2020/8/25 @オンライン

最新電波望遠鏡で星の卵の進化を追う~星誕生の瞬間を求めて〜

徳田一起(大阪府立大学/国立天文台)

Credit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), Tokuda et al. ESA/Herschel (2020/8/7 アルマプレスリリースより)

もくじ
0. 自己紹介
1. 背景: これまでの分子雲コアの研究
・分子雲=>分子雲コア「星の卵」=>原始星への成長
・およそ30年にわたる、おうし座分子雲の「国勢調査」
2. ALMAによる星形成直前/直後の分子雲コアの観測
2.1: ダイナミックな星形成コア MC27/L1521F (2014~2018)
2.2: モリタアレイを使用した分子雲コアのサーベイ観測 (New)~「10万年以上の星の卵の成長記録」~*1, 2.1, 2.2の終わりにそれぞれ短めの質問時間を設けようと思っています。

(私の)Introduction@ALMAサイト 2014/8/12

徳田(当時D1)

徳田が使用したことのある望遠鏡
・大阪府大1.85m望遠鏡
・名古屋大NANTEN2望遠鏡
・野辺山45m望遠鏡, ASTE
・ALMA(本発表)など

研究活動において大事にしていること
分子雲の作図に心血を注ぐ

研究会への出席および開催

大マゼラン雲の分子雲N159

2019/3/4

・業界の動向を知れる
・自身の研究の方向を再考するきっかけ(ALMAのプロポーザルにも繋がる)・一流の人たちの交流は楽しい！

・分子雲は空間/速度的に複雑高い空間/強度ダイナミックレンジ=>きちんと図を作るのは本質的に重要

きれい！

・Credit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/Fukui et al./Tokuda et al./NASA-ESA Hubble Space Telescope (2019/11/14 アルマプレスリリースより)

星形成研究の最終目標
分子雲 (コア)*補足: ほとんどのdiskはALMAでも分解できない(e.g., Ansdell+16)?

この段階を理解

多様な原始星円盤(e.g., Andrews+18)

多様な星質量(cm-3) 102

分子雲から原始星への進化
103




104

105


106



107


>108



<0.1 pc
100~ 10 AU>10pc
分子雲

大きさ

夏の学校の定義では星間現象から星・惑星形成まで

大小(光年スケール)(天文単位スケール)

希薄な分子雲から原始星になるまで100万年程度1000万倍以上星になるためにはの凝縮が必要(地球を直径1mに詰め込めむことに相当)(cm-3) 102

分子雲から原始星への進化
103




104

105
106



107


>108



<0.1 pc
100~ 10 AU>10pc
分子雲

Cloud evolution
自己重力乱流磁場

・複数の物理的要因が複雑に相互作用しながら進化・密度/空間スケールが進化に応じて数桁に渡って変化する(cm-3) 102

分子雲から原始星への進化
103

104

105


107

106





>108



<0.1 pc
100~ 10 AU>10pc
分子雲

Tracers: 12CO, 13CO, C18O

e.g., NH3 H13CO+, N2H+,
dust continuum など

名古屋大学4m（現在のNANTEN2）
アルマ
モリタアレイ

大阪府立大1.85m

野辺山45mアルマ
12mアレイ

それぞれの段階を見る電波望遠鏡の例

地球から最も近くにある(約140 pc)星の巣〜おうし座分子雲〜

おうし座分子雲の位置

おうし座(C) 天体写真ナビ(https://astro.allok.biz/constellation/taurus/)

可視光画像ではどこにどれくらい分子雲コアがあるか分からない

銀緯

0. 名古屋大4m望遠鏡 (1989年制作開始)
1. 分子雲全体の観測(Mizuno et al. 1995)
2. 濃いガスの観測(Onishi et al. 1996)
3. 45m望遠鏡でより濃いガスを観測
星の卵(図中の○)を多数発見(Onishi et al. 2002)

星の卵
分子ガスの密度
約千個/cc
約1万個/cc○約10万個/cc

月の大きさ
(見かけ)

10 pc

星の卵の人口(約50個)とやその性質等が判明

一酸化炭素同位体(C18O)の電波強度 [K km/s]

