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1 ALMA 最長基線による VLBIスケールでの大質量原始星観測元木業人 ( 山口大学 ) Co-I: 廣田朋也 (NAOJ), 町田正博 ( 九州大学 ), 米倉覚則 ( 茨城大学 ) 本間希樹 (NAOJ) 高桑繁久 ( 鹿児島大学 ), 松下聡樹 (ASIAA) V 熊本大学

2 絶好調 二日酔いです

3 世はALMA時代 星形成の高分解能観測はALMA抜きには語れ ない

4 ALMA 長基線 空間分解能 50 5 mas ( 基線長 > 10 km) 8 GHzの中基線 VLBIに十分匹敵 メーザーの分布スケール ( AU) を分解可能 イメージ感度例 : 50 mas 分解能 数分積分 連続波 1 K ライン 10 K 見えすぎて困るぐらい何でも見える

5 ALMA 時代の VLBI 星形成の役割は? AU スケールでの 3 次元ガス運動 Local な運動が何にどう役立つ? アウトフロー 円盤 の何がわかる? VLBI による大規模探査 特異な天体の事前探査 (JVN 少数基線 /KaVA SFR WG) 時変動モニター 星表面 / 円盤内縁スケールでの変動現象 (e.g., CH3OH 周期変動 )

6 VLBI ALMA 研究発展例

7 5 = 2.55 pc 観測天体 : G 大質量原始星候補天体 (NGC6357) (Motogiet al. 2013; 2016) 南天 (Dec -34 ) 比較的近傍 Photometric distance 1.74 ± 0.31kpc (Neckel 1978) Parallax 1.70 ± 0.19 kpc (Motogi et al. 2016) Herschel 遠赤外線イメージ NGC6357

8 赤外線 SED G353 の赤外線 SED (Motgi et al. 2017) 赤外線光度 5x10 3 L sun なし ) ( 減光補正 おおよその星質量 10 M sun IR data: 2MASS, GLIMPSE, MSX, Hi-GAL, ATLASGAL 比較的平坦な SED Face-on 天体の兆候 アウトフローの穴から近 - 中間赤外の漏れ出し (e.g., Zhang & Tan 2011)

9 水メーザーによる詳細観測

10 苫小牧11mによるモニター ± 100 km s -1 そもそも 変な水メーザー として見つかる 微弱な 赤方偏移成分 (e.g., Caswell et al. 2008, Motogi et al. 2011) ATCA Spectrum of G from Caswell & Phillps (2008) (1) 異常な青方偏移卓越 光学的に厚い連続波によるマスキング? (Motogi et al. 2013) (2) 非常に激しい時間変動 力学時間の短いジェットによる衝撃波

11 メーザー動画 by TRO11m (Motogi et al. 2011; 2016) (Day from 2008 Jan. 1)

12 VLBI 観測 (Motogi et al. 2016) VERA で得られた水メーザーの分布と固有運動 170 au 東西方向のジェット ( 最大 130 km/s) ジェットの見込み角 8 ほぼ視線方向に沿っている Coordinate origin (RA,DEC) = (17h 26m 1s.59, ) J mas yr -1 = 32 km s 1.7 kpc Face-on 円盤が付随しているはず...

13 ALMA Cycle 4による観測

14 ALMA Cycle 4 アンテナ配列 : C40-9 (12m x 45 最長 12 km) 空間分解能 : Band 4 ( GHz) = 2mm ( 大雪で Band 6 はキャンセル ) 積分時間 : 5 min 空間分解能 80 x 50 mas (Cont), 100 x 80 mas (Line) 50 x 50 mas (Super-res for cont) for comparison with J-VLA 速度分解能 : 1 km/s イメージ感度 : 0.1 mjy/b 8GHz BW) = 2 K 2 mjy/b (Line) = 14 K スタッキングで 1 mjy/b (7 K)

15 ダスト連続波による円盤検出

16 18 Original Image 非常に明るい点源 Peak Tb 480 K 直径 170 AU 秘密 点源周りに薄く広がっ た放射が存在 中心が明るいせいで周 囲がよく見えない...

