星団形成領域における分子ガス構造の観測的研究
最終目標
星団形成メカニズムの解明、確立→ 形成される星の質量決定メカニズムの理解
初期質量関数 (IMF) の要因の理解、解明

齋藤弘雄

宇宙観測研究室

星団形成
「星形成」
◯ 銀河系内における星形成のモードA：大質量星形成 vs 小質量星形成＜ 大質量星形成 ＞
・星の質量：~ 8 Mo（B3 type）以上（超新星爆発：可）特に、~ 12 Mo（B1 type）以上（HII領域：形成可）
・絶対数：非常に少ない（10 Moの星は 1 Moの200分の１程度）
・形成領域：主に渦状腕内の巨大分子雲（GMC）→近傍に非常に少ない

・形成プロセス：質量降着 vs 小質量合体（質量降着有利か）・タイムスケール：短い（ ~ 105 yr ?）・周囲への影響：大（分子流、HII領域/星風、超新星爆発）＜ 小質量星形成 ＞
・星の質量：1 Mo前後・形成領域：どこでも（低質量分子雲も）→・形成プロセス：質量降着（進化クラスが確立）・タイムスケール：長い（ > 106 yr 以上）
・周囲への影響：小（分子流、星風？）

非常に近傍にも存在

星団形成
「星形成」
◯ 銀河系内における星形成のモードB：孤立星形成領域 vs 集団星形成領域＜ 孤立星形成 ＞
・形成領域：（近傍）小質量星形成領域（Taurus領域 など）
・星密度：〜 数個/pc3・星の質量：1 Mo前後（孤立した大質量原始星未確認）
・母体分子雲：数100 Mo ~ 数104 Mo＜ 集団星形成（星団形成） ＞
・形成領域：大質量星形成領域（ほぼ必ず星団が形成）
小（中）質量星形成領域（稀に星団が形成）
・星密度：〜 数100 個/pc3 以上・星の質量：大小質量の星が存在（1 Mo以下の質量の星から存在）
・星団サイズ：~ 0.5 pc
・母体分子雲：数100 Mo ~ 106 Mo

星団形成「星団形成」と「大質量星形成」◯ 形成条件・大質量星は絶対数が少ない→

大質量星の形成条件：小質量星の形成条件より厳しい

・様々な質量の星が密集して存在→・大質量星は星団として形成

大質量星の形成条件：星団の形成条件を満たす・小質量星星団の存在→→形成される星の質量は小さなスケールの物理量に依存

星団の形成条件：大質量星の形成条件を必ずしも満たさない◯ 星団形成メカニズムの理解のメリット
・分子雲や銀河スケールでの分子ガス進化の理解（←
・様々な質量の星の形成環境の理解（←

星形成のメインプロセス）

様々な質量の星が同時に形成）

・星の質量決定メカニズムの理解や初期質量関数（IMF）の要因の理解

星団形成領域と分子ガス
・星は星間ガスが密集し、高密度になり形成される。
・星団も星間ガスから密度上昇により形成される。
現象の要因 / 生成の原料現象の結果 / 生産の産物

・星間ガス・星・分子ガス

・星団

これらの間には何かしらの共通点が存在するはず・・・○ 着目する点としてそれぞれが持つ構造の特徴的なスケールに着目
・分子ガス（分子雲）：全体のサイズ、内部構造のサイズ
・星団：領域のサイズ、星団自体のサイズ、メンバー間の距離特徴的構造「分子ガス」と「星形成」< Large scale ~ 50 pc >- (dense) gas -- Star Formation -・(Giant) Molecular Clouds

・Cluster complex + HII region

・total mass : 105 - 106 Mo

・total mass : 103 - 105 Mo
Carina Nebula

W51 GMC

ケンタウルス領域のGMC

30 DorDSS

7.0 x 105 Mo
12.0 x 105 Mo

S35 GMC

Form Home page of Z lab.

Charpenter & Sanders 1998

TMC

OMC A

100 pc
1.5 x 105 Mo
Saito et al. 1999

Nagahama et al. 1998

Mizuno et al. 1995

特徴的構造「分子ガス」と「星形成」< Large scale 2 ~ 5 pc >- (dense) gas -- Star Formation -・Large clump

・Cluster complex or Globular Cluster

・total mass : ~ 103 - 104 Mo・total mass : 102 - 105 Mo
RCW 49 (Carina)

30 Dor (R136)

Form Home page of Z lab.

