1. First core からのサブミリ輻射 特定領域研究 「サブミリ波の宇宙」第３回大研究会＠名古屋大学 2007 年 6 月 7 - 8 日 西合一矢 （国立天文台） Collaborators: 富阪幸治, 和田桂一, 大向一行 ( 天文台 ) First Core とは？ First Core からの連続輻射 First Core からの H 2 O line 観測可能なのか？

2. the first core Introduction Second Collapse Cloud Core Class 0 Objects Onishi et al. 1998 Padgett et al. 1999 Runaway Collapse Density n c [cm -3 ] 10 10 20 10 4 10 16 ? First Core Hydrostatic core ＋ Accretion Runaway Collapse (Second ) 星形成までの進化：球対称近似の元で構築。 Masunaga & Inutsuka (2000) 。 球対称モデルによる観測予測 (SED) 。 観測的ミッシンクリンク 分子雲コアから星コア形成の間に断熱ガス 天体 (first core) が形成される (Larson 1969) 。

3. Matsumoto & Hanawa (2003) なぜ first core が重要なのか？ Introduction O 分子雲から星コア形成までの中で最後のピース。 星コア形成前の最後の数千年 O 収縮過程でもっとも分裂しやすい段階。 => 形成される星の 80% は連星系。クラスター分裂？ O 星自身の初期進化に影響。 質量降着率、エンベロープのガス状態、アウトフロー（ 角運動量・質量放出、フィードバック） O 理論的な星形成モデルの確認。

4. First Core の観測的試み Introduction, Motivation 電波 ( たとえば NANTEN サーベイ）、赤外（ Spitzer Space Telescope ‘c2d’ Survey Evans et al. 2003) 。 => 星なしコア、超低光度天体。 たとえば IRAM 04191+1522 (Andre et al. 1999; Dunham et al. 2006) L1014 (Young et al. 2004) Chamaeleon-MMS1 (Belloche et al. 2006) Lupus 3 MMS (Tachihara et al. 2007) L1521F-IRS [Taurus MC27] (Onishi et al. 1998, T.L. Bourke et al. 2006) outflow cavity から T eff ～ 1500K 輻射 ⇒ 高温すぎるので first core でなく prot brown-dawrf と思われる。 精密化する観測 (SED)   理論モデルも精密化しなければ！ L=0.05L  L1521F-IRS (Bourke et al. 2006)

5. より精密な First Core モデル 大きくなる 表 面積 100 倍 ( 半径 ～ 1AU ⇒ ～ 10 AU) M = 0.07 M  M = 0.01 M  エンベロープが晴れる 表面までの面密度 1/10 倍 （軸方向 100 ⇒ 10 g cm -2 ） ＝＞ face-on で first core がどのように見えるのか？ 長生き 寿命が several 倍 (several 100 yr ⇒ a few 1000yr) 現実の分子雲コアには角運動量がある。 => First Core は球対称モデルと異なり大きなガス円盤状となる。  c = (0.3 – 4) x10 -6 yr -1 NH 3 コア Goodman et al. (1993) 回転なし（球対称モデル） 回転ファーストコア ３次元のバロトロピック近似数値シミュレーション計算結果を元に、輻射予想をする。 Model, Method

6. 輻射輸送計算 ・ｚ軸方向に 1 次元平衡平板近似 ただし、 envelope で球対称的に輻射が減少する と仮定する。 ・ Adams (1986) opacity distribution 波長を 50 分割 右図 => ・ dust と gas の 2 温度流体 gas – dust エネルギー交換 (Leung 1975) * 反復法を用いて輻射輸送方程式を解き、温度・輻射場の時間発展を計算。 iteration を早く収束させるために τ>>1 領域をあらかじめ diffusion 近似で解いた。 envelope がほぼ平衡となるまで (t = 30yr) 計算。 観測予測（ face-on ）のために 3D 計算結果を元に z 方向の温度分布・輻射場を求める。 Method z Opacity Opacity  （ g cm -1 ） Adams (1986)

7. First Core 近傍の温度 遅い回転の分子雲コア中の first core ( 分裂しない ) First Core 形成後 2,763 年 後期段階 (*first core の寿命～ 3,000yr) (Saigo et al. 2007 ) M = 0.07 M  Results (Saigo)  c = 0.3 x10 -6 yr -1 @ n H2 = 10 4 cm -3 1. warm エンベロープ (z< 数 AU) 3. Warm な中心コア ( 半径 = 数 AU) T ～ 150K Cold な円盤部 ( 半径 =20AU) T ～ 30 K 2. Radiative Shock Layer  z = 1/100-1/1000 AU T ～ 1000-100K 1/1000 AU

