星形成ゼミ
SF newsletter 速報
2014.12.19
東京大学博士 2 年 原 千穂美銀河面に近い、活発な星形成領域、W51 (d~5.1 kpc) に向けて H2CO の観測を 2 周波数(110-111, 211-212 ) で行った。
(w Arecibo & GBT ~ 20 &50 空間分解能)*
H2CO : collision により、回転励起の低い側が overpopulate
̶> absorption/見かけのTex が Tbg より低くなる効果( TR = (Tex Tbg )(1 e⌧ ))で TR<0 なので⌫また、Tex <<TMB として、と近似

optical depth map

volume density map

LVG モデルを使って、Tbg が CMB の時と continuum のときを試し、よりよい解を採用
̶> 13CO も用いて、W 51 の三次元マップを作成。

ex.
τ1-1
τ2-2

13CO あり ̶ H CO
2absorption 弱
̶> H2 region の13CO W H CO(1-1) background に雲あり
2contour全ガスに占める高密度ガス比を高密度ガスの閾値をかえて DMGF の図を作る<̶ DMGF を 1 密度以上で行ったのは初めて

W51 main では >70 % を>104
cm-3 (星形成の threshold; fromLada et al.)のガスが占めている<̶> W51B ではより低い割合<̶ W51B は星形成の終盤に近い。
W51 の三次元配置を求めた。また、DGMF により、cloud の進化段階を明らかにした。
comment: W51 は extrem な環境にも関わらず H2CO emission は検出されなかった。
<̶> 星形成銀河では検出 <̶ 高密度かつ星形成が起きていない。

HIgh mass star formation は low mass star formation のスケールアップバージョンなのか？ (radiation feedback)<̶ NGC7538 IRS1 (d=2.7 kpc) はよいターゲット
3 つの high mass YSO からなる triplet
VLA を用いて、0.2 arcsec 空間分解能で NH3 の 7 遷移 (J=K <̶ 衝突励起) を観測。
- 重力的に束縛できる質量は ~42 Msun
El = ~400-1950 K- (VLBI CH3OH の各円盤における Mdyn
-全ての輝線が吸収として検出。と consistent)-速度勾配 (2つの continuum peak を含む)
̶> 2つの YSO 周りの rotatingenvelope を検出

この論文 +
メタノールメーザー観測

NH3 の ﬁtting から (northern)
optical depth 10-26 (largest(?))
Trot ~280 K
Ncolum(H2) ~ 1.4-2.5 1019 cm-2nvol(H2) ~ 3.5-2.6 1010 cm-3
mass 19-34 Msun

前の論文とシリーズ (観測概要が同じ。)
大質量形成領域 W51 IRS を観測
single-dish から NH3 maser の variation が明らかになっている。
JVLA で 5 遷移を観測
̶> thermal emission と maser の二種類を検出

NH3 の thermal emission は 2 つの condensation に分かれる。
̶> ひとつは NH3 maser に付随, もう一つは SiO mser に付随。
NH3 maser に付随している方には水メーザーのぞき他にメーザー付随なし。
̶> NH3 が SO2 のピークに付随しているところから、binary 形成を示唆?
̶> CO 分子流の morphology も binary 形成シナリオを支持

L1157 <̶ 化学的に “active” な分子流
今回は CS (shock 領域で存在量増加) やその isotope の multi transition (Herschel/IRAM)を利用して、knot B1/B2 の性質を求める (ただし、観測は一点)。
手法 :CS を二つのコンポーネント (g2,g3) に分離して、それぞれの component に対して、LVG を用いる。
(g2, g3 は CO で既に検出されていて、g2 は B1 に付随、g3 はB2 に付随すると考えられている。)
さらに、Herschel で観測された高励起輝線は、g1 とする。
(他の観測で、高温、高密度の成分があることは示されていた。)
CO で観測されていたよりも高密度/高温部をトレース。abundance の増加。

Globulets
HII region の周りで観測される”固まり”
BD もしくは ﬂoating planet の種とも考えられる。
0.1-10 kAU の大きさ、0.1-100 Mjup の質量
Gahm et al. 2007

この論文では Globulets を理論的側面から review する。
質量-半径関係
観測値から M R2.2
HII region からの圧力を考えた、Bonnor-Ebert 球モデルでhigh-mass 側は再現可能 (黒)low-mass 側は無理
̶> 観測限界 ? 観測限界について補正 (黄色/緑)
減光マップから質量を求めた際の検出限界について補正-collapse するか？
HII 領域の中にある限り、thermal energy が大きく、HII 領域からの圧力がよっぽど高くない限り collapse しない。
(左図)
では globulet の進化を追ってみよう
考えている描像

シェルの expansion を通り抜けた “柱” から globulet が生じる。
globulet はそのときの expansion 速度で動き続ける- HII 領域中にはどれくらいとどまるのか？
̶> いつ、シェルとの衝突が起こるか計算した。
(左図 横軸 : globulet ができる時間
縦軸 : conﬁrmation time ; いつシェルとの衝突が起こるか)
̶> どのような条件下でも globulet はシェルとの衝突/SN explosionを経験する。
(右上がりになっているところ; シェルとの衝突を経験
右下がりになっているところ; SN explosion を経験)
また、globulet が初期速度を持っていれば、conﬁrmation
time は小さくなる(rocket eﬀect が効く)

shell と衝突したときに globulet は生き残るのか？
<̶ 最も質量が小さい limit (~0.1 Mjup, globulet 速度 1 km/s を仮定して、dustcooling を入れて計算したときに得られる式が上)
ただし、Δは shell の厚み
̶> dust cooling の効果が ram pressure によるheating の効果よりずっと大きく、最も質量が小さい globulet のケースでも globuletは生き残る。
生き残った後は??
<̶ 星間空間では external pressure が急激に小さくなり、disperse する。
time scale は左で表され、Carina の場合 (globulet が観測されている) time scale は 30-300 kyr くらい
以上から、globulet は “シェル中” でしか collapse し、BD あるいは free ﬂoating planetを作らない。
また、”全ての” globulet が collapse すれば、IMF にも寄与をするが、理論の面から考えると、この考察は乱暴,,, かも。