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ALMA で見る近傍銀河 - 系内観測屋からの期待 -

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. 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. Cluster forming regions. オリオン座.

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Presentation Transcript

  1. ALMAで見る近傍銀河-系内観測屋からの期待- ALMAJ/EA-ARC Aya HIGUCHI

  2. 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

  3. 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

  4. 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 NRO 分子雲：10-100pc、100cm-3

  5. 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) 物理的関係? 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

  6. 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 (近赤外線観測より) ガスの散逸過程? 進化軸がない 進化に沿った物理量変化は調査できず 年齢？ 進化指標？

  7. Spatial Distributions.

  8. Evolutionary stages Ridge+2003 1pc 進化 △ IRAS source ☆&★ HerbigAeBe 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

  9. 従来の研究と比較 高密度& 高分解能観測 15-18 arcsec Higuchi+09 & 10 望遠鏡の視力 • 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” 拡張 60-70 arcsec Ridge+03 102cm-3 104cm-3 105cm-3 密度

  10. 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+2003 Higuchi+2010

  11. YSO fraction =(class0+classI)/class II DGF (lower boundary) SFE NPeak ? Evolutionary stage? A < 10% 40-50% 1 0.5 B 10-20% 2-3 0.2 20-25% 同じ天体でもRidge+2003と進化段階が違う結果に! 20-40% > 3 0.1 15-20% C Higuchi+2009,2010& PhD

  12. 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

  13. Velocity Structures.

  14. How does clump convert into cluster ? 1pc • 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

  15. 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 • 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 赤：遠ざかる 青：近づく Higuchi & Saigo 2011 in prep.

  16. 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)

  17. Spatial distributions = evolution Velocity structures = formation mechanism

  18. Higuchi+2011 in prep. 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？ Spitzer 24μm • Infrared Dark Clouds • Initial condition of clusters • Young, massive cloud • Filamentary structures

  19. このような観点から…..

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

  21. LMC とか M33 Fukui+2008 Onodera+2010

  22. 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

  23. Fin…

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