SMAで探る星形成
大橋 永芳（台湾中央研究院天体物理研究所）

SMA (Submillimeter Array)とは• SMAとはハワイ、マウナケア山頂に建設された、世界最初のサブミリ波イメージングアレイ。
• SAOとASIAAの共同プロジェクト。
• 口径６メートルの電波望遠鏡８機からなる。
• 180-900 GHzの周波数帯をカバー。
• ASIAAはアンテナ２機（電気系、受信機システムを含む）を作成（SMARTプロジェクト）。これにより、干渉計の観測効率が２倍。
• ALMAのプロトタイプ的役割。

SMAの仕様
Antenna

Eight reflectors, 6-m in diameter
Carbon Fiber backup structure
Machined cast aluminum panels
Primary reflector f/0.4, surface 12 µm rms

Baseline

8 to 505 meters

configurations

4 rings, 24 pads, up to 8 antennas per ring

resolution

0.5 to 0.1 arcsec

Field of View

70 to 14 arcsec

Receivers

Up to 8 per cryostat (2 bands simultaneously)

Correlators

Flexible Hybrid analog-digital design
Up to 2 GHz bandwidth, 2 receivers, 8 stations

Pointing error~1” rms

SMAの現状
GoalCurrent

88230 GHz
345 GHz460 GHz
690 GHz820 GHz
Correlator

88 x 2 polarization
88888060Bandwidths
Resolution

2 GHz (dual band)
0.1 MHz

2 GHz (single band)
0.2 MHz

Antennas
6m dishes
Receivers

SMA Correlator
Very Flexible: Process Multiple Lines with Different Resolution
USB2 GHz

LSB2 GHz10 GHz

0.8MHz/ChanSMA Initial Science: 7 Projects
1. Solar
System

4. Evolvedstar

2. Low-mass star forming
regions/disks

5. GalacticCenter

6. Nearbygalaxy

3. High-massstars

7. Distantgalaxy

SMAで探る星形成• 原始惑星系円盤、Debris disks– TW Hya• 原始星エンベロープ、アクリーション、アウトフロー– L1551 IRS5

• High mass young stars– Hot core

原始惑星系円盤：TW Hya• 最も近傍(56 pc)のCTTS。
• ダスト円盤（質量~5x10-3Mo)が付随。
• CO, HCN, CN, HCO+,DCO+等の分子ガスが付随することがシングルディッシュの観測により示唆。
• 南天(-34度)にあるため干渉計観測が困難。
Wilner et al. 2000
Kastner et al. 1997

CO 3-2 & 2-1 & Continuum
Observations of TW Hya

CO 3-2Qi et al. 2004

CO 2-1

Continuum Visibility of TW Hya
Visibility calculated from
A irradiated accretion disk
(Calvet et al. 2002)

Calvet et al. (2002)のIrradiated accretion disk
Modelでよく説明できる。

Calvet’s modelCO Channel Maps of TW Hya

Use a two-dimensional accelerated Monte Carlo model(Hogerheijde & van der Tak 2000), and calculate the radiativetransfer and molecular excitation.

CO Spectra of TW Hya

Disk inclination angle ~ 7 deg.

Vertical Structure of the CO disk?

L1551 IRS5
• Taurusで最も明るい原始星。
• バイナリー。
• Flattened-envelopeを伴う。
• Envelopeの運動はイン
フォール＋回転で説明。

Momose et al. 1998

CS J=7-6 Observations of1551 IRS5
SMA HPBWLine
Baseline: CS (J=7-6; 342.88295 GHz) + Continuum: 10-Baselines (5 antennas), baseline error < 0.1NMA
λ C O (1-0): Insensitive to the structure greater than 14”
Beam: 3.2 ×2.0 arcsec (P.A.=-60°)
SMA CS (7-6)
Field of View : ~ 40 arcsec
Spectral Res. : 203 kHz
Gain Cal. : 0423-013 (7.8 --> 7.2 Jy)
Passband Cal.: Saturn, Jupiter
Date: December 18, 2002, March 13, 2003
18700 AU

L1551

IRS 5NMA HPBWTakakuwa et al. 2004

2.0

15.0
2.5

5.0

7.5

10.0
12.5
( Jy beam -1 km s-1 )Velocity Structures of the CS 7-6
CS channel maps

CS mean velocity map

5.50 5.75 6.00 6.25 6.50 6.75 7.00 7.25 ( km s-1 )Rotation of the CS envelope?
Kepler with a starof 0.5 Mo

Rotation witha constant5Angular momentum

High-Velocity

Low-Velocity

D EC ( J2 0 0 0 )Rela tiv e Position ( a rcsec)

08006

04

18 08 02
04 31 34.4

34.2

34.0

04 31 34.4

34.2

34.0

RA (J2000)

Low velocitycomponents-54567

LSR Velocity (km s8-1)

9The low velocity components
Are related the outflow?

Hot Core: IRAS 18089-1732• A part of a sample of 69 High-Mass
Protostellar Objects (HMPO) cataloged bySridharan et al. (2002).
• Distance ~ 3.6 kpc.
• Hot core?: CH3CN and CH3OH weredetected (Sridharan et al. 2002)• Rich Chemistry?

Spectra of IRAS 18089-1732
1 mm

Rich chemistry!
-Hot core tracer-sulpher bearing molecule-Deuterated molecule-nitrogen bearing molecule0.85 mm

H. Beuther et al. 2004

Maps of IRAS 18089-1732
H2S 22,0-21,1

DCN 3-2

HCN 4-3

SO 87-78

CH3OH 42-51

SiO 5-4
HCOOCH3 20-19

HC3N 25-24

Morphologicaally, most of molecular line maps show
Significant contributions from the outflow.

まとめ• ８素子SMAの完成。
• SMAを用いたサイエンス観測を開始。
• 今年の中旬にはプロポーザルをオープン。
• SMAを用いた共同研究を日本と促進？