Wilking89

A Milimeter-Wave Spectral-Line and Continuum Survey of Cold IRAS Sources

Wilking, Mundy, Blackwell, Howe

1989 ApJ 345, 257 - 264

　アブストラクト
　CO 観測　
　IRAS 天体で光学対応天体がなく、冷たい SED を持つ 50 個を選び、電波の CO 及び連続光観測を行った。大部分は強い CO 強度と高いガスコラム密度から、最近の星形成とのつながりを表わす。24/50 天体では CO のラインプロファイルにウイングがあり、放出流を伴っていることが判った。

　連続波観測　
2.7 mm 干渉計観測から 16/39 天体の放射域は < 35" であった。この放射は、３天体を除いては、冷たい（Td = 35 - 60 K）ダストからのものである。ダストの 2.7 mm 光学的深さは非常に大きく、遠赤外でダストは光学的に厚い事が想像される。その質量は 0.6 - 270 Mo に渡る。

　二つのクラス　
　ダスト放射域を二つのクラスに分ける事が出来る。（１）d = 500 - 5000 AU と、小さくて空間的に分解できない。n(H₃) > 10^7-9 cm^-3 と大きく、光学深さが大。近傍分子雲中の低質量(< 4 Mo) で、星形成に深くかかわっているダスト。（２）大きく広がり（0.1 - 0.3 pc）低密度 10^5-6 cm^-3 で、光学的に薄い。遠方の高光度天体に属し、多分、分子雲コアの内側領域で、中に若い若い大質量が住んでいる。

　1.イントロ　
原始星の条件　
　原始星の条件として次の４つが考えられる。
（１）．放射エネルギーの大部分が遠赤外。
（２）．HII 領域がない。
（３）．星周円盤が付随している。特に大質量星では輻射圧が大きく、
　　　　物質降着に不可欠。
（４）．分子流を伴う。

　IRAS16293-2422　
　IRAS16293-2422 は興味深い。 L = 27 Lo で 25μ より短波長側では検出されない遠赤外天体である。Walker et al 1986 は 25μm から 2.7 mm SED が BB(40 K) で完全にフィットすることを示した。2.7 mm 干渉計観測から 1 - 6 Mo の 1800 AU × < 800 AU の円盤構造が分解された。その短軸は高速分子流の方向と一致する。

　原始星候補天体のリスト　
　IRAS16293-2422 をモデルに、類似天体 50 個を IRAS PSC から選んだ。それらの ¹²CO, ¹³CO 観測を行い、39/50 天体の　2.7 mm 干渉計観測を実施した。

表１．分子線の観測結果。

表２．連続波の観測結果。

　II．原始星候補のサンプル　

　以下の選択条件で原始星候補を選んだ。
（１）．S_ν(60μm) > 100 Jy
（２）．S_ν(100μm) > S_ν(60μm) (Td<50K)
（３）．25, 60, 100 μm で検出。
（４）．IRAS 点源テンプレートとの相関が 98 % より高い。
（５）．δ₁₉₅₀ > -30°, |b| = 2 - 25°
（６）．可視天体が随伴しない。
（７）．暗黒雲の中にある。

　
　条件（１）は中間光度の原始星の検出チャンスを下げたかも知れない。表１には 50 候補天体のリストを載せた。天体が付随する既知の分子雲、 YSO も掲載した。その中には分子流を持つ YSO が多数含まれる。例えば、 L1551 IRS 5, NGC 2264 IR, IRAS16293-2422, S140 IR, Cep A である。

　III. 観測と解析　

　III a. CO(J=2-1) データ　
　¹²CO と ¹³CO 観測はテキサス大学 4.9 m ミリ波望遠鏡で行われた。大部分で一本の輝線が見つかったが 10 天体で複数の速度成分が見つかった(表１）。
　III b. 2.7 mm 連続波　
　39/50 天体をオウエンスバレイ３素子干渉計で観測した。結果は表２にまとめられた。
　III c. 2 cm, 6 cm 連続波　
　2 cm (15 GHz)と6 cm (4.9 GHz) 連続波の VLA 観測が幾つかの天体に対して行われた。3/21 天体が新しく 2, 6 cm で検出された。 IRAS 光度は B0 -B1.5 天体に相当し、電波連続波は HII 領域からのものと考えられる。5/21 天体は以前に観測され、報告済みである。