日本の電波望遠鏡を使った過去の「国勢調査」

Introduction 高密度分子雲コアを求めて広域かつ均一なサーベイによる分子雲コアの統計的調査
地上単一電波望遠鏡による分子輝線, ダスト連続波観測の成果
・星形成に必要な柱密度(~7-8x1021 cm-2)の見積もり
・Core lifeIme => 自由落下時間の数倍(n~104-5 cm-3の密度範囲)
・Core mass funcIon => IMFと酷似など

Log(Time scale) (yr)e.g., MoTe & André+98, Onishi+98,02, PPV レビュー (Ward-Thompson+07)
分子雲コアが星を作るまでの時間(Ward-Thompson+07)
自由落下時間Log(n(H2)) (cm-3)

Core mass function (Onishi+02)

星の卵が星を産むには自らの重力で収縮コンピュータシミュレーションによる分子雲コアが収縮する様子(提供: 法政大学 松本倫明)

重力による星の卵の急成長

中心部のガス密度 (cm-3)

赤外線
で輝く

ある時を境に急成長
重力に抗する力（乱流や磁場？）により遅くなる

あまり成長しない時間(これまでの望遠鏡で見えていた段階に相当)
シミュレーション上の経過時間 x 100 万年

原始星誕生の瞬間

星の卵をくまなく調べ、その成長や原始星誕生の条件を探る

の密度 急成長期(原始星誕生の直前/直後)の分子雲コアの重要性
103

104

105

107

106

原始星形成の場
原始星

分子雲コア(星の卵)
薄いガスから100万年のオーダー
で成長>108?

約1000万年主系列星<0.3<0.1光年
pc
数10 天文単位以下

ゆっくり成長観測的なミッシングリンク

ゆっくり成長ファーストコア(Larson1969) 「星のヒナ」が誕生する- 最初の静水圧平衡(重力と圧力が釣り合っている)天体- 非常に短い時間で次の段階へ進化(1000~1万年程度)観測,予想されうる物理的現象

星形成研究の課題

ガス流(アウトフロー)放出開始星の質量決定機構

円盤もしくはコア自体の分裂連星形成機構研究の着眼点• 分子雲コア（星の卵）は、初期はゆっくり進化
自分自身の重力とそれに抗する力がおおよそ釣り合っている

1. ガスが自由落下・収縮し星の誕生に至る条件は？
• 自由落下が始まると短時間で原始星になる
研究2.2 の前半へ

2. 星のヒナの性質は？
• 数千年程度の滞在時間• 赤外線や可視で暗いため観測が難しい• その後の星や惑星系の姿を決定づける研究2.1と2.2の後半へ

もくじ
0. 自己紹介
1. 背景: これまでの分子雲コアの研究
・分子雲=>分子雲コア「星の卵」=>原始星への成長
・およそ30年にわたる、おうし座分子雲の「国勢調査」

2. ALMAによる星形成直前/直後の分子雲コアの観測
2.1: ダイナミックな星形成コア MC27/L1521F (2014~2018)
2.2: モリタアレイを使用した分子雲コアのサーベイ観測 (New)~「10万年以上の星の卵の成長記録」~*1, 2.1, 2.2の終わりにそれぞれ短めの質問時間を設けようと思っています。

銀緯

0. 名古屋大4m望遠鏡 (1989年制作開始)
1. 分子雲全体の観測(Mizuno et al. 1995)
2. 濃いガスの観測(Onishi et al. 1996)
3. 45m望遠鏡でより濃いガスを観測
星の卵(図中の○)を多数発見(Onishi et al. 2002)

MC27/L1521F (Mizuno+95; Onishi+99)
・発見当初はファーストコア候補天体とも考えられていた・アルマ初期科学運用より観測を継続して行っている
分子ガスの密度
約千個/cc
約1万個/cc○約10万個/cc

月の大きさ
(見かけ)

30光年

一酸化炭素同位体(C18O)の電波強度 [K km/s]

星形成極初期段階？MC27/L1521F分子雲コア

予想される分子雲コアの内部構造(ALMA観測前)
超低光度Class 0天体<0.07 Lo

IRAM 30m:1.3 mm 連続波(Kauffmann+ 2008)

RedSpitzerによる観測(Bourke+06)

Disk?
BlueOutflow cavity

VeLLO

Fig. 2.—Three-color image of theMolecular
central region of L1521
密度~106 cm-3(3.6 mm; blue), IRAC 2 (4.5 mm; green), and IRAC 4 (8.0 uCondensation
Outflow
温度~10 K Infall motion