8. 衝撃波を通して放出される輻射 衝撃波前面（ z = a few AU に観測者がいる場合）。 Results (Saigo) F =  T rad 4

9. 観測される輻射分布と SED 距離 150pc 、 Δ=1AU を仮定 2x10 12 Hz f=10 13 Hzf=10 11 Hzf=3.6x10 11 Hz ～ 10,000AU 分子雲コア 1. T eff ～ 50-100K ( 2x10 12 Hz ) Results (Saigo) 観測される SED 衝撃波前面での SED 2. 中心コア ( 半径 <4AU) から半分の輻射が放射されている。

10. Evolution of The First Core t = 1343yr t = 711yr t = 2763yr Bourke et al. (2006) の L1521F の SED と比較 IRAC 3.5,4.5, and 8.0  m ・進化と共に光度が上昇。 ・球対称モデルに近い SED 。 ・特徴？ないかも。 Results (Saigo) Middle phase （ massive spiral arms ） Formation phase Late Phase (large disk) ( A ) t = 711 yr ( C) t = 2763 yr( B ) t = 1343 yr M = 0.02 M  M = 0.04 M  M = 0.07M 

11. H 2 O line Dynamics is simplified, while thermal and chemical processes are treated in detail. Dynamics is simplified, while thermal and chemical processes are treated in detail. Accretion shock is treated as a steady-state shock. Accretion shock is treated as a steady-state shock. Omukai (2007) 球対称の自己相似解を２種 (Shu 1977 と Larson 1969) を仮定して、 衝撃波からの輻射を詳細に計算。 First core 半径は５、１０ AU を仮定 Results (Omukai)

12. H 2 O line emission Most H 2 O emission is absorbed in the envelope and re-emitted in the dust continuum. Most H 2 O emission is absorbed in the envelope and re-emitted in the dust continuum. Only submm lines are visible from the outside. Only submm lines are visible from the outside. Shock emission is stronger in LP model, but processed luminosity is higher in Shu model. Shock emission is stronger in LP model, but processed luminosity is higher in Shu model. Larson modelShu model Omukai (2007) Results (Omukai)

13. Observational Feasibility H 2 O lines Typical values: shock LP 10 -4 L sun ; Shu 10 -5 L sun processed LP 10 -8 L sun ; Shu 10 -6 L sun c.f., SPICA is able to observe them H 2 O lines in submm are NOT observable by ALMA because of telluric absorption. Results (Omukai) Omukai (2007)

14. 観測可能性は？ 磁場を伴う回転ガス雲から形成される first core からは、～ 1km/s の Outflow が放出される （ Tomisaka 1998,2002;Machida et al. 2005,2006 ）。 Machida et al. 2005 ～ 10,000AU 分子雲コア アウトフロー 表面までの面密度 ・球 動的収縮コア Σ ～ 100 g cm -2 (Larson 1969) ・球 Singular コア Σ ～ 24 g cm -2 (Shu 1977) ・円盤 回転収縮 Σ ～ 10 g cm -2 (Saigo et al. 2007) ・円盤 アウトフロー もし、 z=200AU までガスを掃くと Σ ～ 1 g cm -2 f =10 13 Hz で κ ～ 1 なので表面までの τ ～ 1 。 直接、衝撃波面付近の数 100K のガスが見える？ Discussion

15. First Core Summary 全面にわたり非常に薄い衝撃波加熱層に覆われている。 全面にわたり非常に薄い衝撃波加熱層に覆われている。 進化とともに光度と有効温度がわずかに増加 進化とともに光度と有効温度がわずかに増加 L = 0.01L , T eff =30K ⇒ L ～ 0.1L , T eff = 100K L = 0.01L , T eff =30K ⇒ L ～ 0.1L , T eff = 100K ストフローなしモデルでは、 SED から観測的同定が難し い？ ストフローなしモデルでは、 SED から観測的同定が難し い？ First Core の T rad 分布は、中心の high density plateau だけ が、 T rad = a few x 100K 。 First Core の T rad 分布は、中心の high density plateau だけ が、 T rad = a few x 100K 。 温度は半径とともに急激に低下する。 First Core で数 AU よりも大きな半径からは、 f<10 12 Hz の輻射が出ている。 温度は半径とともに急激に低下する。 First Core で数 AU よりも大きな半径からは、 f<10 12 Hz の輻射が出ている。 衝撃波からの H 2 O line は、吸収により地上では観測が厳 しいが、 SPICA などの衛星により観測できるかもしれな い。 衝撃波からの H 2 O line は、吸収により地上では観測が厳 しいが、 SPICA などの衛星により観測できるかもしれな い。 アウトフローを考慮すると、 τ が一桁さがり、コア表面 の高温ガスの直接観測が可能かもしれない。 アウトフローを考慮すると、 τ が一桁さがり、コア表面 の高温ガスの直接観測が可能かもしれない。 Summary