　III d. 距離　
　幾つかの IRAS 天体は距離が既知の天体に随伴している。しかし、大抵の場合、距離の推定は視線方向での CO ラインに依存する。まず第一に、分子ガスの距離を既知の距離を持つ分子雲とマッチさせる。個々の分子雲に対する文献上での距離の探索に加え、 HII 領域の CO 探査の結果、コロンビア CO 銀河面探査の結果も用いた。

　距離の値は表１に載せた。CO 輝線の速度を使った場合には参考文献も示した。そのような随伴天体がなかった場合には単純な銀河回転モデルを用いて(Clemens 1985) 距離を決めた。

　IV. 結果　

　IVa. 統計　

　IVa. (i) 光度関数　
　なぜ明るい天体が主体か　
　天体総フラックスは各バンド内フラックスの総和から求めた。そのテクニックに関しては Emerson 1988 in Formation and Evolution of Low Mass Stars (Reidel) を見よ。この方法で 7 - 135 μm 総フラックスが W m^-2 の形で与えられる。距離と球対称放射を仮定して光度が決まる。図１にその光度関数を示す。大部分が 10^{3 - 4} Lo, の遠い天体である。これは 60 μm フラックスに下限を設けた直接の結果である。 20 - 200 Lo の 50 K 天体がこのリストに残るには距離が 300 - 1000 pc 以内の必要がある。一方 10⁴ Lo 天体だと 7 kpc まで伸びる。従って、我々のサンプルは基本的には可視光で上から 20 個の見かけが明るい星を挙げた時、大体光度の高い、かなり遠く (数十から百 pc) の星が含まれる事と同じ事情である。

　基本サンプル天体　
　我々の基本モデルは Ophiuchus 内 27 Lo の IRAS 16293-2411 である。前に述べたように、60 μm 100 Jy 制限は Taurus か Ophiuchus のような最近傍分子雲にある天体しか選ばせない。450 pc 以内ではあと L1551 IRS 5 しかないという事実から、低ー中間光度天体の密度が非常に低い事が推察される。制限を下げたサーベイからこのような天体のサンプルは上がるだろう。

図１．IRAS 低温サンプル 50 個の光度関数。
( フラックスリミッテドなので解釈は面倒。)
光度は 7 - 135 μm バンドフラックスに 4πd² をかけた。

　IVa. (iii) 高速ガス　
　半数に高速ガス(速度巾 20 km/s 以上)が CO ラインのウイングとして検出された。多数が実際前主系列天体であることを示している。残りの多くは遠方天体で、ビーム巾が大きすぎてウイングが薄まっている可能性がある。例えば、 IRAS 00494+5617 は 2.2 kpc の NGC 281 内にあり、水メーザー源だが、ウイングは検出されなかった。

　IVa. (iv) 小さく冷たいダスト放射天体　
　16/39 天体で 2.7 mm 連続波が検出された。上の NGC 281 天体を除き、その全ては高速分子ガスが付随していた。表２や図２に見られるように、 6/16 天体ではフリーフリー放射が検出された。Mon R2 (IRAS 06084-0611) では明らかに 2.7 mm フラックスの大部分が IRS 1 で励起された HII 領域からの光学的に薄いフリーフリー放射である。IRAS 06084-0611 (GGD 12-15) と IRAS 22543+6145 (Cep A) でも 2.7 mm 放射のかなり (≤ 50%) をフリーフリーが占めているかもしれない。しかし、 Cep A では 3.45 mm 観測からフリーフリーで説明するには全体のスペクトル勾配が急すぎることが判っている。初見では IRAS 21391+5802, 22198+6336, 22272+6358A のミリ波フラックスは電離領域からの寄与がかなりに見える。しかし、そうするには 2.7 mm フリーフリーが光学的に厚く、輻射光度が現在値の十倍くらい大きい必要がある。したがって、これらの放射は小さい(< 35") ダスト源と考えるべきである。観測ビームサイズが波長毎に異なるので、正確な SED は得られていない。

　IVb. 小さく冷たいダスト放射天体の特性　

　IVb. (i) スペクトルエネルギー分布　
　温度決定に電波観測が重要　
　図２には小さく冷たいダスト放射を持つ 16 天体の SED を示す。その多くではフリーフリーの寄与が小さい事が判る。プランク関数に λ ^-1.5 をかけてデータにフィットすると、25μm - 2.7 mm での放射は Td = 35 - 60 K と得られる。どの場合も、mm 波のフラックスは SED ピークの決定に重要である。

