Transcript pptx - 国立天文台 野辺山

分子雲衝突による大質量星形成
○
鳥居 和史 (名大理)
福井康雄, 長谷川敬亮, 服部有祐（名大理）
水野範和, 大橋聡史, 桑原翔（東大/国立天文台）
大西利和, 切通僚介（大阪府立大）
羽部朝男, E. Tasker, 島和宏（北海道大学）
井上剛志（国立天文台）
研究の背景：大質量星と形成メカニズム
• 太陽の８倍以上の質量の恒星
• 星風、紫外線、超新星爆発により
莫大なエネルギーを放出
• 銀河の進化にも強い影響
• 形成メカニズムは大きな謎
• 観測的困難
– 数が少ない, 距離が遠い, 破壊的活動性
• 高い質量降着率の達成が鍵
– 小質量星の100倍近くの質量降着率
~ 10-4 – 10-3 Mo/yrが必要
Wolfire & Cassinelli (1986)
• 外的なトリガリングが作用？？
1
分子雲衝突による大質量星形成
• 分子雲同士の衝突が大質量星形成をトリガー
– 高い質量降着率で短時間（~0.1Myr）に形成
• ２つの分子雲の大きな速度差（10–20km/s）が
観測的特徴
– 重力的束縛で解釈できない
– 超新星爆発、星風、紫外線でも解釈できない
• 一点集中型の大質量星
– 巨大星団, Spitzerバブル
• 広がった分布の大質量星形成領域
– NGC6334+NGC6357, W43
2
Cloud-cloud collision
Habe & Ohta 1992
Takahira+2014
Anathpindika+2012
3
Inoue & Fukui (2013)
 6 cores are formed in the fiducial model.
 238, 59, 5.3, 3.6, 2.7, 1.0 Msun
z [ pc ]
238 Msun
Closeup view of the
most massive core
y [ pc ]
Inoue & Fukui
2013
 Large effective Jeans mass is due to strong magnetic field and
turbulence.
M J,eff » (cs3 + cA3 + Dv3 ) (G3/2 r1/2 )
cs3 : cA3 : Dv3 =1:125 : 90
 Large mass accretion rate: dM / dt » (cs3 + cA3 + Dv3 ) G
dM/dt = 4 × 10-3 Msun/yr for 238 Msun core
= 5 × 10-4 Msun/yr for 59 Msun core
巨大星団での分子雲衝突
• 巨大星団 Westerlund2, NGC3603
(Furukawa et al. 2009; Ohama et al. 2010; Fukui et al. 2014)
– 104Moの星が1pc3に集中
• ２つのGMCが視線速度差~20 km/sで衝突
• 衝突のタイムスケール ~ 0.1Myr
5
巨大星団での分子雲衝突
Kudryavtseva+2012
• NGC3603星団メンバーの年齢分散 ~ 0.1Myr (Kudryavtseva+2012)
• 分子雲衝突による0.1Myr程度の非常に早い大質量星形成
6
巨大星団での分子雲衝突
NGC3603 Ks band
ISAAC Ks-band
stellar mass function
Harayama et al. 2008
• 大質量星が星団中央に集中
• 重力的緩和で理解するには時間が足りない
（NGC3603の年齢~2Myrs）
7
巨大星団での分子雲衝突
Westerlund2
NGC3603
• 銀河系の既知の若い巨大
星団は８例
• うち星雲が付随する星団
４例の全てで２個の分子
雲が付随
大質量星一般では？
RCW38
[DBS2003]179
Age
[Myr]
LogM*
[Msun]
Size
[pc]
分子雲
NGC3603
2.0
4.1
0.7
○
Westerlund2
2.0
4.2
0.8
○
[DBS2003]179
2-4
3.8
0.5
○
Westerlund1
3.5
4.0
1.0
×
Trumpler 14
2.0
4.5
0.5
--
Arches
2.0
4.3
0.4
×
Quintuplet
4.0
4.0
2.0
×
RCW38
<1.0
--
0.8
○
cluster
8
三裂星雲(M20) Torii et al. 2011
•
•
•
•
•
•
The Trifid Nebula(M20)
D ~ 1.7 kpc (Lynds & Oneil 85)
Open cluster with M* ~ 500 Mo
Very young: ~ 0.3 Myrs (Cernicharo+98）
an exciting O7.5 star (~20 Mo)
Low mass star formation is on-going
- Spitzer young stellar objects
（Rho+06)
- Cold dust cores（Cernicharo+98;
Lefloch+08)
• Previous molecular line studies are
focused on the low mass star
formation. (Cernicharo+98; Lefloch+08)
三裂星雲(M20) Torii et al. 2011
•
•
•
•
•
•
The Trifid Nebula(M20)
D ~ 1.7 kpc (Lynds & Oneil 85)
Open cluster with M* ~ 500 Mo
Very young: ~ 0.3 Myrs (Cernicharo+98）
an exciting O7.5 star (~20 Mo)
Low mass star formation is on-going
- Spitzer young stellar objects
（Rho+06)
- Cold dust cores（Cernicharo+98;