参考: Mizuno+94, Onishi+99,
position of L1521F-IRS(as indicated by the whi
Tatematsu+04, Crapsi+04
but the extended emission is most evident at the sALMAで明らかになった多重星形成の兆候: 従来の予想を覆す(Tokuda+14,16)

MMS-1 (Point source)
高密度ガスは未検出

Vol. 649

R:8.0 μm Very Low Luminosity Object
VeLLO (<0.07 Lo)
G:4.5 μm
B:3.6 μm

ALMA field

星なしガス塊Scattered light

質量 ~ 3.0 x 10-3 Mo
密度 ~107 cm-3—Three-color image of the central region of L1521F, using IRAC 1ue), IRAC 2 (4.5 mm; green), and IRAC 4 (8.0 um; red).

of L1521F-IRS (as indicated by the white emission),
xtended emission is most evident at the shorter wave3.6–4.5 mm). To the west of L1521F-IRS, the emission
both 3.6 and 4.5 mm emission (blue-green), while in
it is mostly due to 4.5 mm emission (green).
pectral energy distribution (SED) of L1521F is shown
e 3, and the flux densities are given in Table 1. Thed data points are shown as filled squares with error bars.
and 4.5 mm points are mostly due to scattered light andt accurately represent the true source flux. The data
5.8 and 8.0 mm also have a contribution due to scattered

Multiple peaks

0.7” x 0.3”
Color：H13CO+ (4-3), Contour：0.87 mm Cont.非一様なエンベロープ構造
Matsumoto et al.

ALMA Observatione is 1000 AU/0.5 km s−1 ! 104 yr, in agreement withSimulation

al Letters, 789:L4 (6pp), 2014 July 1

Tokuda et al.

4-1.0

-0.5

Velocity (km/s)
0.0

0.5
1.0
epoch shown in Figure 1, i.e., tp = 1.760 × 10 yr.
wever, the model presented+ (3-2) here can not be applied
1000 t = 6.90213E+05 yr, step = 214000
HCO
vely in the following points. First, as shown in Figoffset = (-2.84E+04, 1.05E+04) AU5, the massesof thesink particles grow exceeding
6.7-7.5km/s
500 AUM" on this time scale. These masses are higher than(Vsys~6.7km/s)
se reported by Tokuda et al. (2014). Second, MMS-2,500
first core candidate, may have a short lifetime lessn 1000 yr according to the recent radiation-transfer
HD simulations by Tomida et al. (2013). Within such art period, the arc structure can not be extended up to0−1000 AU scale with a typical velocity of ∼ 0.5 km s .
The seeds of stars undergo chaotic orbits in the ped of several ×103 − 104 yr after their formation. The
otic orbits of them influence evolution of binary stars-500
well as the surrounding envelope such as the arc struces. The gravitational few-body problem is therefore aissue in the early phase of low-mass star formation.
ere is a parallelism with the competitive accretion sce-1000
-1000
-500
0500
1000
io for massive star formation (Bonnell et al. 2004), inx(AU)ich the gravitational N-body problem governs
dynamTokuda+14
Figure 2.
Line-of-sight velocityMatsumoto+15
distribution in the arc stJ=3–2)
emissionofa
redvelocitycomponent
towardMC27/L1521F.
Blackcontour
shows an image of velocity-integrated intensityof clusters and therefore
accretion.
tures.
Thecolorscaleshowsthevelocity
along the line of si−1−1−1
elocity range of 6.8–7.0 km s . Both the lowest contour and subsequent contour step are 0.020 Jy beam km s . The first-moment−1
Anotherscenario
forformation
ofthearcstructureThe
contourshows
thecolumn
densityinalogarithmic scale w
map of the red velocity component with a range of 6.5–14.0 km s is shown in color scale. The magenta contour is the image of 1.1 mm−2 ) += 23.4, 23.6, · · ·, where N denotes the column dlog(N/cm
htthesamecontourlevels
asFigure
1.
The
blackcrossisthepositionof
theSpitzer
source.
The
angularresolution
oftheHCO(J=3–2)is to be considered is a magnetic wall around thelower right corner, 1."" 0 × 0."" 8.
sity. The velocity is shown only in the region where the colu
tostars. Formation of a magnetic wall was predicted
density is higher than the lowest contour level.
theoretical arguments (Li & McKee 1996), the oneturbulence
an important role in undergoing fragmentation(J = 6–5) emission
was simulations
detected, which (Tassismensional
MHD& plays
Mouschovias
in thecentral simulations
part of the cloud core, which is different fromstrongandshock theto excite
the line and is5),
three-dimensional
MHD
250z (AU)2000AU・アーク構造は赤外線で見えているキャビティに一致しない
・2000 auのアーク構造は多重星にかき乱された影響か？
(少なくとも中心にガスが一様にinfall しているわけではなさそう)

