Search for Massive Protostar Candidates in the Southern Hemisphere II. Dust Continuum

　アブストラクト

　1.イントロ　

　２．天体選択　

　３．観測　

　表１観測天体リスト

　４．結果　

４．１．運動距離　 　遠距離と近距離　 　運動距離は Brand, Blitz 1993 の回転曲線を用いて求め、表１に示した。 CS （Bronfman et al 1996）が全ての High 天体と δ < -30° の Low 天体に使われた。 δ > -30° の Low 天体には NH3 ラインを使った。太陽円周より内側では遠距離と近距離の 二つが得られる。遠距離を採用すると Z が 200 pc を越えてしまう場合 には近距離に決めてよい。IRAS 14394-6004, 17040-3959 のように近距離が 100 pc 以下となり大質量星形成領域としてはあり得ない場合は遠距離を 採用できる。 　しかし、多くの場合表１には二つの距離を併記せざるを得ない。この先 天体の物理量を議論する際には近距離の方を使っていることを注意しておく。 　 距離を与えられなかった天体　 22 天体では距離を与えられなかった。その理由は、 （１）速度が確定しなかった。 （２）得た距離が 2 - 25 kpc 以内に収まらなかった。 （３）どちらの距離も Z > 200 pc だった。 　４．２．光度　 　表１に載せた光度は IRAS フラックスを積分して求めた。 100 μm より先は黒体輻射を外挿して積分した。図１にはこうして求めた光度の 分布を示す。平均光度＝ 6.7 × 104 Lo, 中間値　＝ 1.6 × 104 Lo である。これらは Faundez et al 2004 に較べ　3.5 倍小さい。その理由は彼らのサンプルが Bronfman et al 1996 のサーベイに基づき、非常に大質量の YSO を含んでいること、HIIR が混入 している(これらも非常に大質量)などのためであろう。

図１．光度分布。 (非常に大質量ならなおさらこの論文のサンプルに含まれそうではないか？ Faundez et al 2004 サンプルがなぜここでは外れたかを個々に調べるべき だが、今はやれない。)

４．３．塊りの同定　 　複数の塊り　 　7 天体を除いてはダストの塊りが検出された。それらは図２に示した。 図３には今回の観測で最も大きかった領域を図示した。図から明らか なように、領域内には通常複数のダストの塊りが見える。次元画像に 応用したのである。 　 　塊りを分離して その性質を抽出するために Wikkiams et al 1994 が開発した Clumpfind アルゴリズムを使用した。これはもともとスペクトル線の ３次元データキューブを扱うためのもので、今回はそれを２ 次元に応用した。表２にはその結果得られたクランプのピーク位置、 FWHM、を示す。 図３．MSX バンド E (21 μm) 画像上の 1.2 mm 連続波等高線。 星印は IRAS 位置。 （上）IRAS 17225-3426. 等高線は 0.11 - 1.67 Jy/beam. 間隔0.22 Jy/beam. （下）IRAS 18014-2428.等高線は 0.09 - 3.20 Jy/beam. 間隔0.17 Jy/beam

ダスト塊りの性質　 　図４にはダスト塊りの性質をヒストグラムで示した。距離の平均値は 3.9 kpc, 中間値は 3.4 kpc である。 IRAS 天体一つ当たりの塊り数は平均 2.8 個である。 図４．ダスト塊りの性質のヒストグラム。(a)運動距離（近距離）。 (b)塊り数。(c)塊り半径。 (d)塊り質量。(e)H2 密度。 (f)H2 表面密度。 ( 近距離を採用したための影響 を全く言及していないね。)

　５．議論　

５．１．光度・質量関係　 　 L/M 比　 　図５に L/M 比を全体と Low, High 群に対して示した。光度 L は IRAS フラックスから、質量 M は IRAS 位置から 90" 以内のダスト 雲全体を用いた。全体の平均値は 99 Lo/Mo であった。この値は Sridharan et al 2002 にが求めた 100 Lo/Mo にほぼ一致する。 ただし、Hildebrand1983 のオパシティ (Ossenkopf, Henning の 2.5 倍)を用いた彼らの論文では 0.05 Mo/Lo であった。 同じオパシティを使えばこの値は 0.02 となり、さらに Beuther et al 2002 のダスト雲質量は２倍間違っていたという 彼ら Beuther et al 2005 自身の訂正を考慮すると、かれらの L/M は 100 Lo/Mo になる。これは Faundez et al 2004 の 71 Lo/Mo よりは 少し大きい。 　Low, High 天体　 　Low, High 天体間で L/M に違いは認められない。 しかし、Beuther et al 2002 は UCHIIR が付随する天体では L/M が しない天体の 5 倍大きくなることを見出した。かれらの質量は前に 述べたように間違っていた。しかし、比較の際には同じファクターで 間違っているので　5 倍という結論は生きている。

