細川 隆史 ( NAOJ )犬塚 修一郎 ( 京大理 ）2006.12.27 理論懇@立教大学

Radiative Feedback -分子雲中• 電離 (HI→HII) 光子()• 解離 (H2→HI) 光子()NGC3603 by HST星形成に対するFeedback
Negative Feedback
分子雲を破壊して抑制

CO( H2 → HI → HII )V.S
Positive Feedback
衝撃波による分子ガス圧縮⇒誘発

Sh104 ; Deharveng et al. (2003)( compression of H2 )

Radiative Feedback -希薄中性ガス中星間物質循環に対するFeedback

Negative Feedback
Wisconsin H-alpha Mapper (WHAM) ; Haffner et al. (2003)

中性ガスの光電離: 希薄電離ガスの維持( HI → HII )W5V.SCOHII33pc

Karr & Martin (2003)

Positive Feedback
衝撃波による中性ガス圧縮
分子雲形成( HI → H2 )

Motivation
話題1話題2HIHI

H2(a) 分子雲内での電離領域の膨張(b) 電離領域膨張による星形成誘発と分子雲破壊(c) 分子雲破壊後、diffuse HIgasへの電離領域膨張

分子雲中 : 分子ガスの電離・解離 v.s. 衝撃波での誘発的星形成
中性ガス中 : 中性ガスの電離 v.s. 衝撃波での誘発的分子生成

どのような場合にどちらの効果が効くか？Positive feedbackの効率は？

Approach : 1D 球対称 輻射流体計算

分子雲中の膨張

Sh104
解離領域 (HI)CO 解離面

電離面
衝撃波

H2 解離面分子雲 (H2)• study the physical/chemical structure of the shell• Does molecular gas accumulates in the shell shielding FUV photons?

Dynamical Evolution
中心星：40Msun の単独星←観測、媒質密度： nH =1.5×103/cc を仮定.
Initial Rst

t=0.13Myr

温度0.390.65

Snapshots
Sh104の半径

Initial Rst

密度 Sh104の半径0.91 1.17

T~104K→電離領域, T~100K→解離領域, T~10K→分子雲
電離波面の前に衝撃波が立つ。

Mass Evolution

Sh104 観測. Mass of HII region: ~ 450
H2 Mass of the shell : ~ 6000

よく一致

大半のガスは、分子ガスとしてシェル上に留まる。

Chemical Evolution of Shell
Sh104
衝撃波

電離面

シェルの柱密度↑ ⇒ ダスト減光によるFUV光の遮蔽
大半のガスがシェル上に分子ガスとして溜まる。
重力不安定による分裂 ⇒ Positive Feedback希薄中性ガス中の膨張
W5COHII

Background
FUV

Cold Neutral Medium( n~10/cc, T~100K )Shock front
衝撃波
Ionization front
電離波面• Study the physical/chemical structure of the shell• Does molecular gas form from ambient neutral medium?

Dynamical Evolution
球対称 HII領域膨張の数値計算
中心星：41Msun、媒質：cold HI (n=10/cc, T~100K)の場合
温度

Snapshots

密度t=1Myr

3Myr

5Myr 7Myr 9Myr

初期温度

電離領域周囲に高密度shellができる。密度：n~1000/cc
Shell内部はその周囲より低温。温度：T~30K

Accumulation of Molecules
M-S life timenCO/nHZCnH2/nH

衝撃波

電離波面

Shell内にH2分子が生成される。COはできない。 Dark HI / H2
中性ガスと、COで観測される分子雲との中間のガス相

Hunt of Predicted Gas Phase
Hunt the cold (T~a few ×10 K) HI

中性水素 21cm 輝線
HI Self-Absorption (HISA) ： 高温中性ガス (warm) からの21cm線輝線に対する、低温中性ガスの吸収。

Canadian Galactic Plane Survey
CGPS ; Taylor et al. (2003)• 電波・赤外 での銀河面サーベイ• 角分解能：約1分• HI, HII, CO, dust分布 が揃う。

Channel Map
青image:21cm emission, 赤contour:COCGPS data in W5 HII region
21cm continuum (HII gas)
Tb=5K (bright) → 12.5K (dark)

Image : 60μm dust emission
Contour : 12CO(1-0) @ vLSR=-39.8 km/s

電離ガスを取り囲むようにdust shellが存在。
周囲にCO分子。Dust shellとの相関は必ずしも良くない。

CGPS data in W5 HII region
HI 21cm emission @ vLSR=-39.8 km/s
: Tb=45K (bright) → 110K (dark)
contour : 60μm dust emission

電離ガスを取り囲むようにshell状にHI自己吸収がある。
Dust shellとの相関あり。CO分子とは必ずしも相関しない。

Summary
大質量星起源のUV/FUV光による誘発的星・分子雲形成過程を調べた。
(I) 分子雲中• 電離領域の圧力超過により高密度・低温シェルが出来る。
• シェル中の化学構造： atomic shellmolecular shell 観測と合致
シェルの柱密度↑ ⇒ ダスト減光によるFUV光の遮蔽• 分子ガスdominant後、分裂 ; positive feedback(II) 希薄中性ガス中• 同様に高密度・低温シェルが出来る。
• シェル中の化学構造： HI → H2 OK, 但し、CO分子なし。
分子雲と中性ガスの中間的なガス相 Dark HI / H2 cloud• 観測データ中にも実際にそのようなガス相の兆候が見られる。

Extra Viewgraphs

Heating / Cooling Processes(Hollenbach & McKee ’79)

(Hollenbach & McKee ’89)

†1: backgroundがsource func.を上回った場合、heatingとして効く。
†2: dust温度がgas温度を上回った場合、heatingとして効く。

Why only H2 Molecules?
水素分子のみが選択的に生成される原因
column density : NH

UV

UV

shell

Shellの柱密度 ： NH~ a few ×1020 cm-2UV輻射の遮蔽

ダスト減光
自己遮蔽

CO分子はH2分子に比べて僅かしかないので、自己遮蔽はH2分子にしか効かない。

Why small column density ?
媒質密度を変えたときの定性的な変化。
Hosokawa & Inutsuka (2006), ApJ, 646, 240

大きさ：
時間：

大

小

シェル質量：

小密度小{

シェル柱密度：
シェルに入射するFUV flux:※ Msh, σsh, FFUV,Iは同じt/tdynでの比較

大密度大

Density dependence

密度↓

半径↑でシェルに入射するFUV↓
同時に、シェルの柱密度↓

CGPS data in W4 HII region
21cm continuum (HII gas)
Tb=5K (bright) → 12.5K (dark)

Image : 60μm dust emission
Contour : 12CO(1-0) @ vLSR=-39.8 km/s

電離ガスを取り囲むようにdust shellが存在。
連続的では無いが、CO分子もdust shellに沿って分布している。

CGPS data in W4 HII region
HI 21cm emission @ vLSR=-47.3 km/s
: Tb=45K (bright) → 110K (dark)

contour : 60μm dust emission

電離ガスを取り囲むようにshell状にHI自己吸収がある。
Dust shellとよく重なる。