Star formation news letter#292 26-30
2017年6月16日
東大天文センター 森

概要• FU Ori型星V582 Aurの周辺11.5’×11.5’内に存在するHα点源を探した。

• 68個の天体が赤外超過を示し、その内16個がHα輝線を放射していた。
• CMDからこれらの点源が低質量YSOであることが分かった。
• この領域における星形成は数個のAur OB1の放射が引き金となっている可能性が高い。
• V582 Aurのbolometric luminosityは150~320𝐿𝑠𝑢𝑛

背景• V582 Aur : 2009年にFU Ori候補星として報告。研究が進んでいない• 2つのOB association (Aur OB1 (1.32kpc) & Aur OB2(2.8kpc))の間に存在• V582 Aur周辺領域の環境を理解することで、大質量星形成の物理過程に制限を与えたい
方法• ハワイ大学2.2m望遠鏡のWide Field Grism Spectrograph2 (WFGS2)でHα輝線の観測• UKIDSS (J・H・Ks) ・ Spitzer IARC ([3.6]・[4.5])のアーカイブデータから色－色図を作成。赤外超過の探索• WISEカタログとの照合。IPHASの分光データでHαの点源を探す。

UKIDSS & Spitzerの色ー色図 →赤外超過量からYSOを同定
赤：JHKsバンドで同定したYSO
青：IRAC bandで同定したYSO⇒計68個のYSOが星団内に存在
r’-Hα vs r’-i’ →IPHASのデータとモデルの比較。透過幅を見積もる
一番下の線：主系列星の線
それ以外：Hα輝線による変動↑V582 AurのSED下で求めた距離と減光量(Av=1.53)を仮定して、明るさを見積もる⇒ 146~324𝐿𝑠𝑢𝑛 FU Oriで典型的⇒透過幅はそれほど大きくない？

星間減光や降着率の変動に起因するかも
r’ vs. r’ – i’ 色-等級図 →IPHASのデータから星団の距離と年齢を見積もる⇒年齢 : 1~20Myrで整合的
距離: E(B-V)~0.4即ちAur OB1と整合的⇒V582 Aurは距離1.32kpcにあるAur OB1に属する↑Aur OB1領域のDSS2・WISE12um・WISE22umの画像⇒V582 Aur周辺にOB型星⇒この領域の星形成に、何個かの大質量星のUV輻射圧が寄与している可能性

概要• 分子雲のH2とCO分子の比は一部の特殊な状況を除いて求められてなかった。

• H2・CO・ダストの近赤外域の吸収を、おうし座分子雲の背後の星について観測
背景• H2分子は分子雲ガスの~98%を占める• (しかし)4重極子の回転ー振動輝線は弱く、観測が難しい• これまでは温度が高く、輻射によって励起されたガスでのみ観測されてきた観測• 2.7m Harlan J.sumith望遠鏡の分光器Immersion Grating Infrared
Spectrograph (IGRINS)• H~Kバンドを同時にカバーし、分光ができる• v=1-0 S(0), S(1), H2のQ枝, COのv=2-0 P & R枝の吸収線を観測• 観測対象は3つのカテゴリーに分類。1. embedded 2. background3. foreground観測結果

backgound星 (Taurus)のスペクトル
左：CO low-J 右：H2 S(0) line
→Elias 3-16 & Tamura 8で H2の吸収を検出

COは光球起因の線が混ざっている

スペクトル線のモデリング-温度で決まるlevel populationで観測スペクトルを再現する。
-CO準位の分布→単一温度のボルツマン分布-back/ground 星スペクトル線のモデル化
𝑁𝐶𝑂
ൗ𝐴 ~1.8 × 1017 𝑐𝑚−2𝑉𝑁𝑁𝐻2
൘𝐴 ~1.07 × 1021 𝑐𝑚−2𝑉⇒ 𝐻2ൗ𝑁𝐶𝑂 ~5800 → 星数え＆CO観測の値よりも小さい

embedded星 COのR枝
Elias3-1&3-18：R(0)-R(3)とP枝のみ検出
GL989 : R(0)-R(8)検出
IRAS : 形状が複雑

概要• 大質量星形成領域G327.3-0.6内の水の分布を調べて、進化段階との関係性を議論• Herschel/PACS の89,179umマップ (HⅡ region, IRDC)、APEX/SABOCAの350umマップ、Herschel/HIFIマップのH2O輝線(987, 1113GHz)のデータを使用• 89,179umのcontinuumの分布はより長波長域の分布と同様。
• p-H2O の吸収線の分布はサブミリで観測されたダスト分布と同様観測
PACS 89umのcontinuum- より長波長域のcontinuumと同様の分布- ピークはホットコアに、二次ピークはHⅡregionにある。

HIFIの111 → 000 p-H2Oの吸収線。カラーは 13𝐶𝑂の分布を表す

IRDC付近のp-H2O 202 → 111 (987GHz)• bipolarの形状
hot core regionのH2Oスペクトル線→スペクトル線のモデル化• HIFIデータからオパシティを算出。𝐻2 𝑂の柱密度を見積もる。
𝑇𝐿
𝜏 = − ln𝑇𝐶