Hunter et al. 1996

5 pc
Saito et al. 1999

特徴的構造「分子ガス」と「星形成」< middle scale ~ 0.5 pc >- Star Formation -- dense gas ・Dense clump

・Cluster・total mass : ~ 101 - 103 Mo・total mass : 102 - 104 Mo
RCW 49 (Carina)

30 Dor (R136)

in Taurus

Form Home page of Z lab.

Hunter et al. 1996

5 pc
Form Home page of Z lab.

1 pc

Hunter et al. 1996

特徴的構造「分子ガス」と「星形成」< small scale ~ 0.05 pc >- dense gas ・Core (Hot core)

・star separation in the Cluster

・total mass : ~ 1 - 100 Mo
Hot core (HMSF)(W3 IRS5)-40.1 km/s

- Star Formation -H13CO+ core (LMSF)(L1527 in Tau.)・total mass : 1 - 102 Mo

M42 (Trapezium)

MPs

4.7 µm: van der Tak et al. 2005

Form SUBARU Home page

0.1 pc0.4 pc0.1 pc注目点
・middle scale : Dense clump & cluster
・星団形成の母体となるクランプ構造の検出
・クランプの物理状態の解明→

クランプ内での星団の特徴との関係の解明

・small scale : Dense core & star separation in cluster
・クランプ内部の構造の把握とコア構造の同定
・コア構造の物理状態の解明→・クランプの物理状態とコア構造の物理量分布との関係の解明
・コア構造の物理量と個々の星形成の関係の解明

・大質量クランプ → コア構造 → 星団
それぞれの形成メカニズムの確立

対象天体・近赤外線源星団が付随
・B1-08型の大質量星が付随
・Lir = 1.5 - 10 x 104 Lo
・H2O/CH3OH masers
・距離：3 kpc 前後・星団方向に高密度ガスの存在（e.g., Zinchenko et al. 1994)

星団サイズ：0.3 - 1.5 pc

0.5 pcクランプ構造★ 39個のC18O clumpを同定（巨大クランプ内に2 - 6個のクランプが存在）
・サイズ(R)：0.14 - 0.76 pc

・線幅：0.6 - 3.2 km/s

★ 星形成の指標（MYSO & 2MASS sources)・大質量星形成クランプ：９個・星形成クランプ：28個

・質量：15 - 1500 Mo

クランプ構造
Star-forming clumps in LMSFRs(Tachihara et al. 2002)

ρ Oph main body clump(Tachihara et al. 2000)

クランプの物理状態★ サイズ線幅関係★ ビリアル関係 (Mv 〜 209RΔV2）・大質量星形成クランプで大きな線幅を保持
・Caselli & Myers (1995)のMSCに傾きが類似
・ただし、絶対値に違いが存在

LSFC：Tachihara et al. (2002)
CFC：Tachihara et al. (2002)

Caselli & Myers (1995)

・すべてのクランプで平衡状態
・大質量星の有無で顕著な違いなし

クランプ構造★ 線幅の大きなクランプが束縛状態にある・Rに対して密度の違いが存在
・大質量星形成クランプで密度が大きい傾向あり→密度が大きいことを示唆

・線幅の大きいクランプで平均密度が大きい（n(H2) = Mcl / Vcl）

星団とクランプ★ 星団として認識される→星が密集して存在・・・星同士の間隔が密★ 現在見られる星団：１つのクランプから形成されたとは限らない→「クランプ」を基準にし、そこでの星形成の特徴を把握する
特徴・・・星の密集度など。

クランプの物理量と星の個数密度★ 星の個数密度に違いが存在★ クランプ内の近赤外線源の数を探査→

N* = 0 - 39個（参）・2MASS点源を利用
・Av > 5 magの点源を選出（n* = 10 - 103 個/pc3)(参) 0.25 pcのclumpに１個付随→

n* = 20 個/pc3

クランプの物理量と星の個数密度★ クランプの星密度を調査
n* = N* / Vclump★ n* → 大：星団として認識★ 星の個数密度とclumpのH2密度の間に相関あり。
→

n* 〜 n(H2)2.0

・ コア構造がclump内で分裂成長により複数形成され、星形成に至るとすると・・・→

n* 〜 (1/分裂波長)3・ Jeans不安定による成長を仮定すると・・・→

n* 〜 (n(H2)0.5)3 〜 n(H2)1.5

星の最大質量との関係★クランプ質量と線幅（内部運動量）と良い相関
・特に、星団メンバーの最大質量は線幅との相関が強い。

M*MAX ~ ΔV1.9

クランプの内部構造★ クランプ内部にはさらにコンパクトな構造が存在
・小質量星形成領域：H13CO+コア（R ~ 0.05 pc; Mc ~ 数Mo）

Hot core(e.g., Onishi et al. 2002; Umemoto et al. 2002）
・大質量星形成領域：UC HII領域、ホットコア、Cold CoreMPS（R ~ 0.05 pc; Mc ~ 10-100Mo）★ コアでの星形成

