The Star Formation Newsletter No. 360 16-30

2023/04/07 ⽯原

20 The shocked molecular layer in RCW 120
M. S. Kirsanova, Ya. N. Pavlyuchenkov, A. O. H. Olofsson, D. A. Semenov, A. F. Punanova

概要• ⼤質量星のフィードバックによりHII領域とPDRを形成• 膨張に伴う衝撃波で中性ガスやダストが圧縮され⾼密度層を形成• RCW120の⾼密度なショック層の観測を実施• PDRに⼀致する明るいCOの層を発⾒• COやC＋放射をシミュレーションと⽐較すると観測と⼀致
観測データ• RCW120 (d=1.34 kpc)
• APEX/分解能 9ʼʼ (~0.058 pc @ 1.34 kpc)
• 12, 13CO (6-5)/その他アーカイブデータ

カラースケール：70µm放射
⾚い星：電離源
⽩等値線：843GHz放射⿊等値線：870µm放射⾚い四⾓；観測範囲

シミュレーション• Kirsanova et al. (2019)のモデルを採⽤• 得られた物理・化学構造を⽤いてRADEXにより輝線のモデル化

CII積分強度マップ
分⼦エンベロープ
HII 領域
CII シェルPDR

結果：12CO(6-5), 13CO(6-5)観測

等値線：CII放射星：YSOs (Figueira+2017)

等値線：870µm放射
星：YSOs (Figueira+2017)

⿊：12CO(6-5)スペクトル⻘：13CO(6-5)スペクトル⾚(位置8)：S2の位置での13CO(6-5)• ピーク強度分布はCII放射と⼀致する層構造• Mom0は星形成の活発な領域と関連• クランプ部分(位置7-11)ではダブルピークでS2(位置8)に向かうwing→ ローカルな星形成• -8 km s-1にディップ→ ⾃⼰吸収• 位置8の13CO(6-5)のディップは1 km s-1 レッドシフト→ インフォール?

観測

結果：シミュレーションとの⽐較•••••

衝撃波によって蓄積された中性物質が密集
ショック領域ではH/H2やC+/C/COの遷移が存在
HII領域ではC++になりPDRの照射領域をなぞる
明るいCOの層は衝撃波によりHII領域の境界でかき集められた⾼密度な中性物質と関連
RCW120で⾒られるショック層外側のCO(6-5)放射は埋め込まれたYSOによる局所的な加熱の影響

LTE解析(12, 13CO(6-5))• 12CO(6-5)は13CO(6-5)を検出した全ての位置で光学的に厚い• Texから熱的な線幅を⾒積もると<0.5K、かつCO(6-5)の光学的厚みもlogτ~2-3で最⼤1 km s-1のbroadeningに寄与→ 観測された線幅の25%未満であり、12, 13CO(6-5)の線幅は⾮熱的→ ⾃⼰吸収の幅は⼀致しておりRCW120と観測者の間の低温ガスに起因？
Non-LTE解析(13CO(6-5), (3-2), (2-1))• PDR, MCにおいては、LTEのTexと２倍以内で⼀致する⼀⽅で、S2ではTgas=124Kで２倍以上 (観測と⼀致)
13CO柱密度 (灰⾊の範囲)• PDR, MCにおいては不確かさの範囲で⼀致するが、S2では⼀桁低い → S2
ではnon-LTEの効果が重要で、MCでの物理条件ではLTE近似が有効• PDRでのnH2とTgasの値はシミュレーションとも⼀致→ CO層がショックガスであることの裏付け• PDRでのnH2がS2, MCに⽐べ~2-2.5桁⾼い→ PDR-YSO間に⾼密度な物質が密集していることとビームサイズが⼤きい所為

線：シミュレーション
⻑⽅形・⽔平線：観測データを⽤いたnon-LTE
解析のベストフィットと１σ区間

Non-LTE解析のベストフィット→(位置1,2の間)(位置8：S2)(位置15, 16の間)

LTE解析

⽩等値線：CII放射結果：12CO(6-5)ガス運動1p• 垂直に切るとCO層がはっきり⾒える → ショック層• PDRー分⼦雲(offset 50-70ʼʼ)にかけて広がる→ ショック層では圧縮で速度分散減少、外側では星形成活動で増加• CIIのピークは電離⾯に近い
2p• Offset ~30-50ʼʼでwingを持つ広い線幅と>50ʼʼの広くない線幅→ YSO2の星形成活動を反映
3, 4• YSOの位置で広い線幅 → YSOからのアウトフローに関連？
2つの領域を区別
1. RCW120のショック層に関連する規則的な構造(<60ʼʼ, 110ʼʼ<）
2. 密集したクランプ内の星形成活動
アウトフロー候補• YSO2：視線⽅向に向いたもの• YSO1：ブルーシフト成分が明るくみえる← CH3OHでレッド成分が⾒えている(Kirsanova+2021)• CH3OH, SiO, DCO+の結果からYSO1, 2のみ本物のアウトフローで、それ以外は複雑な運動構造の⼀部と推論
CIIと12CO(6-5)のピーク• 1pで⼀致せず、2pで⼀致 → 8µmのピークも南東部でずれておりCOとH2の解離⾯が分離？
• YSOの位置とショック層の⽐較からYSOはRCW120の衝撃波がクランプに達する前に存在していた12CO(6-5)のチャネルマップ
⻘：Vlsr<-9
グレースケール：-9<Vlsr<-4
⾚：Vlsr>-4 km s-18µm マップ
⿊等値線：12CO(6-5)
⽩三⾓：YSOs (Deharveng+2009)28 The role of the turbulence driving mode for the Initial Mass Function
Sajay Sunny Mathew, Christoph Federrath, Amit Seta概要• 乱流は星形成において重要な要素だが、IMFに対する役割は良く分かっていない→ 重⼒・乱流・磁場・恒星加熱・アウトフローフィードバックを含む星団形成のMHDシミュレーションを実施• 乱流駆動のモードがIMFや連星形成に与える影響に着⽬• Compressive turbulence driving (COMP) と solenoidal driving (SOL)での違いを議論• COMPは⼒学的メカニズム(銀河スパイラルショック、降着)や超新星爆発などで誘発• SOLはシアーや磁気回転不安定性で誘発• モードは低質量星形成に影響を与えるため、IMFに対して重要な役割を果たす
⼿法• Adaptive mesh refinement (AMR)による３次元理想MHDシミュレーション• シンク粒⼦の導⼊(密度の閾値ρ=3.8x10-16 g cm-3)• ローカルジーンズ⻑が最低16グリッドで分解されるようにグリッドサイズを設定（最⾼分解能：100AU）• 𝐟𝐬𝐭𝐢𝐫 で乱流を連続的に駆動（Ornstein-Unlenbeck processでモデル化）• 初期条件• Mcloud=775 Msun
• 平均密度：ρ0=6.56x10-21 g cm-3
• Z軸⽅向にB=10-5 G• ℳ = 5, 𝑐% = 0.2 km s &'• 乱流を発達させるために2𝑡()*+ = 𝐿/ ℳ𝑐% = 2Myrで⾃⼰重⼒オン(この時点をt=0)