17 輝度の空間プロファイル 秘密 明らかに広がった構造 中心の点源をガウシアンフィットで差し引き

18 残差イメージ 秘密 非対称なリング状の分布 輝度コントラスト E:W = 2:1 Peak T b 126 K 外半径 250 AU 幅 150 AU 特徴的な構造アーク状構造 ( 東 ) クランプ状構造 ( 西 ) 大質量星形成における降着円盤の 2 次元構造を空間分解した初めての例

19 水メーザーとの比較 リングの中心付近から水メーザージェットの吹き出し 秘密 絵に描いたような disk jet 系 7 年越しで想像図が電波写真に Thermal メタノールで見えている低速のアウトフロー吸収線 ( カラー ) と概ね一致 ジェットを取り巻く低速の分子アウトフロー?

20 J-VLA 7-mm 連続波との比較 (Motogi et al. 2017) 完全同じビームサイズでの重ね合わせ 秘密 中心の穴にすっぽりと 7-mm の放射がハマる J-VLA では中心の高温成分のみを検出

21 コンパクト成分の SED (ALMA + VLA K Ka Q) Sν [mjy] α =2.0 α =2.5 秘密 α ν [GHz] VLA Ka/K データはビームサイズが倍以上のため upper limit スペクトル指数 α 2.5 (ALMA VLA Q) 典型的なダストパラメータを考えると 2mm では光学的に厚い 光学的厚みと質量の下限値 τ 2 mm mass 0.8 Msun 中心星の 8 %

22 面密度分布 秘密 面密度分布の導出 (1) 温度 Profile T dust (r) = 360 (r/80 AU) 0.4 K (2) Dust mass opacity (β = 1) κ ν = 0.90 (ν/230 GHz) β cm 2 g 1 観測されたT b を N gas へ変換 ( ガス / ダスト比 = 100) 面密度のコントラストは最大 4-5 リング の質量 1 M sun 合計質量 2 M sun 星質量のほぼ 20% 円盤は自己重力的

23 New! New! これまでに知られている大質量星周りの 円盤 / エンベロープ ( らしきもの ) の例 Name Radius type W51N 8000 au 周星団 IRAS au 周星団 W33A 4000 au 星周 IRAS au 星周 G au 周連星 (G (CH 3 OH) 700 au 星周 ) CepA HW2 700 au 星周 G au 星周 G (dust) 250 au 星周 Orion KL 50 au 星周 と いうことで Orion を除けば最小サイズかつ二次元的に空間分解された最初の円盤! Blue: 回転 + 降着 Red: 回転

24 G353 について VLBI で示された Critical な情報はなんだったか? 天体距離 近傍天体であることの確証 正確な物理量 100 mas 以下精度での中心星位置 メーザージェットの根元を他の全ての干渉計観測 (ATCA, SMA, J-VLA, ALMA) の位相中心として利用 ジェットの見込み角 Face-on 天体であることの直接的な証拠 円盤 / エンベロープの力学的モデリングにも利用 残された情報は今後生きそう?... 再帰的メーザーフレアのタイムスケール... メーザージェットの速度構造 / 衝撃波の伝搬方向

25 他にも色々とありますが... 回転降着エンベロープ... 円盤の重力不安定性... etc 今日はここまで

26 まとめ ALMA長基線はVLBIで観測される星間メーザーの分布領域を完全に分解可 能である 言いたい放題の時代は終了 メーザーの実用的な側面が問われている 今回我々はALMA長基線を用いて大質量原始G のFace-on円盤 の空間分解撮像に成功した 円盤の面密度分布は非一様であり 最大で4-5倍の密度コントラストが見られ た (二次元構造は世界初) 円盤質量は中心星質量の20%と非常に重く 明らかに自己重力的である 自 己重力的円盤も世界初 VLBI観測で検出された水メーザージェットは円盤のド中心から吹き出しており これまでのVLBIによる構造推定が概ね正しかったことが示された

27

3 6 6.1: ALMA 6.1 galaxy, galaxies the Galaxy, our Galaxy, Milky Way Galaxy G. Galilei W. Herschel cm J.C. Kapteyn H. Sharpley 30 E.P. Hubble 6.2 6.2.1 b l 6.2 b = 0 6.2: l = 0 6.2.2 6.1 6.3 ( 60-100µm)

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