ALMA で見る近傍銀河- 系内観測屋からの期待 -

ALMAJ/EA-ARCAya HIGUCHI

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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

#NRO

オリオン座

コア： ~ 0.1pc 、 100000cm-3

分子雲： 10-100pc 、 100cm-3

クランプ = 星団の母体ガス： 0.5-1pc 、 10000cm-3

Cluster forming regions

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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• Size (0.1-3.8pc)• Stellar number (36-1740)• Mass (20-1100M◉)• Highest stellar mass (3-40M◉)

• 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)

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

物理的関係 ?

104cm-3

105cm-3

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Cluster formationトリガー ?

年齢？進化指標？

Orion nebula cluster( 近赤外線観測より )

初期条件 ?

進化過程 ?

ガスの散逸過程 ?

Time line

自己重力で dense gas が作られ星形成開始

星団内の星からのstellar wind,radiation…

進化軸がない進化に沿った物理量変化は調査できず

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Spatial Distributions.

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△ IRAS source☆&★ Herbig AeBe13CO, C18O

進化

Evolutionary stagesRidge+2003

1pc

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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従来の研究と比較望

遠鏡

の視

力

密度

Ridge+03

Higuchi+09 & 10

高密度 & 高分解能観測

105cm-3102cm-3 104cm-3

15-18 arcsec

60-70 arcsec

拡張

• Molecular lines– C18O(1-0)

– Clumps tracer : n-104cm-3

– 109.875GHz– Beam size 15”

– H13CO+(1-0)• core tracer : n -105cm-3

• 86.75430 GHz• beam size 18”

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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

Ridge+2003Higuchi+2010

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SFE

< 10%

10-20%

20-40%

NPeakDGF(lower boundary)

1

2-3

> 3

40-50%

20-25%

15-20%

0.5

0.2

0.1

A

B

C

?YSOfraction

=(class0+classI)/class II

Evolutionary stage?

Higuchi+2009,2010& PhD

同じ天体でも Ridge+2003 と進化段階が違う結果に !

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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 ?

Higuchi & Saigo 2011 in prep.

Higuchi+2010赤：遠ざかる青：近づく

• 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)

ビリアル比の導出• 速度勾配 = 回転と解釈して導出

– 重力的に束縛されない =回転では説明できない– outflow の方向とクリアな相関はなさそう

1pc

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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– 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？

Higuchi+2011 in prep.

Spitzer 24μm

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 ： Atacama Large Millimeter/submillimeter Array • 現在 9 台のアンテナで評価活動中

ALMA

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LMC とか M33

Onodera+2010Fukui+2008

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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

Fin…