SFN #370 28-40
担当：小道 雄斗（東大相川研M2）28293031323334353637383940

複数の大質量星領域でSiO輝線を観測し、統計的に解析• SiO存在度はおよそ1e-10程度で、進化段階にはあまり依らない。
• SiO輝線はクランプの質量に比例し、ダスト温度が低いほど強い傾向にある。
• SiO輝線強度はH2Oメーザー輝線とは相関がそこまで強くない。
CH3OHメーザーとは相関する。
• 低速度の衝撃波に付随していると思われるSiO輝線が見られた。

イントロ・観測• SiO輝線は衝撃波の良いトレーサー。out flowやjetの観測によく用いられる。
• 近年は、星形成領域(更には希薄な分子ガス雲でも)SiO輝線が観測されている。
空間的にも広く分布しており、必ずしもout flowなどとは付随しない。
• 空間的に広がったSiO輝線の線幅は細く、遅い衝撃波(5-15 km/s)に起因すると考えられている。
• 一方で、大質量形成の理解には周辺環境との相互作用(e.g., ガス降着)の理解が重要。→ SiO輝線の観測から星形成活動の理解を目指す。
• 観測対象: 計366天体
134のinfrared dark cloudコア(IRDCs)
129のhigh-mass protostellar objects (HMPO)
103の、ultra-compact HII領域(UCHII)を含むクランプ• 観測: Korean VLBI NetworkによるSiO (1-0) 輝線の観測• H2O, CH3OHのメーザー輝線のデータとも比較

結果• 106の天体でSiO輝線を検出
IRDCs: 59, HMPO: 21, UCHII: 26• 輝線スペクトルをガウシアンでfitting• SiO検出の有無と物理量の違い
SiOは比較的質量の大きく、ダスト温度の低い領域で検出されている。
𝐿bol /𝑀clump (進化の指標)の低い(進化が進んでいない)領域で検出される傾向にある。

color: 8 μm, gray contours: 870 μm
white circle: beam of KVN

議論: 統計• H2, SiO柱密度と𝐿bol /𝑀clump との関係
SiO柱密度はbeam filling factor~1として計算
SiO存在度はおよそ2 − 3 × 10−10
𝐿bol /𝑀clump , ダスト温度とは無相関• SiO輝線光度
同じ𝐿bol でもダスト温度が低いほど輝線が強い
𝐿bol /𝑀clump との相関は見られない→ 気相中のSiO存在度を上昇させるメカニズムがあるはず。

• 𝐿SiO は𝑀clump と相関• 𝐿SiO /𝐿bol はダスト温度と負の相関をもつ(進化が進んでいないほど𝐿SiO /𝐿bol は大きい)議論: SiO輝線のwingの有無• SiO輝線を元にして各天体を２グループに分類
・non-wing SiO source:
輝線形状にwingを持たない&線幅が8 km/s以下
outflowやjetのような星形成活動に起因するSiO放射をもたないサンプルに対応
・SiO wing source: それ以外
non-wing天体は進化が進んでおらず、SiO輝線放射が強い• 考えられる原因・減衰したoutflowによる影響
・photo-desorption
・遅い衝撃波による影響(cloud-cloud collision, converging flow,global-infalling, …)

議論: 各メーザーとの関係性• H2Oメーザー、CH3OHメーザーとの相関の有無
・H2Oとの相関はそこまで強くない。
H2Oはoutflowに付随するためか。

・CH3OHとは強い正の相関を示す。
衝撃波や膨張する電離ガスによりCH3OHが励起すると共に、 各メーザーの付随状況
SiOもダストからたたき出されたか。

大質量星形成領域G59.783+0.065について、複数の期間に跨ってH2O及びCH3OHメーザーを観測• 西側CH3OHメーザーにより、回転円盤と思われる構造をトレース• 東側で検出されるメーザーはoutflowとinflowの境界付近を反映している可能性イントロ・観測• 大質量星周囲の円盤・エンベロープの構造を理解することは、星形成過程の理解にとって重要• メーザーは、大質量星形成領域の円盤やアウトフローの空間・力学的構造を調べるのに有用
特にClass II CH3OHメーザーは大質量原始星の近傍100-1000AUで励起されるため、原始星の位置や周囲の構造を調べるのによく使われる。
• VLBIにより、複雑な分布をもつCH3OHメーザーが観測されてきたが、その物理的な起源についてはよく分かっていない。
→複数の期間に渡ってCH3OH, H2Oメーザーを観測し、固有運動を調べることで、メーザーの起源を調べる• 観測対象: 大質量星形成領域G59.783+0.065• 観測: VERA(H2Oメーザー): 2016年2-5月の間に4回
JVN(CH3OHメーザー): 2016年8月-2019年4月の間に6回

結果• H2Oメーザー
2か所で検出。東側の成分はEpoch 4で消滅
• CH3OHメーザー
東側はH2Oメーザー付近に付随
西側はおよそ直線状に分布• 複数の観測を元に、”重心”に対する固有運動を推定↓“重心”←各成分の固有運動△: H2O, 〇: CH3OH↑上: H2O, 下: CH3OH

議論: 過去の観測との比較• CH3OH
先行の観測と似た位置に分布。
約15年の間はCH3OHを励起する物理構造が定常的に存在。
• H2O
従来の観測では西側のみ観測。
episodicな質量放出による時間変動を反映？
H2O
CH3OH

議論: 西側のCH3OH成分の解析• 直線状のCH3OH分布→edge-on disk？
直線状分布をフィッティング→直線状に原始星があると仮定
直線からのoffsetを取る→CH3OH成分は細長い楕円上に分布• PV図: 楕円の青方側に分布→降着or拡大する回転構造を反映

13-s: millimetre continuum peak

• 固有運動とも比較
降着&回転の方が適しているように思われる• 楕円の外の成分
・リングの厚み？
・渦状腕の一部？

議論: 東側のCH3OH, H2O成分の解釈• 分子毎の位置・速度構造に違い
H2O: 高速度成分。
原始星から離れる方向
CH3OH: 比較的低速度。
方向はバラバラ。
H2Oとは反対方向の成分も。
• CH3OHはoutflowとinflowの境界付近をトレースしている？
• 以上の結果をまとめると右図のような描像になる

I16351のhot coreとその周辺のlow-mass coreを観測• 大質量星形成領域で初めてlow-mass line-rich coreを検出

ALMA Band 7← 870 μm (color & black contours)
3 mm (white contours)→
870 μm (color)each molecule (black contours)他のhot core, hot corinoとの比較

eDisk論文
Oph IRS43の連星の円盤を観測1.3 continuum image

円盤半径VLA1: ~ 6 AU, VLA2: ≲ 3 AU

GY263: 遷移円盤

CO, 13CO, C18O, H2CO, SO
PV図:
ケプラー回転より速い運動→回転&降着を示す
SOは円盤への降着によるshockをトレース？

CO channel maps
CO ring: 約130年前のoutburstか