The Star Formation Newsletter #353 49-54

東大D1 森井嘉穂

49. The Detection of Deuterated Water in the Large Magellanic Cloud with ALMA
50. An ALMA study of the massive molecular clump N159W-North in the Large Magellanic Cloud:A possible gas flow penetrating one of the most massive protocluster systems
in the Local Group
51. Dancing with the stars: Strring up extraordinary turbulence in Galactic center clouds
52. Three-dimensional extinction maps: Inverting inter-calibrated extinction catalogues
53. Cyanopolyyne line survey towards high-mass star-forming regions with TMRT54. The initial conditions for young massive cluster formation in the Galactic Centre:
convergence of large-scale gas flows

2022/08/05 #353 49-54

銀河中心にあるCloud d はアーチ状の若い大質量クラスター初期段階(星形成前)にあると期待される領域。
YMC形成の初期段階を調べるためALMAとMopraで観測を行った。
ダスト連続波で96個の天体を同定。質量は<3Msun。コア間距離は乱流ジーンズ長より熱ジーンズ長程度。
~1 pcのconverging flowによって10^5 yr以内に10^4 Msunのクラウド形成につながったのでは。
大質量星なしコアはなかった。同定した構造が星形成の初期条件だとすると期待されるIMFはbottom-heavy。
2022/08/05 #353 49-54

大質量クラスターが’’in situ’’ modeと階層的な’’conveyor belt’’ modeのどちらで形成されるのかを理解する手がかりの一つが初期段階のガス雲の性質を見ること。大質量(~105 Msun)で数pcのクラウドでわずかに星形成活動が起こっている場合後者を支持する(in situ modeではもっと星形成活動が活発)。
大質量クラスター形成初期段階を調べるため銀河中心にある星なしクランプをターゲットに。

連続波で96個の構造を同定
5σ以上は9個だけ

dust ridge

2022/08/05 #353 49-54

コアの性質質量 平均 0.67 Msun 最大3 Msun bottom-heavy CMF
コア間距離と質量は(どちらかというと)熱ジーンズ長程度ALMA(~1000 au)でも星形成活動は検出されなかった(13CO, CH3CN, SiO)
H2COのフィッティングから速度分散を見積もりビリアル解析→ 不定性がかなり大きいがα>2 ?

2022/08/05 #353 49-54

CMZは特殊な環境 (密度 103-4 cm-3 温度50-100 K (400-600 K) 圧力 P/kB~107-9 Kcm-3 線幅 10-20 km/s)→コアの性質も特殊？
外圧ありのビリアル解析

質量ーサイズ関係
小質量側によってはいるが傾向は似ている
Kauffmann & Pillai 2010 の大質量星形成のしきい値をこえるものは今回検出されていない
太陽近傍の関係を適用できるのかは不明

曲線がbound coreの条件
本観測で線幅を見積もった天体をboundさせるのに必要な外圧は10^9 K cm-3 クラウドの観測より一桁くらい高い
クラウドスケールの観測では検出されていない他の圧力源がある？
十分高密度なのに星形成が始まっていないことからもCMZでの星形成には密度の閾値があるのではGalactic disk

2022/08/05 #353 49-54

Converging Gas Flow

ALMAで観測したH2CO

単一鏡で観測したHNCO

連続波のカーブは二つのflowが交わるところに対応
クランプ全体がflowで中央に集められたとすると
t~10^5 yrでinfall rateは10^-3 Msun/yr
flowやショックの起源は重力収縮、cloud-cloud collision、tidal forceなどが考えられるが現段階では切り分けが困難
2022/08/05 #353 49-54

LMCnainoN159W-NorthというCOで明るいクランプのmulti-scale ALMA観測。COアウトフローが付随する天体を5個以上同定。連続波源MMS-2 (~10^4 Msun)に~100 Msunの星なしコア候補を同定。
CO観測では星形成領域の南にのびるフィラメント構造を検出。
大規模な圧縮によりmassive star-forming complexが形成されたと示唆。
>50 pcにわたる星形成を説明する’’teardrops inflow model’’を提案。
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LMCにあるN159 星形成活動が進行中。LMCとSMCの朝夕相互作用によるガス流で大質量星形成が誘発された？