𝑇( 𝐿 : line-to-continuum ratio)𝑇𝐶

8𝜋ν3𝑔𝑙𝑁𝑡𝑜𝑡 =∆ν𝜏
𝐴𝑢𝑙 𝑐 3 𝑔𝑢

@hot core → 1 × 1015 𝑐𝑚−2 @SMM2 → 2 × 1014 𝑐𝑚−2
𝐻2 𝑂 のabundance は～10−8 であり、両者の差は小さい• HIFIデータを再現するhot core 領域の構造をモデル化- エンベロープの温度や密度構造について輻射輸送を計算し、推定- ガスはアウトフローとエンベロープの2成分モデルを仮定- アウトフローパラメータ（強度・速度など)→HIFIのスペクトル線のフィッティングから推定・結果- 超音速の乱流を伴うinfall を検出。rate~1-1.3×10^-2 Msun/yr- エンベロープのガスは動径方向に拡大していることが分かった。

概要• IMFがdensity probability distribution function (PDF)で決定されるか検証した。
• 50Msunの分子雲コアのcluster形成について14種類のシミュレーション結果を比較した。初期の乱流としてソレノイドか純粋に収縮？するモードを与えた• 条件の違いは星形成率や密度の標準偏差にファクター2程度の差を生むが、IMFの違いはなかった。
⇒PDFは星形成率を決定するが、IMFを決定する要因ではない
背景

従来の理論→密度の分散はマッハ数に比例する
σ2ln ρ = ln(1 + 𝑏2 𝑀2 )b : 定数 (solenoidal と compression mode の割合で決まる。)
M：マッハ数のroot mean square

PDFとIMFの関係性は星形成を少ないパラメータで記述できる可能性がある。

今回• 初期の速度場として、solenoidal またはcompressiveを与えたとき、IMFに違いが生まれるか？

• 初期状態(球状の雲、50Msun、直径0.375pc)を置き、SPHシミュレーションを行った。
• 状態方程式はbarotropic (𝑃 = 𝐾ρ𝛾 )を仮定。
• 磁場の効果は無視

柱密度の時間進化 (上：solenoidal 下：compressive)• 両者とも衝撃波面が形成。compressiveの方が強い• 0.3tffでフィラメントが形成されている。
右：compressiveのその後• ガスがフィラメントに沿ってコアに流れ込む• 星同士が遭遇し、降着円盤の破壊が起きる• 降着と破壊による質量放出が共存
最終的なPDFs→• compressiveの方がσ大きい→より強いショックによって密度場に大きな異方性ができる↑星形成率の違い• compressiveの方が収縮が速い• 物質の供給量もcompressiveの方が多い (ファクター2程度)

最終的なIMF• IMFは両者のシミュレーションで違いは見られない• 過去の結果よりも低質量側に超過がみられる

概要• 天の川銀河のCentral Molecular Cloud (CMZ)の分光観測を行い星形成周辺の環境を調べた。
• SMAを用いて1.3mmのcontinuumと分光のマッピング観測を行った。

• ショックトレーサーの分子線 (𝐶𝐻3 𝑂𝐻 等)とダストの放射に空間的な相関関係が存在• ショックにより熱せられた領域が存在。分子雲の温度や化学組成に影響を及ぼす可能性がある。

背景• CMZ→銀河中心から~500pcの領域に存在• 強い乱流場が存在 (~10^2 km/s)• 温度が高い (50~100K)⇒乱流のショックによる加熱• 星形成率が予想される値よりも低い⇒強い乱流場に起因？
• 乱流や星形成⇒分子雲の構造や組成に影響を及ぼすか？
• 過去の観測⇒解像度が足りず (>1-pc)、乱流場の詳細構造や星形成の影響を議論できない⇒高解像度の連続光・分光観測を行う必要性

観測• SMA 1.3mm, 216.9-220.9GHz

• VLA
• CSO
• ASPS/BGPS• GBT⇒これらのデータを統合

𝐶𝐻3 𝑂𝐻, SO, HNCO マッピング‘遅い’ショックトレーサー (𝐶𝐻3 𝑂𝐻, SO, HNCO)と• 1.3mmのダスト放射分布とよく相関‘速い’ショックトレーサー(𝑆𝑖𝑂)の強度比⇒denseコア内の星形成と分子の励起の関係性を示唆• コンパクトなダスト放射と正の相関⇒‘遅い’ショックの存在or熱い分子雲の存在

𝐻2 𝐶𝑂と𝑁𝐻3 輝線による温度の推定 (non-LTE)• 各分子輝線から求めた温度が不一致⇒ガスが2成分から構成されている？
• denseコアのでは𝐻2 𝐶𝑂からの推定温度が高い⇒コア内部で加熱源が存在？

• 運動温度と線幅→有意な相関
見えない• 但し、マップ上ではSiO放射と温度の間に相関がありそう⇒ショック加熱が存在