ALMA電波望遠鏡で見つけた生まれたばかりの星を包む分子の雲は、通常の環境のホットコアと比べて、複雑な有機分子が遥かに少なく、またその分布にも大きな違いが見られた。
・世界で初めて、矮小銀河・小マゼラン雲において生まれたばかりの星を包む化学的に豊かな分子の雲を発見
・発見された天体は、天の川銀河内の同種の天体に比べて、複雑な有機分子の量が非常に少なかった
・小マゼラン雲は、今から約100億年前の宇宙に環境が似ており、今回の結果は遥か昔の宇宙における星や惑星の材料物質の多様性を探る重要な手がかりを与えた
以下、機械翻訳。
小マゼラン雲にホットコアを初検出 –遥か昔の宇宙における物質の化学進化に迫る
概要
私たちは、太陽金属量が 0.2 の近くの矮小銀河である小マゼラン雲 (SMC) で高温の分子コアが初めて検出されたことを報告します。 アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイを用いてSMC内の2つの高質量若い恒星を観測し、CO、HCO+、H13CO+、SiO、H2CO、CH3OH、SO、SO2の輝線を検出しました。 回転図解析に基づくと、コンパクトなホットコア領域が SO2 によって追跡され、その空間範囲は約 0.1 pc であり、ガス温度は 100 K 以上です。 対照的に、古典的なホットコアトレーサーである CH3OH は、両方のソースの拡張成分 (約 0.2 ～ 0.3 pc) によって支配されており、ガス温度は 39_{+8}{-6} Kと推定されています。 1 つのソースに対して 。 原始星からの流出も、CO の高速成分として両方の発生源から検出されます。ホットコア内の SO2 の金属量スケールの存在量は、SMC、大マゼラン雲 (LMC)、および銀河発生源の間で同等であり、このことは、 SO2 の形成は元素の存在量によって制御されると考えられます。 一方、CH3OH は SMC および LMC ホットコア内で大きな存在量の変動を示します。 星形成の初期条件（遮蔽の程度、局所的な放射線場の強さなど）の多様性は、ホットコア内の有機分子の存在量の大きな変動につながる可能性があります。 この研究は、LMCおよび銀河系の外側/内側におけるこれまでのホットコアの研究と組み合わせると、ホットコアの形成が金属量0.2～1 Z⊙の範囲にわたる大質量星形成中に一般的な現象であることを示唆している。 高励起 SO2 ラインは、SMC および LMC の低金属環境において有用なホットコア トレーサーとなります。
1. はじめに
高温分子コアは、大質量星形成の進化の初期段階に現れる、コンパクト (≲0.1 pc)、高密度 (≳10^6 /cm^3)、および高温 (≳100 K) の原始星源です (例、Kurtz et al. 2000)。 銀河の星形成領域の観察では、複雑な有機分子（COM）を含むさまざまな分子種が、その化学的に豊富な性質によりホットコアでしばしば検出されます（例えば、Herbst & van Disshoeck 2009）。 さまざまな金属量でのホットコアの化学組成を包括的に把握することは、原始星源の化学進化に対する金属量の影響を理解するのに役立つはずです。 このような研究は、原始銀河における星/惑星形成中の星間物質 (ISM) の物理的および化学的プロセスを理解するためにも重要です。
ホットコアの特徴的な化学反応は、原始星からの放射線によって引き起こされ、内部エンベロープを温め、初期のより冷たい進化段階で形成された氷マントルを昇華させます。 氷の昇華半径全体にわたって、内側のホットコア領域 (≳100 K) と外側のエンベロープ (≲100 K) の間では、分子存在量に急激な変化が見られます (例: Charnley et al. 1992; Novell & Millar 2004; Garrod et al. 2008)。 金属度の低いコアでは、粒子サイズ分布が同じであれば、粒子の総表面積が減少しダスト温度が高くなるため、気相化学に対する固相化学の相対的な重要性は小さくなります。 したがって、金属量が低い場合、ホットコア領域（つまり、原始星の近くで化学が氷の昇華によって支配されている領域）は外側のエンベロープから区別されにくくなるだろうと単純に予想します。 しかし、観察されたホットコアの特徴には多くの物理的および化学的要因が寄与しているため、このような単純化した図の妥当性は慎重に検討する必要があります。