12

ALMA で観測した12CO(左)と13CO(右)の積分強度図(~0.26’’, 0.06 pc)

COのchannel map

黒コントアは連続波 (free-freeとダスト熱放射)
Spitzerで同定されているYSOs (~105 Lsun)で連続波放射を検出
13COから見積もったH2柱密度は~1023 cm-2
長さ3-4 pcのfilament
A, B, C, (D)Mvir > Mline
2022/08/05 #353 49-54

1.3 mm連続波マップ
N159W-Northのmom1, YSO周りのPV図N159W-North
MMS1-5とsubstructureを検出
MMS2-a-fは~100 Msun
赤外線源が付随するのはMMS-1, 2-aのみ
c, e, fはアウトフローなしの大質量星なしコア候補
N159Wの全体像 CO (J=1-0)

Filamentはridgeの片側にのみ存在

北部でredshift南部でblueshift
YSO-N2回りのPV図でv-shape

Mvir > Mline→ 星形成活動は不活発
付け根にはYSOが存在
main ridgeへの非対称flow?
+ridgeが高温⇨ colliding flowによる圧縮加熱
2022/08/05 #353 49-54

Cloud-cloud collisionによるconical-shaped structureやfilamentの再現他領域の観測結果と合わせて構築されたモデル

衝突速度
10 km/s
103 cm-3

圧縮層とそれを貫通する構造が観測と一致
N159W-Northはシミュレーションより大質量で大きく複数のフィラメントがある→初期質量の問題？
2022/08/05 #353 49-54

CMZはMilky Wayに比べて乱流幅がとても大きくクラウドのサイズスケールはsteep。
星の数密度も高く、垂直方向の星の速度分散も大きい。すなわち若い星でもlifetime以内にCMZの垂直方向全体を横断できるくらい。
CMZの分子雲とcrossing starの相互作用が観測されるような乱流の性質を説明できるか調べた。
(a) Stellar wind と (b) dynamical frictionによって星がCMZを横切るときに蓄えられるエネルギーを計算した。
(a)の場合は乱流のレベルやクラウドサイズとのスケール則、両方を説明できる一方で、(b)はCMZ乱流の主駆動源ではなさそう。

2022/08/05 #353 49-54

CMZの星密度は非常に高く、星の速度分散も大きい(~50 km/s)
分子雲を横切る星によってCMZの乱流状態が維持されているのか？
そのメカニズムは(a) 横切る星の星風によってエネルギーが蓄えられることによるもの？
(b) 力学的摩擦によるもの？
分子雲内の乱流は超音速で衝撃波を形成することでエネルギーを失う。維持するには失う分を補う必要がある%, &/!"
2&'() '&''+
̇失うエネルギー 𝐸!"#$ = 𝜌𝐿 𝑣!"#$ /𝑡(#)** ~ 2×10 erg/s
(1)
#$%
&% -.

%0 .1

%0 31/5(a)Cloud-wind interaction
銀河中心とR~100-300 pc では星のpopulationが103-104程度減少する(Sormani+21)→ wind mass-loss rateも同様に減少する(104) と仮定し、stellar windによるmass depositionを 1067 M⊙yr 6%pc 6' とする
Fierlinger et al. 2016の解析より、kinetic energy injection rateがmass wind loss rateのみで見積もられるため大質量な星の寿命分積分した 平均energy deposition rate 〜109: erg per M⊙ of lost mass を使うと雲を横切る星によって加えられるkinetic energyは ~5×109& erg yr 6%pc 6'(1)と同様の物理量で規格化すると、windによるenergy depositionは
𝐸̇ *+,- = 2×10./ erg/s

0
1 23.