that the Spitzer source is very young.

the classic scenarios of fragmentation in massive disks (Larson乱流ショックによって加熱されたか？
Thin filament A
Thin filament B

MMS-3

Thin filament C

MMS-1

Arc-like structureFigure
カラー: 12CO (3-2) ピーク温度
白コントア : HCO+ (3-2)
シアンコントア: 0.87mm continuum

Tokuda+17,18

MMS-2
Bright filament Beam(~0."1)- 複数のガス塊- 最大60 K のガス温度 (乱流ショック?)- 中心星の質量~0.2 M☉- 小さな円盤 (R~10 au, Mdisk~10-4 M☉)

研究1のまとめMC27を20auまで分解能を上げて観測して分かったこと予想を遥かに超えて複雑, 現在でも完全に理解できていない

提供: 国立天文台(2014/7/3 アルマプレスリリースより)

Tobin+12

教科書的な原始星コア

原始星+半径10 au 円盤+星なしガス塊+アーク構造+高温ガスなど

原始星コアのALMA観測の現状
1. 定性的には教科書的な描像の天体が多い存在か?(L1527, B335など)
2. MC27のように複雑な分布を持った原始星コアも少なからずありそう(e.g., Pineda et al. 2020)

もくじ
0. 自己紹介
1. 背景: これまでの分子雲コアの研究
・分子雲=>分子雲コア「星の卵」=>原始星への成長
・およそ30年にわたる、おうし座分子雲の「国勢調査」

2. ALMAによる星形成直前/直後の分子雲コアの観測
2.1: ダイナミックな星形成コア MC27/L1521F (2014~2018)
2.2: モリタアレイを使用した分子雲コアのサーベイ観測 (New)~「10万年以上の星の卵の成長記録」~*1, 2.1, 2.2の終わりにそれぞれ短めの質問時間を設けようと思っています。

太陽系近傍の分子雲コアの研究はおそらく最も干渉計観測に向かないテーマ(のうちの１つ)
主な要因
・空間的に広がった構造が支配的・連続波/輝線強度が弱く観測のターゲットを絞る必要がある
・密度が増加するに従ってライフタイムは短くなる*たくさん観測する必要があるのに、たくさん観測するのが難しくて、そのほとんどがいわゆる「ハズレ」の天体になってしまう電波干渉計による分子雲コアの観測
得意なこと：高い解像度
苦手なこと: なめらかな構造を捉えること真の天体構造単一鏡の観測アルマによる観測

コンパクトな構造がある時検出できるない時

検出できない

単一電波望遠鏡の解像度(56個の分子雲コアを観測しても、何も見つからなかったという報告例あり
Dunham et al. 2016)
12mアレイの解像度モリタアレイ

提供:国立天文台

なめらかな(広がった)天体構造(=低空間周波数成分)をとらえるための口径7mのアンテナ群

この画像の実態は？

同じ画像

低空間周波数成分=>モンロー
高空間周波数成分=>アインシュタインの合成画像
https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Hybrid_image_decomposition.jpg

アルマ望遠鏡(電波干渉計)よる観測
低空間周波数高得られる画像モンロー

アインシュタイン

hDps://commons.wikimedia.org/wiki/File:Hybrid_image_decomposiEon.jpg

配列密モリタアレイ疎12mアレイ

それぞれの望遠鏡(群)で観測された星の卵の例
原始星誕生前天文単位

原始星誕生後
原始星

天文単位

単一望遠鏡

モリタアレイ

12mアレイそれぞれの望遠鏡(群)で観測された星の卵の例
原始星誕生前12mアレイではほとんど何も見えない(高空間周波数成分に乏しい)天文単位星が誕生する前の星の卵の成長を探る最適な装置
原始星天文単位

