サブミリ波偏波観測と高解像度観測との関係
ーNGC7538の話題(ApJ 555, 855)を中心にー

百瀬宗武（茨城大理）

（内容）NGC7538 SCUBA観測を題材に・・・

磁場構造と収縮・分裂との関係
アウトフローとの関係
高解像度観測の必要性

星形成領域における磁場観測
ゼーマン効果（HI, OH, CCS ......)
磁場の視線方向成分の強度(問題)高密度領域を対象にした観測が困難

ダスト偏光（偏波）観測
ダスト粒子の整列（ダスト長軸磁場）

可視・近赤外：Avの比較的小さいところ
サブミリ波：高密度領域の放射を直接観測NGC7538のSCUBA偏波観測
SCUBA偏波計
SCUBA + (半波長板＋固定ワイヤーグリッド)

λ=850μm
ビームサイズ 〜 16”
視野 ~２ʼ
（~1.6 pc)

NGC7538 領域
・d=2.7kpc
・IR Luminosity- 105L⦿(IRS1)- a few 104L

⦿

(IRS 9, 11)・顕著な分子流・UC HII領域＆水メーザー・北西側：顕著なHII領域

今回の視野得られた輝度分布
・二つの『コア』
IRS1 : 3900M⦿
IRS11: 1800M⦿
(Td=25K: CO観測から,κ=8.65 10-3 cm-2g-1)※1分角=0.78pc

検出されたEベクトル

磁場 + CO Outflows(Kameya et al. 1990)※輝度ピークの10%以上を黒で(i) IRS 1のコア：向きのバラツキ大，偏波率小。
(ii) Outflowと良い相関（特にIRS 1：後で詳述）

偏波方向の一様性
生データ→（大局的変化込み）

各Dec.での平均からのズレ→偏波率の分布IRS 11（左）の方が大両者の違い：進化段階の違いを反映？
・SupercriticalなMassive Coreの収縮：円盤を形成→さらに分裂？(Scott & Black 1980)
・磁場と星間物質は(n(H) 1011cc-1まで)良くカップル(e.g., Nakano & Umebayashi 1986)☞ 進化が進み分裂が進むとBも小スケールで擾乱？

IRS1コアとIRS11コアの比較
質量・遠赤外Luminosityは大差なし
赤外線での観測：顕著な違いあり
IRS1コア：2.2μmで複数のコア同定
IRS11コア：(10-20)μmでも顕著な点源なし

IRS 11の方が早期段階？
(i) 偏波方向の一様性，(ii) 高い偏波率統一的に説明可能。

高解像度観測との比較

CS(2-1) Kawabe et al. 1992

13C0(1-0) Momose in prep.

参考
オリオン領域
OMC-1: Coppin et al.
(2000)

OMC2/3: Matthews et al.
（2001）

検出されたEベクトル

磁場 + CO Outflows(Kameya et al. 1990)※輝度ピークの10%以上を黒で(i) IRS 1のコア：向きのバラツキ大，偏波率小。
(ii) Outflowと良い相関（特にIRS 1：後で詳述）

アウトフローの高解像度観測

VLA 15GHz (Campbell et al. 1984)
0.03pcスケールでは南北

nsity between the magnetic Ðeld and outÑows are useful
judge which case is more plausible. If the magnetic Ðeldeach core has a greater energy density than the outÑow,e former case is more plausible. Otherwise, the latter casemore plausible. Although this consideration might be toompliÐed, a more elaborate model for a low-mass outÑow
磁場の向きと分子流の向きに良い相関
Hurka, Schmid-Burgk, & Hardee (1999), who mademerical calculations
ofthedeÑectionofhigh-velocity
jets
磁場がアウトフローの向きをコントロール
ambient magnetic Ðeld, gave a similar criterion for theaximum velocity
of a jet that can be deÑected by the
アウトフローの力学的作用による磁場構造変化
mbient magnetic Ðeld.
The criticalmagnetic Ðeld strength at whichthe Ðeldethas
どちら？：エネルギー比較(Hurkaal. 1999)
e same energy density as the outÑows, B , can beflowpressed by 分子流の運動エネルギーを磁場換算

分子流と磁場との関係

AB

8nE
1@2
flow
,(2)
B \比較
flow
Vflow
here Eand
V
are
the
total
kinetic
energyand
コア中の磁場強度：柱密度から見積もり
flow
flow
lume of the outÑow, which can be estimated from outÑowservations (e.g., Kameya et al. 1989). Values of Bfor

polarization vectors similar toof NGC 7538 (Matthews &ep in mind, however, that there
how the lack of prominent subM). Higher resolution obserard IRS 11(SMM) are required
relationship between the physignetic Ðeld structure.

IRS 1(SMM) and IRS 11(SMM), on the other hand, croughly be estimated from their column densities, thoughcannot be derived directly from our observations. Using t
data set compiled by Crutcher (1999), who examined t
relationships between the magnetic Ðeld strengths in moleular clouds and their physical parameters, one can Ðnd tfollowing relationship between the Ðeld strengths acolumn densities with its correlation coefficient of 0.85 :

柱密度と磁場強度の関係

CD

N(H2)とBlos(Zeeman 効果)
N(H )
0.95
n2n the Polarization Map andkG ,B \ B \ 229
1023 cm~22 losar OutÑows
よく相関 (ρ=0.85)
where B is magnetic Ðeld strength obtained by Zeemons derived from our polarizalos(Crutcher1999) measurementsand N(H ) is column density of a clouh those ofmolecular outÑows2M) and IRS 11(SMM) (see Fig.
explanations for this result : (i)n these cores is so strong that it
コア or (ii) the magnetice outÑows,Using this equation the magnetic Ðeld strengths in IR1(SMM) and IRS 11(SMM) [N(H ) B 3.5 ] 1023 cm~2, s
2 to be D750 kG, whi
fourth row in Table 2] are estimatedis greater than B(see eighth row in Table 2). It is therflow

23-2
N(H2)≈3.5 10cm
TABLE 2

HYSICAL PARAMETERS AND CRITICAL MAGNETIC STRENGTHS FOR IRS 1(SMM) AND☞ B≈750μG
IRS 11(SMM)> Bflow(≈250μG)
Parameter1) Spatial extent (pc2)a . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2) Mass (M )a . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
_3) Mean column density (g cm~2) . . . . . . . . . . . . . . .

磁場によるコントロール？

IRS 1(SMM)

IRS 11(SMM)

0.657
3.9 ] 103
1.24

0.358
1.8 ] 103
1.05

まとめ：高解像度の必要性
小スケールの構造と偏波（磁場）構造の対応
分裂による擾乱（ビーム内変動の克服）
アウトフローとの詳細な対応（平均量ではない議論：磁場強度の見積もりはどうする？）

ALMA：< 0.1”での高解像度マッピング上の問題に対する答え
波長依存性は？（整列のサイズ依存性？）