図５．(a) (L/M) 比の分布。M は IRAS 位置 90" 以内全体。 (b) 上を Low = 実線　と High = 破線に分けた。

５．２． Low 対 High　 　両者の性質に差がない　 　この研究の目的の一つは、二つの YSO 群 Low と High の比較をすること である。それらは異なる進化段階にあると考えられるが、物理的性質に その差が現れるだろうか？しかし、図６と図７を見ると両者の差は 認められない。Fontani et al 2005 も同様な結論に達している。 　しかし詳しく見ると　 　図６を見ると、 High 副サンプルの平均光度は 1.3 × 105 Lo で, Low 副サンプルの平均光度は 2.5 × 104 Lo の ５倍大きい。しかし、中間値で較べると、 High 副サンプルの中間光度は 2.6 × 104 Lo , Low 副サンプルの中間光度は 1.3 × 104 Lo で あまり変わらない。つまり、 High 副サンプルは高光度側に遠くまで 伸びているのである。領域内ダスト塊り数は High で 2.7, Low で 2.9 で変わらない。図２を調べると、ダスト塊の形態は良く似ている。 　サイズと質量は少し差がある。それらの平均と中間値は Low で(0.46 pc, 0.38 pc), (163 Mo, 64 Mo) 、 Highで(0.67 pc, 0.56 pc), (561 Mo, 164 Mo) である。ところが、 Brand et al 2001 は δ > -30° 天体に対し、正反対の結論を導いた。彼らは Low 天体のダスト塊サイズは High 天体の３倍であることを見出した。ただ、彼らは分子線観測から サイズを出していて、この論文のダスト連続波からのサイズとは違う。 　温度と質量　 　4.6 節でのべたように、 Low, High 共に導かれた温度は ∼ 30 K であった。しかし、この温度決定は少数のフラックスに基づいており、 High 天体の温度が Low 天体より高い可能性は排除できない。 Faundez et al 2004 は我々と似たサンプルに 32 K を与えた。 Sridharan et al 2002 はサンプルは似ているが 50 K を与えた。もし我々が 50 K を採用 すると得られる質量は 0.55 倍になり、ダスト雲の平均質量は 309 Mo と変わる。しかし、それでも High 質量は Low 質量の 2 倍である。 したがって、質量差があるという結論は正しいであろう。 図６．光度分布。実線＝Low。破線＝High。

密度　 　他の物理量を見ると、 H2体密度 　平均値 H2体密度 　中間値 H2表面密度 　平均値 H2表面密度 　中間値 cm-3 cm-3 g cm-2 g cm-2 Low 1.4 ×106 4.1 ×104 0.45 0.13 High 2.6 ×105 3.4 ×104 0.29 0.16 　扁平度　 　FWHMx/FWHMy　を調べると、その平均値と中間値は Low では 1.04, 0.95, High では 1.03, 0.97 である。これらの値は ダスト雲が全く対称的な形をしている事を示す。 　Low と High は同じか？　 　L/M 比が同じことから、Low と High は同じ進化段階にあると考えられる。 従って、今回のミリ波連続光の観測から導いた物理性質には Low と High とで差がないと結論する。どちらも大質量(原始)星を含み、M, nH2, R, L/M としては同じ値を持ち、同じ進化段階にある。しかし、我々の南半球 天体からの結果は、北半球天体から導いた Palla et al 1991, Molinari et al 1996, Brand et al 2001 の両者は異なるという結論に反する。 　したがって、南半球天体に対してより多くの波長での観測が必要である。 特に、温度をより良く決定する必要がある。 図７．(a)運動距離。(b)領域内のダスト塊。(c)ダスト塊の半径。 (d)ダスト塊の質量。(e) H2 密度。(f)H2 面密度。 実線＝ Low 天体。破線＝ High 天体。

