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First core からのサブミリ輻射

特定領域研究　「サブミリ波の宇宙」第３回大研究会＠名古屋大学　 2007 年 6 月 7 - 8 日　. First core からのサブミリ輻射. 西合一矢　（国立天文台） Collaborators: 富阪幸治 , 和田桂一 , 大向一行 ( 天文台 ). First Core とは？ First Core からの連続輻射 First Core からの H 2 O line 　観測可能なのか？. the first core. Introduction. First Core . Onishi et al. 1998.

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First core からのサブミリ輻射

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  1. 特定領域研究　「サブミリ波の宇宙」第３回大研究会＠名古屋大学　2007年 6月7 - 8日　 First coreからのサブミリ輻射 西合一矢　（国立天文台） Collaborators: 富阪幸治, 和田桂一, 大向一行(天文台) • First Coreとは？ • First Coreからの連続輻射 • First CoreからのH2O line • 　観測可能なのか？

  2. the first core Introduction First Core Onishi et al. 1998 Hydrostatic core ＋Accretion Masunaga & Inutsuka (2000)。 観測的ミッシンクリンク Class 0 Objects Cloud Core ? Padgett et al. 1999 (Second ) RunawayCollapse Runaway Collapse Densitync [cm-3] 104 1010 1016 1020 分子雲コアから星コア形成の間に断熱ガス天体(first core)が形成される(Larson 1969)。 星形成までの進化：球対称近似の元で構築。　 球対称モデルによる観測予測(SED)。 Second Collapse

  3. Introduction なぜfirst coreが重要なのか？ O 分子雲から星コア形成までの中で最後のピース。 　星コア形成前の最後の数千年 O 収縮過程でもっとも分裂しやすい段階。 => 形成される星の80%は連星系。クラスター分裂？ O 星自身の初期進化に影響。 　質量降着率、エンベロープのガス状態、アウトフロー（ 　角運動量・質量放出、フィードバック） O 理論的な星形成モデルの確認。 Matsumoto & Hanawa (2003)

  4. First Coreの観測的試み Introduction, Motivation 電波(たとえばNANTENサーベイ）、赤外（Spitzer Space Telescope ‘c2d’ Survey Evans et al. 2003)。=> 星なしコア、超低光度天体。 たとえば　IRAM 04191+1522 (Andre et al. 1999; Dunham et al. 2006) L1014 (Young et al. 2004) Chamaeleon-MMS1(Belloche et al. 2006) Lupus 3 MMS (Tachihara et al. 2007) L1521F-IRS [Taurus MC27] (Onishi et al. 1998, T.L. Bourke et al. 2006) L1521F-IRS (Bourke et al. 2006) L=0.05L8 outflow cavity からTeff～1500K 輻射 ⇒ 高温すぎるのでfirst coreでなく prot brown-dawrfと思われる。 精密化する観測(SED)   理論モデルも精密化しなければ！

  5. Model, Method より精密なFirst Coreモデル 現実の分子雲コアには角運動量がある。 => First Coreは球対称モデルと異なり大きなガス円盤状となる。 Wc = (0.3 – 4) x10-6 yr-1 NH3コア　Goodman et al. (1993) 回転なし（球対称モデル）　 回転ファーストコア 　 M = 0.01 M8 M = 0.07 M8 大きくなる　　 　 表面積100倍　(半径　～ 1AU ⇒ ～10 AU) 長生き　 寿命がseveral 倍　(several 100 yr ⇒ a few 1000yr) エンベロープが晴れる　表面までの面密度1/10倍（軸方向 100 ⇒ 10 g cm-2）　 　＝＞　face-on でfirst coreがどのように見えるのか？ ３次元のバロトロピック近似数値シミュレーション計算結果を元に、輻射予想をする。

  6. Method z Opacity Opacity k（g cm-1） Adams (1986) 輻射輸送計算 観測予測（face-on）のために3D計算結果を元にz方向の温度分布・輻射場を求める。 輻射輸送計算 ・ｚ軸方向に1次元平衡平板近似 ただし、envelopeで球対称的に輻射が減少する と仮定する。 ・Adams (1986) opacity distribution 　　波長を50分割 右図=> ・dustとgasの2温度流体 gas – dust エネルギー交換(Leung 1975) * 反復法を用いて輻射輸送方程式を解き、温度・輻射場の時間発展を計算。 iterationを早く収束させるためにτ>>1 領域をあらかじめdiffusion 近似で解いた。 envelopeがほぼ平衡となるまで(t = 30yr)計算。