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ (ALMA) の出現により、大マゼラン雲 (LMC; ～1/2–1/3 Z⊙) の低金属量環境でホットコアが検出されるようになりました (Shimonish et al. 2016a) , 2020; Sewiło et al. 2018, 2022a, 2022b) と極外側銀河 (～1/4 Z⊙) (Shimonish et al. 2021)。 LMC ホットコアの中で、最も単純な COM の 1 つであり、古典的なホットコアトレーサーである CH3OH の存在量には大きなばらつきが見られます。これは、いくつかのソースでは銀河の相当物の金属量スケールに相当する存在量である一方で、2018 年を超えると大幅に減少しています。 他のソースの金属性のレベルの違い。 対照的に、硫黄含有分子である SO と SO2 は、LMC ホットコアで同様の存在量で一般的に検出されます。 しかし、低金属量のホットコアサンプルの数は現時点ではまだ限られており、ホットコアの研究をさらに低金属量の環境にまで拡張するための観察努力が強く求められています。
小マゼラン雲 (SMC) は、62.1 ± 1.9 kpc（約19万光年）の距離に位置する近くの星形成矮小銀河です (Graczyk et al. 2014)。 SMC は、ローカルグループの星形成銀河の中で最も金属度の低い環境 (～1/4–1/10 Z⊙; 例、Hunter et al. 2005; Choudhury et al. 2018) を抱えており、そこでは検出と空間分解が可能です。 高密度ガストレーサー。 したがって、金属の少ない環境での星形成によって引き起こされる化学プロセスを研究する貴重な機会を提供します。しかし、SMC の低温分子雲コアについては、CH3OH や SO2 などのいくつかの大きな分子の検出が報告されているが (Shimonish et al. 2018)、体系的な調査が不足しているため、ホットコアはまだ検出されていない。
この研究では、アルマ望遠鏡による観測に基づいて、SMC 内でホット分子コアが初めて検出されたことを報告します。
図 1. 分子輝線の統合強度分布。 灰色の等高線は 850 μm の連続体分布を表し、等高線レベルは rms ノイズ (0.03 ～ 0.04 mJy ビーム -1) の 3σ、6σ、15σ、および 40σ です。 信号対雑音比の低い領域 (S/N<1.5) はマスクされます。 本文中で説明されているスペクトルは、黒白丸で示された領域から抽出されています。 青い十字は赤外線のピーク位置を表します。 合成されたビーム サイズは、各パネルの灰色の黒丸で示されます。 上が北、左が東です。
5. まとめ
アルマ望遠鏡による大質量 YSO に対する 0.1 pc スケールのサブミリ波観測に基づいて、SMC 内に 2 つの高温分子コアが検出されたことを報告します。 CO、HCO+、H13CO+、SiO、H2CO、CH3OH、SO、SO2 の輝線が発生源から検出されます。 関連する原始星からの流出も観察されます。 コンパクトなホットコア領域は SO2 ガスによって追跡され、その空間範囲は約 0.1 pc であり、励起解析に基づくとガス温度は 100 K より高くなります。 対照的に、古典的なホットコアトレーサーである CH3OH は拡張成分 (約 0.2 ～ 0.3 pc) によって支配されており、1 つの源については低いガス温度 (<40 K) が推測されます。 ホットコア内の金属量スケールの SO2 存在量は、SMC、LMC、および銀河源間で同等であり、SO2 の形成につながる化学反応が硫黄存在量によって制御されることを示唆しています。 一方、CH3OH は SMC および LMC ホットコア内で大きな存在量の変動を示します。 この違いは、それらの化学起源が異なるためであると考えられます。 高励起 SO2 ラインは、SMC および LMC の低金属環境におけるホットコアの有用なトレーサとなります。 LMC および外側/内側銀河におけるこれまでのホットコアの研究と組み合わせると、ホットコアの形成は、金属度 0.2 ～ 1 Z⊙ の範囲にわたる星形成中の一般的な現象であると考えられます。
この論文では、ALMA データ ADS/JAO.ALMA#2019.1.01770.S および 2019.1.00534.S を使用します。 アルマ望遠鏡は、ESO（加盟国の代表）、NSF（米国）、NINS（日本）と、NRC（カナダ）、MOSTおよびASIAA（台湾）、KASI（韓国）の協力によるパートナーシップです。 チリの。 共同アルマ観測所は、ESO、AUI/NRAO、国立天文台によって運営されています。 この研究では、分子分光法用のケルン データベースとジェット推進研究所の分子データベースを広範囲に利用しました。 本研究は、JSPS 科研費 JP19K14760、JP20H05845C、JP20H05847、JP21H00037、JP21H00058、JP21H01145 の助成を受けて行われました。 T.S. は、文部科学省優秀若手研究者育成事業の支援を受けました。 最後に、この論文を大幅に改善する洞察力に富んだコメントをくださった匿名の査読者に感謝いたします。
ソフトウェア: CASA (McMullin et al. 2007)。