　厚いダスト光学的深さの天体　
　7 天体では 12 μm が検出されなかった。それらの SED は単一黒体輻射でよく近似された。しかし、多くの天体、例えば L1551 IRS 5 や　 GL 490 では 12 & mu;m - 2.7 mm の SED の巾はもっと広く、ダスト温度の広い巾を示している。ダスト温度巾の狭い天体はダスト光学的深さが厚い為と考えられる。
　IVb. (ii) 質量　
　2.7 mm フラックスから求める質量　
　2.7 mm フラックスから質量を導ける。Hildebrand 1983 の与えた N(H₂)/τ_{dust, 400μm} = 6 × 10²⁴ を放射率 λ^-n で　λ = 2.7 mm に直すと、

　M = 3.29 2.5ⁿλ_mmⁿ⁺³ S_Jyd_kpc ²[exp(14.4/λ_mmTd)-1] Mo

表２には Td = 45 K, n = 1.5 を仮定したマスが載っている。IRAS 06035-0622, 06084-0611, 22543+6145 はフリーフリーの寄与があり得るので上限値である。

図２．冷たいダストからの 2.7 mm 放射が検出された 12 天体の SED。右端括弧内の数字は図示する際にフラックスにかけた１０の指数。

　光度とガス・ダスト質量の関係　
　図３では光度とガス・ダスト質量の関係を示した。参考のため主系列の星質量光度関係 L ∝ M⁴ を示す。観測光度が主系列近くの中心星によると仮定すると、その星の質量はこのライン上にある。サンプル中の明るい天体が主系列ラインの近くにあるだろうという仮定は大質量天体の進化が速いことを考慮するとそう悪くない。低質量で光度超過がある天体は主系列のずっと上に来る。図３を見ると、ダスト放射領域の質量は埋もれた恒星の質量と同程度である事がわかる。明るい星になるほど、星周領域のガス質量が埋もれた恒星質量より大きく超過する傾向にあることが判る。これはおそらくより明るく遠いところにある大きな天体を検出しやすいからであろう。
(良く分からないが、中心に星があってその光を再放射しているという意味ではないんだろうな。 )

　IVb. (iii) 2.7 mm 光学的深さ　
　2.7 mm での天体サイズが判った場合、 SED から決めた Td を用いて光学的深さ τ(2mm) を推定でき、表２に載せた。得られた値は全ての天体で非常に大きい。
　例えば、 τ(2mm) = 0.0034 - 0.085 で τ ∝ λ ^-1.5 の場合、50 - 500 μm で τ = 1 となる

図３．L(FIR) 帯 M(gas+dust) 　

　

　

　V. 意味合い　

　サンプル　
　CO, 連続波の観測は我々の選択条件がうまく星形成に付随した天体を選べたことを示した。全ての天体で CO が検出された。24/50 天体はウィングまたは広い線巾を示し、多くが若い分子流天体であることを示す。

　冷たく小さいダストガス　
　最も面白いのは、冷たい (Td = 35 - 60 K) で小さい(< 35") の大量のガス＋ダストの存在である。フラックスと天体サイズとから、ダスト分布には（１）近傍中間光度天体で非常に小さく固まった天体、 IRAS 04287+1801, 05338-0624, 05375-0731, 16293-2422, 21391+5802、から遠方の大光度で広がったサイズの天体、IRAS 00494+5617, 18162-2048, 18265\1517 まで様々である。2 cm, 6 cm 連続波は 1/3 天体でしか検出されない。HII 領域の寄与はあったとしても小さい。

　近傍天体　
　近傍の小さい空間未分解天体は特に興味深い。それらは距離 750 pc 以下で、光度 230 - 260 Lo である。これは M < 4 Mo の特徴である。ダスト域の大きさ上限は 500 - 5500 AU である。これは、星形成に深く関与している星周ダストを見ている可能性を示唆する。この星周ダスト雲の質量は 0.6 - 7 Mo と低いが、それでも密度は 7 10⁶cm^-3 - 2 10⁹cm^-3 と高い。これらの天体は前主系列進化の初期にあり、我々が探している原始星の候補に最も近い。

　遠方天体　
　遠方天体 1.7 - 2.2 kpc でダスト放射がもっと広がっているものは大質量星、 B3 かそれより早期、である。分解されたそのサイズは 0.1 - 0.3 pc で質量は 70 - 270 Mo ある。密度は 0.3 - 5 10⁶cm^-3 である。ダスト放射は中心にある YSO に付随した、でも同一ではない、ダストから出ている。これらは既にかなり進化しているのではないか。

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