5̇ !"#$%
16&' 5⊙ 7,&) 23&*(2)(1)と(2)がバランスしていると仮定して得られる線幅ーサイズ関係は観測されるものと同程度
2022/08/05 #353 49-54

分子雲内の乱流は超音速で衝撃波を形成することでエネルギーを失う。維持するには失う分を補う必要がある
失うエネルギー%&𝐸̇ !"#$ = 𝜌𝐿'𝑣!"#$/𝑡(#)** ~ 2×10'+ erg/s&(b) Dynamical friction
星がクラウド内を横切る時に失う速度は;2∗
9< => ? @"AB∗
=−;!
2∗%

, &/!"#% -.
%0 .1$%

erf 𝑋 −

ただし 𝑋 = 𝑣∗ /( 2 𝜎) , Λ = 𝑏𝑚𝑎𝑥𝑣0& /𝐺𝑀 (𝑏𝑚𝑎𝑥 = 𝐿/2), 𝑣0 ≈ 𝑣∗

2&'() '%0 31/5

&C
exp −𝑋 &<(1)𝑣∗ (4) from Binney et al. 1987

1つの星から雲に加えられるエネルギーは𝐸̇ ∗,% = 𝑀∗ 𝑣∗ 𝑑𝑣∗ /𝑑𝑡
摩擦によって加わる全エネルギーは𝐸̇ ∗ = 𝐸̇ ∗,%𝑛∗ 𝐿' = 8×10&:erg/s

A∗"%0 F⊙-.$%/!"%0# .1$%(1)に比べて5桁小さい。もし同程度だとしてもスケール則が観測よりもshallowになる。
→大質量星からの星風が、観測で得られているCMZの乱流の性質を説明できる。

2022/08/05 #353 49-54

6%, '2∗% -.
+0 31/5

HDOをLMCのホットコアで初検出。銀河系内の17個のホットコアとL_HDOを比べることでL_HDOが天体のL_bolと金属量に依存することが明らかに。
銀河系内と同様のHDO/H2Oを仮定しH2Oの柱密度を見積もると統計的に銀河系の値よりも低かった。分布や速度構造はHDOが低温ダスト化学で生成された場合に一致。
系外銀河環境にも関わらずHDOが豊富にあるというモデル予想と一致し、系外銀河でもALMAで検出可能だと示唆。

2022/08/05 #353 49-54

𝑅?@𝐿:;<𝐿-=>

𝐿:;< /𝐿-=>

2022/08/05 #353 49-54𝑍⊙減光密度マップの作成には分光測光に基づいたカタログや測光カタログが⽤いられそれぞれ減光の⾒積もり⼿法が異なる。
2つのカタログの相互⽐較・較正を⾏う⼿法を開発する。600万天体の分光測光カタログに対して6⾊空間でPCAを実⾏し較正の参考データとした。Gaia eDR3と2MASSの3500万天体の測光カタログに適⽤すると、より弱い構造も明らかに。
2つのカタログを統合し、階層的逆解析を⽤いることで3D減光マップが完成した。
測光分光カタログを⽤いることで減光密度のダイナミックレンジが上がりマップの精度も上がった。

2022/08/05 #353 49-54

Shanghai Tian Ma 65m Radio Telescopeを使って⼤質量星形成領域の123天体のラインサーベイを実⾏。
対象天体は6.7 GHZメタノールメーザーや再結合線(RRL)が検出されているもの(Maser-only, RRL-only, Maser-RRL)。
この論⽂では特にアミノ酸の合成に重要なHC2n+1N (n=1,2,3)に注⽬。
HC3N の検出率、柱密度、存在量はMaser-onlyからMaser-RRLにいくほど増加しRRL-only にいくと減少。
Maser-only, Maser-RRL, RRL-onlyがそれぞれ⼤質量YSO、UC HII region、HII regionに対応すると仮定した場合に予想される傾向と⼀致。不飽和複雑有機分⼦が原始星をもつ⼤質量星形成領域に存在することを⽀持する結果。
ショックトレーサーと強度や柱密度を⽐較すると正の相関が⾒られ、 HC3Nがショックトレーサーの可能性がある。
本結果はHC3Nの主要⽣成パスがC2H2とCNの中性中性反応だと間接的に⽀持する。
2022/08/05 #353 49-54

進化段階が異なる3グループで比較

ショックトレーサー(H2CO, SiO)とHC3Nの柱密度(上段)と積分強度(下段)の⽐較

検出率

柱密度

存在量

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