　５．４．MSX 対 非 MSX　

前恒星コアの探索　 　前に述べたように、我々の IRAS サンプルは大質量（原始）星を含む 大質量のダスト雲を伴っている。大質量星形成の最初期に近づくため 星形成が開始される以前のコアを同定したい。つまり、前恒星コアである。 これらのコアは分子雲に埋もれた大質量原始星と同じくらいの密度と サイズを有するが光度と温度が低いだろう。前恒星コアの光度は ミリ波、サブミリ波で放出され、中間赤外、遠赤外では暗いだろう。 それらは既に発達した大質量原始星の傍に位置していることが多そうである。 ミリ波連続光マップは、 IRAS 天体の周りに通常一個以上のダスト雲塊が あることを示す。それらダスト雲塊は必ずしも IRAS 位置に付随しない、 つまり IRAS 位置から 90" 以上離れている。そこで、前恒星天体を 探すため、 各ミリ波ダスト雲塊の周囲 40" 以内に MSX PSC 天体が ないかどうかを調べた。また、図２に示すように MSX マップをミリ波 等高線と眼視で較べる。この方法でミリ波天体と中間・遠赤外天体を同定 できる。表２の最後にはダスト雲塊が MSX の広がった放射源と重なるか を示した。 　MSX 非検出のダスト雲塊　 　こうして、MSX 4 バンドで検出されなかったダスト雲塊 95 個を発見した。 たまたま別の　MSX 天体が重なった可能性もあるので、この ９５ は 下限と看做すべきである。これ以外に MSX 8 μm でのみ検出された ものもあり、これはおそらく PAH 放射光の混入であろう。これまでの ところ、このような候補天体は北半球では Molinari et al 1998, Beuther et al 2002, Sridharan et al 2002, 南半球では Garay et al 2004, Hill et al 2005 など少数に限られている。 図８．MSX 点源の S(1.2mm)/S(21μm) 比のヒストグラム。 点線＝ S(1.2mm)/(1.5 Jy) の中間値。 1.5 Jy は MSX の 21 μm 観測限界値。 MSX 非検出天体にはこの値が割り当てられるので S(1.2mm)/S(21μm) 比の中間値（点線）は下限値と考えるべきである。

幾つかの例では MSX 天体は ミリ波コアの縁にあり、反射星雲か又は同じ星形成域にある進化の進んだ 天体の可能性もある。 95 雲塊のうち 70 個は Low 天体の周囲にある。 これは Low 天体の 16 % である。２０個は High 天体のまわりにあり、 これは High 全体の 10 % に相当する。これからすると、 Low 天体の方 が High 天体より早期の進化ステージなありそうだ。 　 S(1.2mm)/S(21μm) 比　 　図８は．MSX 点源の S(1.2mm)/S(21μm) 比のヒストグラムである。 点線＝ S(1.2mm)/(1.5 Jy) の中間値。 1.5 Jy は MSX の 21 μm 観測限界値。 MSX 非検出天体にはこの値が割り当てられるので S(1.2mm)/S(21μm) 比の中間値（点線）は下限値と考えるべきである。 　温度　 　図９には MSX 天体、点源又は広がった放射源、に付随したダスト雲塊と 付随しないダスト雲塊とで、物理パラメター、ダスト塊の半径、 ダスト塊の質量、H2 密度、H2 面密度がどう 分布するかを示した。二つの副群でパラメターに違いはない。主な違いは 質量に見られる。 MSX 付随雲塊の方が３倍くらい重い。ただし、中間赤外 天体なし（非MSX）の温度が低い可能性はある。実際、 Garay et al 2004 は MSX に付随しない雲塊の温度を 17 K と求めている。その場合、双方の 質量はほぼ等しくなる。したがって、温度の決定精度を上げることが極めて 重要なのである。 図９．実線＝MSX 点源、または広がった天体に付随したダスト雲塊の物理パラメター のヒストグラム。(a)　ダスト塊の半径。 (b)ダスト塊の質量。(c) H2 密度。(d)H2 面密度。 破線＝ MSX 非検出ダスト雲塊。

　５．４．雲塊の質量　

図１０．（左上） d < 6 kpc 雲塊の質量ヒストグラム。実線＝ サルピーター IMF dN/dM ∝ M-2.35。点線＝べき乗則 で a ∼ -2.1 のフィット。破線は a ∼ -1.7。縦の一点鎖線＝ d 6 kpc での完全性限界。 （右上）累積分布関数。破線は a ∼ -1.9。 d ＝ 6 kpc の完全性限界まで。 (左下)　左上と同じ。 d < 2 kpc 雲塊 （右下）右上と同じ。 d ＝ 2 kpc の完全性限界まで。

表３．dN/dM ∝ M-α の α の表。矢印は フィット範囲。 　図１０は雲塊の質量スペクトルを示す。距離範囲は d < 6 kpc と　 2 kpc である。5 σ で決めた完全性限界は 6 kpc で 92 Mo, 2 kpc で 10 Mo である。この限界内で天体数は 6 kpc 以内で 249、 2 kpc 以内で 79 である。この先、質量範囲で勾配が変化する話。

　表２．IRAS 天体方向ダスト雲塊の位置、質量、．．．。 オフセット位置は IRAS 座標に対する相対位置。最後の列は雲塊が MSX 位置 と対応するかどうか、それが点源か広がった放射源かを示す。大きさ、質量は 近距離を仮定した。　　

　図２．等高線＝ 1.2 mm SEST 連続光。3 σ, 6 σ, 先は 6 σ ステップ。座標は J2000 , 画像 = MSX 21 μm 。クロス＝ IRAS 位置。