単一望遠鏡

モリタアレイ

12mアレイ星の卵の「最新国勢調査」:中心部の成長度を調べる

Credit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), Tokuda et al. ESA/Herschelハーシェル衛星によるガスに含まれる塵からの遠赤外線(背景)に重ねた分子雲コア中心部の画像(モリタアレイによる観測)

星の卵の「最新国勢調査」:中心部の成長度を調べる

分子雲コアの分類分け
段階①
段階②+③+MC35

個数から滞在(成長)時間を求める
星の卵が星になるまで約40万年(過去の観測より)
①

②③

約3万年

約6万年
約30万年
10万個/cc

重力の力により自由落下で収縮する時間とほぼ同じ*密度(電波強度)に応じて分類

中心部の100万個/cc ガス密度

個数から滞在(成長)時間を求める星ができるまでの残り時間 (年)100万

野辺山45m望遠鏡の結果

自由落下時間の10倍

段階①

10万

自由落下時間で進化する場合の線段階②

段階③

1万
10万
100万
分子雲コアの中心部の水素分子ガス密度 (個/cc)

個数から滞在(成長)時間を求める
星の卵が星になるまで約40万年(過去の観測より)①②

自由落下で収縮するよりも長い時間が成長に必要=>重力が乱流や磁場と拮抗
約6万年

③

約3万年
重力の力により自由落下で収縮する時間とほぼ同じ

約30万年
30万年以上の準備期間を経て自由落下で中心部の星へ成長する貴重な段階を捉えた
10万個/cc
100万個/cc ガス密度

最も密度が高い「星なし」コア
Tokuda+19a

The L1495 region in Taurus
IRAM 30m
MC5-N

Palmeirim+13; Arzoumanian+18

1.2 mm continuum (IRAM/MAMBO2 & ALMA 7m array)

MC5N in Taurus: 褐色矮星を形成するコアか*？
・フィラメント分子雲に埋もれている・最も中心集中した(密度 ~106 cm-3)分子雲コア・質量(MFWHM): ~0.2-0.4 Mo (c.f., MFWHM of L1544 ~3 Mo)*星形成効率 20-40%を仮定した場合

4
Fujishiro et al.
「ヒナ」誕生の瞬間に遭遇か？
(ファーストコア候補天体)

遠ざかる速度スピッツァー衛星による中間赤外線の観測

近づく速度~5 km/s のガス流
Fujishiro et al. 2020*1に対応:*2と思われる
Figure 2. (a)Integrated intensity
distributions of the blueshiftedand redshifted velocity c
ガス流が産声生まれてから数千年程度are shown by the contours superposed on the 1.3 mm image in the pseudo-color and b*1subsequent
ヒナ自体は見えていないが、その産声がかすかに聞こえる状態
contour levels are 3σ and 6σ, respectively. The contour sequences of blue
[0.6, 0.8, 1.0, 1.2] (K km s−1 ), respectively. The dashed black line indicates where*2and
短いタイムスケールのため、たくさん観測しないと見つからない
Note that the primary beam attenuation is not corrected for the display purpose. The星の卵の成長記録
①②+③

約10万年

最後の約3万年は自由落下で成長

研究2のまとめ日本が開発したモリタアレイ(アルマ望遠鏡の一部)を最大限に活用し、分子雲コア(星の卵)が約10万年かけてヒナが誕生する様子を観測
1. 星の卵が自分自身の重力で急速に(自由落下的に)進化し始める様子を初めて精密に測定
2. 赤外線で見えない天体から、原始星由来と思われるガス流を発見(原始星自体は見えていないが、その産声はかすかに聞こえる状態)
非常に若い段階と思われる星の「ヒナ」に遭遇か?

まとめ/今後の展望
研究手法: 「国勢調査」により分子雲コアの性質に迫る=>最新装置を上手く利用して時代を先取り！
アルマおよびその一部であるモリタアレイの観測
1. 星形成の初期はダイナミックか？
2. 自由落下で進化する密度を精密に測定
3. 星の「ヒナ」とも呼べるファーストコア候補発見
星の多様性の起源を解明に向けて=>さらに高解像度の観測/他の領域の観測