Collapse of First Core and The Possibility of

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)
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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？
Introduction
the first core
観測的ミッシンクリンク
Cloud Core
First Core
Class 0 Objects
?
Onishi et al. 1998
Runaway Collapse
104
Padgett et al. 1999
Hydrostatic core (Second )
Runaway Collapse
＋Accretion
1010
1016
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)。
1020
Density nc [cm-3]
Masunaga & Inutsuka (2000)。
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？
Matsumoto & Hanawa (2003)
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。
Introduction, Motivation
First Coreの観測的試み
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！
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。
Wc = (0.3 – 4) x10-6 yr-1 NH3コア Goodman et al. (1993)
=> First Coreは球対称モデルと異なり大きなガス円盤状となる。
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。
Method
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。
z
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=>
Opacity k（g cm1）
Opacity
Adams (1986)
・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。
Results (Saigo)
First Core近傍の温度
1/1000 AU
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 )
M = 0.07 M8
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
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 = s Trad4
Results (Saigo)
観測される輻射分布とSED
観測されるSED
衝撃波前面でのSED
距離150pc、Δ=1AUを仮定
分子雲コア
～10,000AU
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。
f=1011 Hz
f=3.6x1011 Hz
2x1012 Hz
f=1013 Hz
Results (Saigo)
Evolution of The First Core
( A ) t = 711 yr
Formation phase
M = 0.02 M8
( B ) t = 1343 yr
Middle phase（massive spiral
arms）
( C) t = 2763 yr
Late Phase (large disk)
M = 0.07M8
M = 0.04 M8
Bourke et al. (2006)のL1521FのSEDと比較
t = 2763yr
t = 1343yr
t = 711yr
IRAC 3.5,4.5, and 8.0 mm
・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。
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


Omukai (2007)
Dynamics is simplified, while
thermal and chemical processes are
treated in detail.
Accretion shock is treated as a
steady-state shock.
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)
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)
Discussion
観測可能性は？
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）。
Machida et al. 2005
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？
アウトフロー
分子雲コア
～10,000AU
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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