  7. Results (Saigo) 1/1000 AU First Core近傍の温度 遅い回転の分子雲コア中のfirst core (分裂しない ) * Wc = 0.3 x10-6 yr-1 @ nH2 = 104 cm-3 1. warmエンベロープ(z<数AU) First Core形成後 2,763年 後期段階 (*first coreの寿命～3,000yr) (Saigo et al. 2007 ) 2. Radiative Shock Layer Dz = 1/100-1/1000 AU T～1000-100K 3. Warmな中心コア(半径=数AU)T ～ 150K Coldな円盤部 (半径=20AU) T～ 30 K M = 0.07 M8

  8. Results (Saigo) 衝撃波を通して放出される輻射 衝撃波前面（z = a few AU に観測者がいる場合）。 F = sTrad4

  9. Results (Saigo) 観測される輻射分布とSED f=1011 Hz f=3.6x1011 Hz 2x1012 Hz f=1013 Hz 分子雲コア ～10,000AU 観測されるSED 衝撃波前面でのSED 距離150pc、Δ=1AUを仮定 1.Teff ～50-100K (2x1012Hz) 2. 中心コア(半径<4AU)から半分の輻射が放射されている。

  10. Results (Saigo) Formation phase Middle phase（massive spiral arms） Late Phase (large disk) IRAC 3.5,4.5, and 8.0mm M = 0.07M8 M = 0.02 M8 M = 0.04 M8 t = 2763yr t = 1343yr t = 711yr Bourke et al. (2006)のL1521FのSEDと比較 ( A ) t = 711 yr ( B ) t = 1343 yr ( C) t = 2763 yr Evolution of The First Core ・進化と共に光度が上昇。 ・球対称モデルに近いSED。 ・特徴？ないかも。

  11. Results (Omukai) H2O line 球対称の自己相似解を２種(Shu 1977とLarson 1969)を仮定して、 衝撃波からの輻射を詳細に計算。 First core半径は５、１０AUを仮定 • Dynamics is simplified, while thermal and chemical processes are treated in detail. • Accretion shock is treated as a steady-state shock. Omukai (2007)

  12. Results (Omukai) H2O line emission Larson model Shu model • Most H2O emission is absorbed in the envelope and re-emitted in the dust continuum. • Only submm lines are visible from the outside. • Shock emission is stronger in LP model, but processed luminosity is higher in Shu model. Omukai (2007)

  13. Results (Omukai) Observational Feasibility • H2O lines Typical values: shock LP 10-4Lsun; Shu 10-5Lsun processed LP 10-8Lsun; Shu 10-6Lsun H2O lines in submm are NOT observable by ALMA because of telluric absorption. c.f., SPICA is able to observe them Omukai (2007)

  14. 観測可能性は？ Discussion Machida et al. 2005 アウトフロー 分子雲コア ～10,000AU 磁場を伴う回転ガス雲から形成されるfirst coreからは、～1km/sのOutflowが放出される （Tomisaka 1998,2002;Machida et al. 2005,2006）。 表面までの面密度　　 　・球　　動的収縮コア　Σ ～ 100 g cm-2(Larson 1969) ・球　　Singularコア 　 Σ ～ 24 g cm-2 (Shu 1977) ・円盤　回転収縮　　 Σ ～ 10 g cm-2 (Saigo et al. 2007) ・円盤　アウトフロー もし、z=200AUまでガスを掃くと Σ ～ 1 g cm-2 f =1013 Hz でκ～ 1 なので表面までのτ～1。 直接、衝撃波面付近の数100Kのガスが見える？

  15. Summary First Core Summary • 全面にわたり非常に薄い衝撃波加熱層に覆われている。 • 進化とともに光度と有効温度がわずかに増加 L = 0.01L8, Teff=30K ⇒ L～0.1L8, Teff = 100K • ストフローなしモデルでは、SEDから観測的同定が難しい？ • First CoreのTrad分布は、中心のhigh density plateauだけが、Trad = a few x 100K。 　温度は半径とともに急激に低下する。First Coreで数AUよりも大きな半径からは、f<1012Hzの輻射が出ている。 • 衝撃波からのH2O line は、吸収により地上では観測が厳しいが、SPICAなどの衛星により観測できるかもしれない。 • アウトフローを考慮すると、τが一桁さがり、コア表面の高温ガスの直接観測が可能かもしれない。

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