Barnard 59における原始星形成

西合 一矢 (国立天文台）

共同研究者⼤⻄利和（⼤阪府⼤）、徳⽥⼀起（⼤阪府⼤/国⽴天⽂台) 、Ph. Andre (CEA Irfu), ⽴原研悟（名古屋⼤学）、河村晶⼦（国⽴天⽂台)、その他+ 松本倫明（法政⼤学）、富⽥賢吾（⼤阪⼤学）、その他

1. 集団的な星形成現場としてのB592. 原始星BHB113. B59でのその他のYSO(BHB01/BHB10)

2MASS extinction map (Frau+2010; Lombardi+2006)

Barnard 59

Pipe STEM

2 1 0 -1 -2 -3 Galactic Longitudes

34

5

6

7

Ga

lact

ic L

atit

ude

Sco OB2 Association

Compression

Dec

lina

tion

RA

Barnard 59とは？

B59 main Clump

d ~130pc (Lombardi et al. 2006)

(Roman-Zuniga et al. 2009 and Duarte-Cabral + 2012)

Extinction map of B59

Pipe Nebula

10数個の原始星、TTSsMain Clumpの中⼼に近いほど若いYSO

I. B59 Clump

B59 Main Clumpに付随するYSOs

B59 H13CO+(1-0) mom0

10000AU (~77”)

Mom 0 map of H13CO+(1-0) Nobeyama45m (Onishi +)

Contour: Continuum map by IRAM30m MAMBO 1.2mm+ : 8.3GHz (free-free) point source (Dizib+ 2013 )

+ #11 Protostar + reflectionX #10 Protostar* #9 Flat spectrumλ (micron)

#11

# : known YSOs (Labels follow Brooke+2007).

#10

#9

10000AUサイズ⾼密度Clumpに複数の⼩質量原始星/TTSsが付随

#7

#13

〜1L8

I. B59 Clump

B59の密度構造

MMS2MMS3

#11

#10

# 910000AU

[cm-2]

MMS1

#7

#13

⾼密度Clumpが分裂し(集団的)星形成が起こっている現場を観測するのに最適な天体

I. B59 Clump

• Clump mass ~18.9M8

• 分裂中の⾼密度Filamentwidth ~ 0.01pc Σ＞~ 2 x 1022 g cm-2

• ⾼密度Cores/⾼密度YSOenvelope• dv = 0.5~1.2 km s−1(Duarte-Cabral et al.

2012).=> almost in virial equilibrium.

B59 Clump 温度分布Herschel SPIRE 250µm, 350µm, 500µm mapより計算

I. B59 Clump

Ｈａｒａ et al. ２０１４

ALMA Observation toward B59

2013.1.00291.S (PI: F. Alves)B59にある４つのClass0~Class2天体を観測

(BHB1, BHB9, BHB10, BHB11)

12CO J=2-1, C18O J=2-1, H2CO+Beam: 0.26”x0.20” PA = 1.0deg

偏波(1.3mm)も観測

各天体をSingle Field観測(視野~25”）

B59で集団的に⽣まれている原始星とTTSの⼒学的特徴を調べた

MMS2MMS3

#11

#10

# 910000AU

[cm-2]

MMS1

#7

#13

ALMA Band6の視野

BHB11 Class I 原始星Hara et al. 2014 • 原始星~1.7M8 (原始星ガス円盤より) • 複雑なoutflow by SMA, ASTE

Alves et al. 2017 (ALMA Cycle2) Band 6 Beam size ~0.2”(~30AU)• 半径250AUスケールのスパイラル構造

ガス円盤回転構造をちゃんと解析すると、C18O(2-1) mom 1

100AU

PV図

Vel

ocity

(Km

/s)

Offset (arcsec)

ギャップ100AU8

4

0Alves et al 2017は、ギャップを落下ガスと原始星円盤の遷移領域と解釈

v∝ r -0.5 v∝ r -1

内円盤ケプラーではない

外円盤/スパイラルケプラーに近い？

II. B59 #11原始星

~100AU円盤の力学構造

差分

Inner-Disk Best Fit Parameters• Mstar = 1.45M8• vsys = 3.7 km/s• (RA, Dec)=(17h11m23.104s, -27h24m32.90s) • P.A.=54.deg• i = 35deg• Rdisk= 90AU• ただし、R 残差

~300AU外円盤の力学構造

Outer-Disk Best Fit Parameters• Mstar = 1.45M8• vsys = 3.7 km/s• (RA, Dec)=(17h11m23.104s, -27h24m32.90s) • P.A.= 69.deg• i = 70deg

R

R

BHB 11の⼒学構造まとめ

+

Mstar = 1.45M8(~1M8 + ~0.5M8)?

vsys = 3.7 km/s

P.A.=54.degi = 35deg

Rdisk~ 90AU

P.A.= 69.degi = 70deg

Rdisk= 400AU

Misalignment Kepler Diskその２つの円盤の接点からoutflow

II. B59 #11原始星

(参考）B59 BHB11 pol I+Pol AII. B59 #11原始星

B59の他のYSOの⼒学構造 #01

MMS2MMS3

#11

#10 (Class0/1)

# 910000AU

[cm-2]

MMS1

#7

#13

#1 (Flat Spectrum TTS)

1000AU

12CO(2-1) mom1

III. B59 その他のYSO

Edge-on Disk

#01

これもガス円盤の⾚道⾯が歪んでいる

B59の他のYSOの⼒学構造 #10

MMS2MMS3

#11

# 910000AU

[cm-2]

MMS1

#7

#13

#10 (Class0/1)

#1 (Flat Spectrum TTS)12CO(2-1) #10

500AU

15K

30K#10

III. B59 その他のYSO

エンベロープに波紋状の構造(15K~30K)

~1km/sの⾼密度ガスclumpが突⼊したとすると説明可能?

BHB10 Class 0 原始星エンベロープに波紋状の構造(15K~30K)

~1km/sの⾼密度ガスclumpが突⼊したとすると説明可能?

15K

30K

500AU

III. B59 その他のYSO

2.5x1023 cm

-22.5x10

22 cm-2

Fig1a Fig1b

0.1pc filamentary structure Dense filamentary structurein massive turbulent clump

0.1p

cHerschel MHD Simulation

圧縮された⾼密度フィラメントでの星形成

0.01pcサイズの細い⾼密度フィラメント分裂間隔が狭い分裂、乱流的ガス運動

エンベロープの⾓運動量の向きが変わったり、clumpが突⼊しているのは環境の影響があるかもしれない。

IV.最後に

0.1pcのフィラメント⾳速程度の均⼀なfiber

SummaryALMA Archiveデータを⽤いて、⾼密度clumpが分裂して複数の星を形成しているB59Clumpにある原始星/エンベロープ構造を調べた。

- BHB11原始星には⾓運動量の軸が異なる２つのケプラー円盤を持っていた。- BHB01 TTSには1000AUスケールの歪んだ構造が付随。- BHB10原始星のエンベロープには周囲からのclump衝突を⽰唆する構造が付随。

このように全てのYSOが複雑な密度構造を持っていた。これは、集団的な星形成では分裂運動や乱流運動などが星形成に⼤きな影響を与えることを⽰唆している。=> 今後、ALMAを⽤いてのB59 Main Clump全⾯mappingを提案する予定。

Leung (1975)

B59 BHB11 C180(2-1) mom0

柱密度

内円盤 0.011Msun (50K)

外円盤 0.034Msun (25K)スパイラル Σ >(1~1.5)x1024 g/cm-2