2000 AUvan der Tak et al. 2005

R = 0.025 pc・小質量星形成コア：基本的に１個のコアから１個または連星が形成
M = 25 - 50 Mo
・大質量星形成コア：しばしば１個のホットコアから数個（10個以内）の星が形成されることもある（e.g., Orion KL ; W3 IRS5）

クランプ全体で数十個以上の星を形成するには・・・
クランプ内に0.05pcスケールのコア構造が多数存在するはず！

クランプ内部構造：コア構造
GL6366s (near S247)

GL2455s (S88B)

クランプ内部構造：コア構造
GL6366s (near S247)

GL2455s (S88B)

コア構造の物理量★ 200個のC18O coreを同定
・線幅：0.43 - 3.33 km/s

・サイズ(R)：0.015 - 0.11 pc

・質量：0.5 - 54.1 Mo

・９個のクランプ
線幅：1.6 - 3.2 km/s

・サイズ(R)：0.18 - 0.61 pc

・質量：90 - 1300 Mo★ 星形成の指標（MYSO & 2MASS source)・大質量星形成コア（ > B1）：12個・星形成コア（< B2）：38個
Taurus H13CO+ cores (Onishi et al. 2002)

物理量関係★ サイズ-線幅関係
・広い範囲に線幅が分布

・大きな線幅：ΔV 〜 R0.1
・小さな線幅：ΔV 〜 R0.5

ΔV ~ R-0.1

ΔV ~ R-0.5

線幅-質量関係★★
線幅-密度関係
・非常に良い相関あり
・弱い関係あり・星形成の有無により顕著な差は無し
・クランプでの関係よりやや緩やか（ΔV 〜 (n(H2))1.6

コア構造★ ビリアル関係
・MvirがMLTEよりやや大きい（Mv 〜 1.5 MLTE）
・星形成コアと星なしコアで大きな違いはない（大質量星形成コア以外）
・コアの線幅が大きくなるにつれ、Mvir/MLTEも上昇

重力的に束縛されるためには・・・→

コアに高い外圧（ ~ 108 K cm-3）が加わる必要がある。
この圧力はLMSFRの外圧の ~ 500倍の大きさ

コア構造とクランプ構造★ 星とコアの関係
・1個のコアから１個（または多重星）の星が形成されるなら・・・★ クランプ・ガスの平均密度と星の個数密度に良い相関がある (n* ~ n(H2)2)→

クランプの平均密度とコアの個数密度の間には関係があるはず。

★ コアの個数密度とクランプの平均ガス密度の間に良い相関★ コアの個数密度とクランプの平均ガス密度の関係は、星の個数密度とクランプの平均ガス密度との関係に類似・検出されたコアは個々の星形成の母体構造であると考えられる。
・このようなコア群の形成が星団形成の基礎プロセスの可能性が高い

Conclusion (Cluster formation and Dense gas)
○ the formation of the cluster-structure --- dense clump★ クランプの物理状態
・ほとんどのクランプがビリアル状態→ クランプは概ね重力的に束縛された状態
・大質量（原始星）が付随したクランプの線幅は他のクランプ（小中質量星形成）より大きい（大きな内部運動を保持）・クランプの線幅の増加に伴い、クランプの平均密度も増加★ クランプ内での星形成
・クランプの平均ガス密度の増加に伴い、クランプ内の星個数密度も増加 :n* ~ n(H2)2 ・・・Jeans instability (~ n(H2)1.5 )→ 星団形成は重力不安定による構造進化により形成？
・クランプで形成される星の最大質量は、クランプの線幅（内部運動）に依存

Conclusion (Cluster formation and Dense gas)
○ the formation of the stars --- dense core
★ 高密度コアの物理状態
・クランプ内に複数の高密度コアが存在
・コアの質量と線幅の分布範囲が非常に広い・コアの線幅の増加に伴い、コアの平均ガス密度も上昇
・ほとんどのコアのビリアル質量がLTE 質量より大きい→ コアを束縛するには大きな外圧（ ~ 108 K cm-3 ）が必要★ コアとクランプの関係
・クランプ内におけるコアの個数密度はクランプのガス密度に伴い増加 :n* ~ n(H2)1.6 ・・・Jeans instability (~ n(H2)1.5 )・コアの個数密度とクランプのガス密度との関係と星の個数密度とクランプのガス密度との関係が類似→

クランプ内でコア群構造が形成することが星団形成の基礎プロセスの可能性