・世界で初めて、矮小銀河・小マゼラン雲において生まれたばかりの星を包む化学的に豊かな分子の雲を発見
・発見された天体は、天の川銀河内の同種の天体に比べて、複雑な有機分子の量が非常に少なかった
・小マゼラン雲は、今から約100億年前の宇宙に環境が似ており、今回の結果は遥か昔の宇宙における星や惑星の材料物質の多様性を探る重要な手がかりを与えた
以下、機械翻訳。
小マゼラン雲にホットコアを初検出 –遥か昔の宇宙における物質の化学進化に迫る
概要
私たちは、太陽金属量が 0.2 の近くの矮小銀河である小マゼラン雲 (SMC) で高温の分子コアが初めて検出されたことを報告します。 アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイを用いてSMC内の2つの高質量若い恒星を観測し、CO、HCO+、H13CO+、SiO、H2CO、CH3OH、SO、SO2の輝線を検出しました。 回転図解析に基づくと、コンパクトなホットコア領域が SO2 によって追跡され、その空間範囲は約 0.1 pc であり、ガス温度は 100 K 以上です。 対照的に、古典的なホットコアトレーサーである CH3OH は、両方のソースの拡張成分 (約 0.2 ～ 0.3 pc) によって支配されており、ガス温度は 39_{+8}{-6} Kと推定されています。 1 つのソースに対して 。 原始星からの流出も、CO の高速成分として両方の発生源から検出されます。ホットコア内の SO2 の金属量スケールの存在量は、SMC、大マゼラン雲 (LMC)、および銀河発生源の間で同等であり、このことは、 SO2 の形成は元素の存在量によって制御されると考えられます。 一方、CH3OH は SMC および LMC ホットコア内で大きな存在量の変動を示します。 星形成の初期条件（遮蔽の程度、局所的な放射線場の強さなど）の多様性は、ホットコア内の有機分子の存在量の大きな変動につながる可能性があります。 この研究は、LMCおよび銀河系の外側/内側におけるこれまでのホットコアの研究と組み合わせると、ホットコアの形成が金属量0.2～1 Z⊙の範囲にわたる大質量星形成中に一般的な現象であることを示唆している。 高励起 SO2 ラインは、SMC および LMC の低金属環境において有用なホットコア トレーサーとなります。
1. はじめに
高温分子コアは、大質量星形成の進化の初期段階に現れる、コンパクト (≲0.1 pc)、高密度 (≳10^6 /cm^3)、および高温 (≳100 K) の原始星源です (例、Kurtz et al. 2000)。 銀河の星形成領域の観察では、複雑な有機分子（COM）を含むさまざまな分子種が、その化学的に豊富な性質によりホットコアでしばしば検出されます（例えば、Herbst & van Disshoeck 2009）。 さまざまな金属量でのホットコアの化学組成を包括的に把握することは、原始星源の化学進化に対する金属量の影響を理解するのに役立つはずです。 このような研究は、原始銀河における星/惑星形成中の星間物質 (ISM) の物理的および化学的プロセスを理解するためにも重要です。
ホットコアの特徴的な化学反応は、原始星からの放射線によって引き起こされ、内部エンベロープを温め、初期のより冷たい進化段階で形成された氷マントルを昇華させます。 氷の昇華半径全体にわたって、内側のホットコア領域 (≳100 K) と外側のエンベロープ (≲100 K) の間では、分子存在量に急激な変化が見られます (例: Charnley et al. 1992; Novell & Millar 2004; Garrod et al. 2008)。 金属度の低いコアでは、粒子サイズ分布が同じであれば、粒子の総表面積が減少しダスト温度が高くなるため、気相化学に対する固相化学の相対的な重要性は小さくなります。 したがって、金属量が低い場合、ホットコア領域（つまり、原始星の近くで化学が氷の昇華によって支配されている領域）は外側のエンベロープから区別されにくくなるだろうと単純に予想します。 しかし、観察されたホットコアの特徴には多くの物理的および化学的要因が寄与しているため、このような単純化した図の妥当性は慎重に検討する必要があります。
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ (ALMA) の出現により、大マゼラン雲 (LMC; ～1/2–1/3 Z⊙) の低金属量環境でホットコアが検出されるようになりました (Shimonish et al. 2016a) , 2020; Sewiło et al. 2018, 2022a, 2022b) と極外側銀河 (～1/4 Z⊙) (Shimonish et al. 2021)。 LMC ホットコアの中で、最も単純な COM の 1 つであり、古典的なホットコアトレーサーである CH3OH の存在量には大きなばらつきが見られます。これは、いくつかのソースでは銀河の相当物の金属量スケールに相当する存在量である一方で、2018 年を超えると大幅に減少しています。 他のソースの金属性のレベルの違い。 対照的に、硫黄含有分子である SO と SO2 は、LMC ホットコアで同様の存在量で一般的に検出されます。 しかし、低金属量のホットコアサンプルの数は現時点ではまだ限られており、ホットコアの研究をさらに低金属量の環境にまで拡張するための観察努力が強く求められています。