結果• 初期段階でCOMPはSOLに⽐べ⾼密度領域が多い• SOLで形成される星の多くは⾼密度構造が⾃⼰重⼒や乱流で合体したかなり後の段階

結果
シンク質量 vs SFE• 両モデルでSFE>1.5%で中央値・平均値はほぼ⼀定• SOL＞COMP

SFE, SFRff (⾃由落下時間あたりの星形成率)の時間変化• COMPの⽅がSFRffが１桁⾼い• SOLでは後半にSFE, SFRffが増加→ 星団形成領域で重⼒の効率が上昇→ガス密度増加• MWの分⼦雲観測 (Lee et al. 2016)におけるSFRffの広がり(0.01-100%)と⼀致

結果

各時刻で⽣成されたシンク粒⼦の最終質量

シンク質量分布• ピークが低質量へシフトしており、低質量星の形成が後• SOLの⽅が⾼質量の割合・ターンオーバーが⾼い

半で有利に• 初期に形成された星の質量分布が最も異なる→ 乱流の効果は初期に形成される星に顕著に反映される

結果
SOLにおける、多くの低質量星の形成と終盤のSFRffの増加の相関関係• 終盤に⾃⼰重⼒による分裂の影響が⼤きくなり、星団形成領域のガス密度が上昇• 多くの星の形成により恒星密度が上昇し、衝突頻度が⾼くなり降着が早く終わりやすい→ SOLの雲は、終盤の星形成が抑制されると低質量星が少なくなる（分裂の抑制）• 銀河系中⼼(CMZ)ではトップヘビーなIMF→ シアーが増強されるCMZの環境ではSOLが⽀配的であり整合的（CMZの平均温度の⾼さもジーンズ質量を⾼くし、低質量星形成を抑制）

結果：観測・理論との⽐較
Ø 観測されたIMFとの⽐較• COMPのピークは0.3-0.5 Msunで他の観測と同等• SOLのピークは0.5-1.0 Musnで⾼いØ 理論モデルのIMFとの⽐較
ü 重⼒乱流モデルによるCMFを変換したPN02, HC08, H12• COMPの強さで、形成される低質量星の割合が増加するという傾向と⼀致→ 圧縮モードの乱流駆動ではガス密度PDFの標準偏差が⼤きくなる→ ジーンズ質量が低くなる• 理論IMFは超低質量星を過⼩評価
ü 競争的降着と動的な脱出を考慮したBB05• よく⼀致し、超低質量星の過⼩評価もカバー

重⼒乱流モデルはガス密度PDFの変化、円盤分裂、遭遇による脱出などの星形成の時間発展を考慮していない

結果：多重度特性
mf (multiplicity fraction) vs 主星質量
• mfは主星質量の増加関数で観測とよく⼀致• 各質量でCOMP>SOL
観測
多重星の割合• COMP の４重星の割合が顕著に⾼い→ ⾼次の系への分裂を促進するのに⼗分な密度・質量のガスを作るのに有利→ 計算時間が短いため、動的遭遇による減衰が少ない結果：多重度特性

最も近接したペアを⽤いた場合

質量⽐分布 (q=M2/M1, M1>M2)• ペアの選択⽅法は分布に影響を与える？
• Mp>0.5 Msunでは⽐較的平坦• Mp<0.5 Msunではq>0.5に偏っており、観測と⼀致• モードの違いは影響なし？
シンク粒⼦の⾓運動量• 降着半径(~250 AU)の⽐⾓運動量の範囲:
1017-1020 cm2 s-1で概ね観測と⼀致• 平均はCOMPに⽐べSOLが２倍⾼い
参考(観測)• 分⼦雲コア(D~0.1pc): j=1021 cm2 s-1• Class 0/I エンベロープ・連星系: j=1017-1021 cm2 s-1•

Tタウリ型星: j= 1016-1017 cm2 s-1• Class 0 エンベロープ(50-1600 AUスケール): j=1020 cm2 s-1• Class0 原始星 B335: j=1.3x1019 cm2 s-1 (Yen+2015)

系の内で1,2番⽬に重いペアを⽤いた場合