近赤外線観測

Report
ALMAで見る近傍銀河
-系内観測屋からの期待-
ALMAJ/EA-ARC
Aya HIGUCHI
Contents
• これまでの系内の観点から
– cluster forming clumpの観測結果から
• ALMAでの観測計画
– 私は近傍銀河のこういうデータがほしい
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Background
• 存在する星たちの多くが星の集団(散開星団)として生まれる
› 散開星団:若い恒星の集団(数10-1000個)
有名な散開星団:すばる
星形成の理解 = 星団形成の理解
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Cluster forming regions
オリオン座
クランプ=星団の母体ガス
:0.5-1pc、10000cm-3
コア:~ 0.1pc、100000cm-3
分子雲:10-100pc、100cm-3
NRO
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Clusters vs. clumps
• 近赤外線観測 (e.g., Lada & Lada 2003)= young stellar cluster
– 若い星団の同定
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Size (0.1-3.8pc)
Stellar number (36-1740)
Mass (20-1100M◉)
Highest stellar mass (3-40M◉)
物理的関係?
• 電波観測 (e.g., Carpenter+1995)
– 星団の母体クランプ
• size (0.5-1pc)
• mass (100-1000M◉)
• density (104-5cm-3)
105cm-3
104cm-3
形成された星団と母体クランプとの物理関係の調査
星団の進化に伴う、物理量の変化を追う
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Cluster formation
Time line
初期条件?
トリガー?
自己重力でdense gasが作られ
星形成開始
進化過程?
星団内の星からの
stellar wind,radiation…
Orion nebula cluster
ガスの散逸過程?
(近赤外線観測より)
年齢? 進化軸がない
進化に沿った物理量変化は調査できず
進化指標?
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Spatial Distributions.
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Evolutionary
stages
Ridge+2003
1pc
進化
△ IRAS source
☆&★ Herbig AeBe
13CO, C18O
母体クランプの進化ステージを作成
進化に沿った物理量変化、速度構造を議論してない
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従来の研究と比較
高密度& 高分解能観測
望遠鏡の視力
15-18
arcsec
Higuchi+09 & 10
•Molecular lines
–C18O(1-0)
拡張
–Clumps tracer : n-104cm-3
–109.875GHz
–Beam size 15”
–H13CO+(1-0)
60-70
arcsec
•core tracer : n -105cm-3
•86.75430 GHz
•beam size 18”
Ridge+03
102cm-3
104cm-3
105cm-3
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密度
High Resolution & optically thin
• Jeans lengthまで分解できる観測
– 重力不安定性が起こる最小スケール
->ゆらぎの成長の様子が観測で得られる
– 先行研究のデータ(e.g., Ridge+2003)の4倍の高解像度
• クランプ内のcavity、ピークの位置が、星団と比較できる
• 光学的に薄い輝線で観測
– クランプ内部までを見通すことができる
• クランプの運動状態を見ることができる
Higuchi+2010
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Ridge+2003
YSO
fraction
SFE
DGF
(lower boundary)
NPeak
=(class0+classI)/class II
?
Evolutionary stage?
A
B
40-50%
< 10%
1
0.5
20-25%
10-20%
2-3
0.2
同じ天体でもRidge+2003と進化段階が違う結果に!
C
15-20%
20-40%
>3
0.1
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Higuchi+2009,2010& PhD
Summary 1.
• 12CO,13COでは星形成は追えない
• Clump & clusterの進化を追うにはdense gas
tracer & high-resolution observationが必須
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Velocity Structures.
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How does clump convert into cluster ?
• Dense Clumpの速度構造が重要
– DR21: massive cluster forming region
– Filamentに向かってambient gasが
infall=global collapse? (Schneider+2010)
• HCO+(profile); blue-skewed profile
• N2H+(color & contour)
Fromang+2006
1pc
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How does clump convert into cluster ?
• Dense Clumpの速度構造が重要
• Clump同士の相互作用による星団形成
– H13CO+(1-0) : 1st moment/contour
(Higuchi+2010)
1pc
Higuchi+2010
ビリアル比の導出
赤:遠ざかる
青:近づく
•速度勾配=回転と解釈して導出
Higuchi & Saigo 2011 in prep.
– 重力的に束縛されない=回転では説明できない
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–outflowの方向とクリアな相関はなさそう
Summary 2.
• Dense clumpの速度構造にはformation
mechanismのヒントあり
• Optically thick & thin line observationで
clump kinetic motionsを調査
• Simulationでsupport (+α)
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Spatial distributions = evolution
Velocity structures = formation mechanism
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Problems
• 統計的な議論がない
– インクリネーション?
• Spherical or filamentaryなの
かよくわからない
Higuchi+2011 in prep.
Spitzer 24μm
– 距離の不定性
• 正確な物理量を出すのが大変
– Case studyがメイン
• 特別じゃない星形成って何?
Infrared Dark Clouds
•Initial condition of clusters
•Young, massive cloud
•Filamentary structures
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このような観点から…..
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ALMA
•ALMA:Atacama Large Millimeter/submillimeter Array
•現在9台のアンテナで評価活動中
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LMC とか M33
Fukui+2008
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Onodera+2010
Clump survey toward outer galaxies
• Mosaic
– (ES for LMC)
• Line (band 3)
– HCO+
– H13CO+
とかを同時受信
– N2H+
– CO(3-2)
とかを同時受信
LMC mosaic (2’×2’)でも3-4hで終了
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Fin…

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