Lefloch+08)
• Previous molecular line studies are
focused on the low mass star
formation. (Cernicharo+98; Lefloch+08)
(Rho+08)
三裂星雲(M20) Torii et al. 2011
11
三裂星雲(M20)
NANTEN2観測結果
NANTEN2とMopraによる
CO観測 (Torii et al. 2011)
• 7km/sの速度差を持つ２
つの分子雲を同定
• 分子雲は両者ともM20に
物理的に付随
• 分子雲の質量~103Mo
２個の分子雲の偶発的衝突
によるO型星の形成
12
RCW120 (Spizter bubble S7)
• 距離 ~ 1.3 kpc (Rodgers+1960)
• 典型的なSpitzerバブル
• 綺麗な8μmリング構造
• 内部にO8型星とHII領域
• リング上にYSOが集中
Green : 8um
Red : 24um
Blue : Hα
× : exciting star
○ : Class Ⅰ
△: Class Ⅱ
13
RCW120 (Torii et al. 2015 in press, arXiv:1503.00070)
NANTEN2, Mopra, ASTE
による分子雲観測
(Torii et al. 2015)
• 20 km/sの速度差を持つ
2つの分子雲
• ２つの分子雲が共に電
離ガスに沿った分布
– ２つの分子雲が共に
RCW120に付随
２個の分子雲の偶発的衝突によるO型星の形成
14
CO 3-2/1-0 ratio distributions
• CO J=3–2/J=1–0分布（ASTE/Mopra）
• ２つの分子雲共に8μmリング付近で比の上昇 (>0.8)
– LVG解析：温度 > 30K
• RCW120のO starに起因する加熱
→ ２つの分子雲のRCW120への付随
15
Expanding HII region??
Deharveng+10
• 膨張する中性ガスの球殻でSpitzerバブルを説明
• 膨張するHII領域が周囲の中性ガスを掃き集める
• シェル内部での誘発的星形成(Collect & Collapse)
16
Expanding HII region??
• 等方的に膨張する球殻
– 位置-速度図で楕円構造
– 膨張中心=励起星の方向で
速度分散が最大＆エッジ
で最小
17
No expanding motion is seen in RCW120
Longitude-velocity map
second moment map
• ２つの分子雲は共に8μmリングの広がりを超えて一
様な速度分布 → 楕円構造が見られない
• 8μmリングのリム方向で速度分散最大
• 分子雲は膨張構造を持たない（速度分解能0.6km/s）
18
膨張モデルの理論計算（１次元計算：一様密度）
• Zavagno et al. 2007
• RCW120の再現
• 1D numerical calculations
(Hosokawa & Inutsuka 2005; 2006)
• Collect & Collapse
(Elmegreen & Lada 1977)
• RCW120(r~1.7pc)の形成タイ
ムスケール = 0.4 Myr
(Zavagno+2007)
• 膨張速度Vexp ~ 4 km/s
Zavagno et al. (2007)
19
膨張モデルの理論計算（３次元計算：非一様密度）
• Walch+2011, 2012
• RCW120の再現
• フラクタル的な初期密度
分布（速度無し）
• 電離ガスは低密度領域を
選択的に掃き流す
→ 膨張速度は低下
• RCW120の形成タイムス
ケール ~ 1 Myr
• 膨張速度Vexp ~ 2 km/s
Walch et al. 2011, 2012
20
膨張モデルの理論計算（３次元計算：turbulent cloud）
-10
•
•
•
•
-5
0
5
Velocity [km/s]
10
Dale et al. 2013, Hawoth, Torii et al. 2015
乱流雲での星形成＋UV (図は電離開始から~3Myr)
非一様な膨張
P-V図では、HII領域は局所的(~1pc)に分子雲を加速
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分子雲衝突モデル
Habe & Ohta 1992
•
•
•
•
Habe & Ohta (1992)のモデルを発展
大小２つの分子雲の衝突
衝突により空洞が形成
空洞内部の衝突圧縮層で大質量星が形成され、
空洞の内壁がUVで照らされる
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RCW120での分子雲衝突
• 大きい分子雲 (12pc, 5x104 Mo) と小さい分子雲(~3pc, 103Mo)
• 空洞形成のタイムスケール ~ 全長5 pc / 平均10km/s ~ 0.5 Myr.
– 質量降着率= 4×10-5 Mo/yr.
• 衝突圧縮面の質量 ~ 1000–3000 Mo.
• 電離ガスの質量 ~ 200 Mo → HII領域による浸食のごく初期段階.
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まとめと今後
• 分子雲衝突による大質量星形成の現場を多数特定
• さらに多くのサンプルを元に「分子雲衝突による
大質量星形成」の一般モデルの構築を目指す
– 銀河面のCOサーベイデータを活用：
• 分子雲衝突のバリエーションを網羅
• 個別領域の詳細研究＋統計的研究
– 物質(化学)面からのアプローチ：
• 衝撃波トレーサーSiO, CH3OHによる衝突圧縮面の
マッピング観測等
– 理論との共同研究
• 大質量星の形成過程の直接解明など
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