1. ALMA で見る近傍銀河 - 系内観測屋からの期待 - ALMAJ/EA-ARC Aya HIGUCHI

2. # Contents これまでの系内の観点から –cluster forming clump の観測結果から ALMA での観測計画 – 私は近傍銀河のこういうデータがほしい

3. # Background 存在する星たちの多くが星の集団 ( 散開星団 ) として生まれる › 散開星団：若い恒星の集団 ( 数 10-1000 個 ) 有名な散開星団：すばる 星形成の理解 = 星団形成の理解

4. # NRO オリオン座 コア： ~ 0.1pc 、 100000cm -3 分子雲： 10-100pc 、 100cm -3 クランプ = 星団の母体ガス ： 0.5-1pc 、 10000cm -3 クランプ = 星団の母体ガス ： 0.5-1pc 、 10000cm -3 Cluster forming regions

5. # Clusters vs. clumps 近赤外線観測 (e.g., Lada & Lada 2003) = young stellar cluster – 若い星団の同定 Size (0.1-3.8pc) Stellar number (36-1740) Mass (20-1100M ◉ ) Highest stellar mass (3-40M ◉ ) 電波観測 (e.g., Carpenter+1995) – 星団の母体クランプ size (0.5-1pc) mass (100-1000M ◉ ) density (10 4-5 cm -3 ) 形成された星団と母体クランプとの物理関係の調査 星団の進化に伴う、物理量の変化を追う 形成された星団と母体クランプとの物理関係の調査 星団の進化に伴う、物理量の変化を追う 物理的関係 ? 10 4 cm -3 10 5 cm -3

6. # Cluster formation トリガー ? 年齢？ 進化指標？ Orion nebula cluster ( 近赤外線観測より ) 初期条件 ? 進化過程 ? ガスの散逸過 程 ? Time line 自己重力で dense gas が作られ 星形成開始 星団内の星からの stellar wind,radiation… 進化軸がない 進化に沿った物理量変化は調査できず 進化軸がない 進化に沿った物理量変化は調査できず

7. # Spatial Distributions.

8. # △ IRAS source ☆ & ★ Herbig AeBe 13 CO, C 18 O 進化 Evolutionary stages Ridge+2003 1pc 母体クランプの進化ステージを作成 進化に沿った物理量変化、速度構造を議論してない 母体クランプの進化ステージを作成 進化に沿った物理量変化、速度構造を議論してない

9. # 従来の研究と比較 望遠鏡の視力 密度 Ridge+03 Higuchi+09 & 10 高密度 & 高分解能観測 10 5 cm -3 10 2 cm -3 10 4 cm -3 15-18 arcsec 60-70 arcsec 拡張 Molecular lines –C 18 O(1-0) –Clumps tracer : n-10 4 cm -3 –109.875GHz –Beam size 15” –H 13 CO + (1-0) core tracer : n -10 5 cm -3 86.75430 GHz beam size 18”

10. # High Resolution & optically thin Jeans length まで分解できる観測 – 重力不安定性が起こる最小スケール -> ゆらぎの成長の様子が観測で得られる – 先行研究のデータ (e.g., Ridge+2003) の 4 倍の高解像度 クランプ内の cavity 、ピークの位置が、星団と比較できる 光学的に薄い輝線で観測 – クランプ内部までを見通すことができる クランプの運動状態を見ることができる Ridge+2003 Higuchi+2010

11. # SFE < 10% 10-20% 20-40% N Peak DGF (lower boundary) 1 2-3 > 3 40-50% 20-25% 15-20% 0.5 0.2 0.1 A B C ? YSO fraction =(class0+classI)/class II Evolutionary stage? Higuchi+2009,2010& PhD 同じ天体でも Ridge+2003 と進化段階が違う結果に !

12. # Summary 1. 12CO,13CO では星形成は追えない Clump & cluster の進化を追うには dense gas tracer & high-resolution observation が必須

13. # Velocity Structures.

14. # How does clump convert into cluster ? Dense Clump の速度構造が重要 –DR21: massive cluster forming region –Filament に向かって ambient gas が infall=global collapse? (Schneider+2010) HCO + (profile); blue-skewed profile N 2 H + (color & contour) Fromang+2006 1pc

15. # How does clump convert into cluster ? Higuchi & Saigo 2011 in prep. Higuchi+2010 赤：遠ざかる 青：近づく Dense Clump の速度構造が重要 Clump 同士の相互作用による星団形成 –H 13 CO + (1-0) : 1 st moment/contour (Higuchi+2010) ビリアル比の導出 速度勾配 = 回転と解釈して導出 – 重力的に束縛されない = 回転では説明できない –outflow の方向とクリアな相関はなさそう ビリアル比の導出 速度勾配 = 回転と解釈して導出 – 重力的に束縛されない = 回転では説明できない –outflow の方向とクリアな相関はなさそう 1pc

16. # Summary 2. Dense clump の速度構造には formation mechanism のヒントあり Optically thick & thin line observation で clump kinetic motions を調査 Simulation で support (+α)

17. # Spatial distributions = evolution Velocity structures = formation mechanism Spatial distributions = evolution Velocity structures = formation mechanism

18. # Problems 統計的な議論がない – インクリネーション ? Spherical or filamentary な のかよくわからない – 距離の不定性 正確な物理量を出すのが大変 –Case study がメイン 特別じゃない星形成って何？ Higuchi+2011 in prep. Spitzer 24μm Infrared Dark Clouds Initial condition of clusters Young, massive cloud Filamentary structures

19. # このような観点から …..

20. # ALMA ： Atacama Large Millimeter/submillimeter Array 現在 9 台のアンテナで評価活動中 ALMA

21. # LMC とか M33 Onodera+2010Fukui+2008

22. # Clump survey toward outer galaxies Mosaic –(ES for LMC) Line (band 3) –HCO + –H 13 CO + とかを同時受信 –N 2 H + –CO(3-2) とかを同時受信 LMC mosaic (2’×2’) でも 3-4h で終了

23. Fin…