小マゼラン雲 (SMC) は、62.1 ± 1.9 kpc（約19万光年）の距離に位置する近くの星形成矮小銀河です (Graczyk et al. 2014)。 SMC は、ローカルグループの星形成銀河の中で最も金属度の低い環境 (～1/4–1/10 Z⊙; 例、Hunter et al. 2005; Choudhury et al. 2018) を抱えており、そこでは検出と空間分解が可能です。 高密度ガストレーサー。 したがって、金属の少ない環境での星形成によって引き起こされる化学プロセスを研究する貴重な機会を提供します。しかし、SMC の低温分子雲コアについては、CH3OH や SO2 などのいくつかの大きな分子の検出が報告されているが (Shimonish et al. 2018)、体系的な調査が不足しているため、ホットコアはまだ検出されていない。
この研究では、アルマ望遠鏡による観測に基づいて、SMC 内でホット分子コアが初めて検出されたことを報告します。
図 1. 分子輝線の統合強度分布。 灰色の等高線は 850 μm の連続体分布を表し、等高線レベルは rms ノイズ (0.03 ～ 0.04 mJy ビーム -1) の 3σ、6σ、15σ、および 40σ です。 信号対雑音比の低い領域 (S/N<1.5) はマスクされます。 本文中で説明されているスペクトルは、黒白丸で示された領域から抽出されています。 青い十字は赤外線のピーク位置を表します。 合成されたビーム サイズは、各パネルの灰色の黒丸で示されます。 上が北、左が東です。
5. まとめ
アルマ望遠鏡による大質量 YSO に対する 0.1 pc スケールのサブミリ波観測に基づいて、SMC 内に 2 つの高温分子コアが検出されたことを報告します。 CO、HCO+、H13CO+、SiO、H2CO、CH3OH、SO、SO2 の輝線が発生源から検出されます。 関連する原始星からの流出も観察されます。 コンパクトなホットコア領域は SO2 ガスによって追跡され、その空間範囲は約 0.1 pc であり、励起解析に基づくとガス温度は 100 K より高くなります。 対照的に、古典的なホットコアトレーサーである CH3OH は拡張成分 (約 0.2 ～ 0.3 pc) によって支配されており、1 つの源については低いガス温度 (<40 K) が推測されます。 ホットコア内の金属量スケールの SO2 存在量は、SMC、LMC、および銀河源間で同等であり、SO2 の形成につながる化学反応が硫黄存在量によって制御されることを示唆しています。 一方、CH3OH は SMC および LMC ホットコア内で大きな存在量の変動を示します。 この違いは、それらの化学起源が異なるためであると考えられます。 高励起 SO2 ラインは、SMC および LMC の低金属環境におけるホットコアの有用なトレーサとなります。 LMC および外側/内側銀河におけるこれまでのホットコアの研究と組み合わせると、ホットコアの形成は、金属度 0.2 ～ 1 Z⊙ の範囲にわたる星形成中の一般的な現象であると考えられます。
この論文では、ALMA データ ADS/JAO.ALMA#2019.1.01770.S および 2019.1.00534.S を使用します。 アルマ望遠鏡は、ESO（加盟国の代表）、NSF（米国）、NINS（日本）と、NRC（カナダ）、MOSTおよびASIAA（台湾）、KASI（韓国）の協力によるパートナーシップです。 チリの。 共同アルマ観測所は、ESO、AUI/NRAO、国立天文台によって運営されています。 この研究では、分子分光法用のケルン データベースとジェット推進研究所の分子データベースを広範囲に利用しました。 本研究は、JSPS 科研費 JP19K14760、JP20H05845C、JP20H05847、JP21H00037、JP21H00058、JP21H01145 の助成を受けて行われました。 T.S. は、文部科学省優秀若手研究者育成事業の支援を受けました。 最後に、この論文を大幅に改善する洞察力に富んだコメントをくださった匿名の査読者に感謝いたします。
ソフトウェア: CASA (McMullin et al. 2007)。
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