスの不均⼀性」「shock形成前のガスの物理量の違い」などが反映された︖

ターゲット︓L1551 IRS 5（FU or-like object、連星 ＠ Taurus 星形成領域）
観測︓ALMA 1.3 mm 連続波• ２つの星周円盤の質量の下限を⾒積もった• 星周円盤のモデルをイメージから引き、周連星リングを解像 ←new︕• 輻射輸送モデルを⽤い、リングの質量などを推定

L1551 IRS 5 の基本情報• FUor like object、若い連星（~10^5 yr）• 太陽系から147±5pc ＠Taurus 星形成領域• 主星︓0.8 Msun、系の光度の⼤半を占める• 伴星︓0.3 Msun、近⾚外では⾒えない• 連星間距離 50 au• 全放射光度 25-40 Lsun
• 降着率 6*10^-6 Msun/yr←典型的なT-Tauri型星よりかなり⾼め• 以前の観測で2本のjetが確認されている

JVLA 7mm 連続波
Lim + 2016

Fig 1• 上段︓1.3mm連続波• 中段︓2D Gaussian disk model• 下段︓Residuals（上段から星周円盤の寄与を引いたもの）• 星周円盤２つと連星周りの成分がはっきり捉えられた︕

Uniform

Natural星周円盤のモデリング• CASAのIMFIT toolを使⽤• 各円盤を2D Gaussianでフィット• inclinationを半⻑/短軸の⽐とposition angleから決定• 両円盤ともかなりコンパクト• 連星間距離＝51±0.6 au← Lim + 2016と調和的• diskとjetからのemissionは、はっきりと分解できなかった

Uniform

NaturalResiduals（Fig1 下段）• 中⼼の放射が弱い＝周連星リングを解像︕• リングは北側の⽅が明るい• 北側の明るいソースは以前は今回初検出
周連星リングのfitting• 楕円環でフィット• 内半径︓46au• 外半径︓285au• inclination︓45度

Uniform

NaturalFig 2• 上段︓Deprojected residuals• 下段︓上段の動径分布（⽅位⾓⽅向に平均）• Fig1のresidualsから明るいソースを除去した後にdeproject• 動径分布を1D Gaussianでフィッティング
ピーク︓100±1 au
幅︓38±0.6 au• リング周りの淡い放射はエンベロープ由来︖

Uniform

NaturalSpectral index α の推定• ２つの連続スペクトルウィンドウのvisibilityを使⽤• ALMAの観測とVLAの7mmの観測データを使⽤• 𝛼3 = 2.32 ± 0.03, 𝛼8 = 2.26 ± 0.04＝＞星周円盤は光学的に厚い質量の推定• 円盤は光学的に厚い＝推定した質量はlower limit• 星周円盤のピークでの輝度温度をダスト温度と近似• リングのダスト温度は輻射輸送計算から得られたものを使う• ガス・ダスト質量⽐を100:1と仮定• 𝑀:;,3 > 6.03×10>? , 𝑀:;,8 > 5.76×10>? ,𝑀:A ~2.99×10>D輻射輸送計算• RADMC-3D（Dullemond + 2012）• 加熱源のパラメータ
T＊＝10,000K, R* = 2Rsun ←系の全放射光度と同等• 星周円盤のピークの位置に加熱源を置いた• 加熱源とリングは同⼀平⾯にあると仮定

𝐻F = 𝑅ℎFig 3• 観測をモデルで⼤体再現できた• 中⼼のresidualsはcavityにいるダスト由来• 東側の負のresidualsはダストの⾮軸対称分布による︖→詳細なモデリングが必要
観測モデル

観測とモデルの差まとめ• FUor like object（若く低質量な連星）をALMA 1.3mm 連続波で観測• 星周円盤２つと周連星リングを解像• 星周円盤のそれぞれの半径を決めた←同じ波⻑で観測された他のFUorsよりも⼩さい• 星周円盤はおそらく光学的に厚い→各円盤の質量の下限を⾒積もった←他のFUorsから期待される値の範囲内• 連星周りのemissionはリング型、幅は38±0.6 au• 輻射輸送モデルを信じると、周連星リングはかなり軸対称かつsmoothな⾯密度を持つ