2019/11/23-24
VLBI懇談会2019@大妻女子大ALMAによる20mas分解能での大質量原始星円盤撮像観測

元木業人 (山口大学)
Co-I:廣田朋也(NAOJ), 田中圭 (大阪大学/NAOJ), 町田正博 (九州大学),
米倉覚則 (茨城大学), 本間希樹 (NAOJ), 高桑繁久(鹿児島大学), 松下聡樹 (ASIAA)

(大質量)星形成:
ガスを星にするだけの簡単()なお仕事
分子雲

星団

初期質量関数

連星形成

星形成効率

角運動量輸送アウトフロー

フィードバック結局は質量分配がキモ• ある条件でどこまで重い星が作れるか？
- 星形成の効率→アウトフローの性質→原始星進化による輻射フィードバック- 分裂しすぎると困る(連星形成/角運動量輸送)→降着円盤の性質

山口大学 星形成 (元木)グループ
0 yr

原始星誕生

加治屋(B4)
YI, 連続波中小質量段階大質量原始星降着終了期(ジェット)中村(M1)
JVN, メーザ
樋森(B4)
単一鏡メーザ小倉(M2)

105 yr 核燃焼開始

JVN, 連続波 (HII region)

世間は深刻な解像度不足

Fig. 11. Example CH3 CN(37ing XCLASS two-componen
CH3 CN emission in the dis
The corresponding temperatu• ALMAでもまだまだ解像度不足→Long Baselineで多少改善しつつある
tances of 2.2(1.0) kpc. Sinc
• Infallなどもはっきりと見えた例は少ない
very high (see section 3.1), tBeuther et al. (2017)

Fig. 10. The top panel shows for source #1 the moment 0

may hide potential additiona
the overall continuum structlike system (e.g., Ambartsu
Assuming a spherical distri
densities of ⇠ 1.8 ⇥ 104 pc
tance. These densities compdensities found in typical emsities typically around 104 pc
rations also compare well toMuench et al. 2008). Furthe
also been found in a few othe.g., W3IRS5 (Rodón et al2007c). Although our mass s
the comparably high column(section 3.1) indicates that s
may be hidden below our sabove estimated source dens
limits to the actual densities

ALMA Long Baselineによる大質量原始星円盤撮像(Motogi et al. 2019)

G353.273+0.641
2.6 pcHerschel FIR (160 μm) image• 大質量原始星 @ NGC6357→ 〜10 Msun
(Motogi et al. 2017)• 距離は近め
Photometric distance
1.74 ± 0.31kpc(Neckel 1978)
Parallax
1.70 ± 0.19 kpc(Motogi et al. 2016)

SED
IRAC/MIPS image• ほぼフェイスオンの円盤/ジェットを持つIR data: 2MASS, GLIMPSE, MSX, Hi-GAL,ATLASGAL

プレスリリース (2019/7/8)• 10太陽質量の大質量原始星周りの円盤を初めて真上から分解撮像• 重要な発見について報告- 降着率の直接推定(6x10-3 Msun/yr)- 重力不安定な降着円盤- 非常に若い星年齢(〜3000 yr)

降着エンベロープ + 円盤
• 反時計回りに回転
700 au• Infall envelope (〜100 K)• 非対称ガス円盤 (〜250K)• 星近傍の高温成分(〜500 K)

円盤のみの画像• 半径 〜 250 au→Orionを除けば最小• 円盤質量 2 - 7 Msun
→中心星の20 - 70 %→極めて自己重力的• 明らかな非対称性

c.f., メーザとの関係

The Astrophysical Journal, 849:23 (13pp), 2017 November 1Motogi et al.

• 水メーザジェット
は円盤の中心付近から東西に放出
Figure 10. Edge-on cross-sectional (R − Z) view of the parabolic trajectory, i.e., the LOS is along the Z direction. The solid and two dotted lines correspond to thebest-ﬁt model and 1σ error range, respectively. The positive and negative radial distances indicate an east blueshifted region and west redshifted region, respectively.
The vertical and horizontal dash–dotted lines show the landing radius (R =  ± R0) and equatorial plane (Z = 0), respectively. The radial locations of observed data
points are presented by the ﬁlled circles, with the color indicating LOS velocities, where any azimuthal locations were ignored.

• メタノールメーザ
は中心の高温ガスに付随that the estimated angular momentum varies by less than 40%
within a YSO mass range of 5–20 M☉. Another possible case isthat a signiﬁcant fraction of total angular momentum could be
removed outside of 100 au. Although the centrifugal barrier isrelatively small, the speciﬁc angular momentum expected in theformer case is slightly larger than that of several low-mass
disks and/or envelopes at the 100 au scale (e.g., Yen et al.
2017), due to the larger stellar mass.
All these hypotheses will be veriﬁed by thermal continuum
and line observations at higher resolutions (∼10 mas), resolving a face-on disk, infall streams, and binary companions, etc.
This will be done by our long-baseline project in ALMA cycle
4. In addition, our infall model itself will be directly examinedby ongoing proper motion measurements of the class II
CH3OH masers by the Very Long Baseline Array (VLBA).
This will allow us to independently determine Z0 and M*. A 3Dvelocity ﬁeld will also constrain the accretion rate within
100 au, combined with mass information obtained by ALMA.
Figure 11. “Super-resolution” image of the 45 GHz continuum that wasconstructed by all the clean components extracted in the beam deconvolution

5. Conclusions

Toomre’s Q• Toomre’s Q 〜 1 - 2→非軸対称モードの摂動に対して不安定→大質量星周りでは初•

非対称な構造の起源は？
渦状腕?
円盤分裂？
→さらに解像度が必要

ALMA Cycle 6 によるフォローアップ観測

ALMA Cycle 6でのフォローアップ• Configuration:
C43-6 (12m x 46) + C43-9 (12m x 46)(40 m – 15 km基線)• Frequency:
Band 6 〜219– 231 GHz•

Integ time:C43-6: 2 min
C43-9: 9 min• Spatial resolution→25 x 21 mas (最終的に23 x 23 masにConvolution)→Cycle 4 の2倍の解像度• Image Sensitvity:
0.2 mJy/b (〜9 K) rms

削除

削除

Sub-structureがありそう...
中心成分• 中心に点源?
〜 7 mJy〜 600 K
→高温ダスト？

円盤成分

orFree-Free 成分?
• 空間プロファイル→複数ガウシアンでのフィッティン
グが必要おまけCycle 6 Band 7データ

ALMA Cycle 6でのフォローアップ• Configuration:
C43-4 (12m x 46) + C43-7 (12m x 46)(15 m – 3.7 km基線)• Frequency:
Band 7 〜337– 352 GHz•Integ time:
C43-4: 40 min
C43-7: 80 min• Spatial resolution→55 x 49 mas (Cycle 4と同程度)• Image Sensitvity:
0.2 mJy/b (〜0.8 K) rms

Q: この中でメシエカタログ天体でないものはどれでしょう？
AC

BDE

削除

まとめ• 最終的に星質量の分布を決めるのは小スケールでの分裂度/星形成効率...特に降着円盤の性質がやはり重要• Motogi et al. (2019)で報告された非対称円盤のフォロー
アップ観測をALMA Cycle 6 (20 mas beam @ band 6)で実施• 非対称構造を完全に分解、重力不安定に起因する渦状腕である可能性が極めて高いこと示唆• Infall envelopeの全体構造をBand 7で撮像、複数のinfall streamerが存在することが判明

終わり