[論文レビュー] Evidence for a Cloud-Cloud Collision in Sh2-233 Triggering the Formation of the High-mass Protostar Object IRAS 05358+3543

Rin I Yamada, Y. Fukui+8 more|arXiv (Cornell University)|Jun 3, 2021

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 57被引用数 9

ひとこと要約

本論文は、Sh2-233領域における雲同士の衝突が、5-pcの長さ、1.5-pcの幅を持つ糸状雲にガスを圧縮することで、高質量準星であるIRAS 05358+3543の形成を引き起こした証拠を提示している。衝突は2.6 km s⁻¹の速度で約0.5 Myrにわたり発生し、100 M⊙の物質が0.1 pcの半径のコアに効率的に集中した。これは、高質量星形成の単一的崩壊モデルが要求する高密度で高質量のコアを形成するための妥当なメカニズムである。

ABSTRACT

We have carried out a new kinematical analysis of the molecular gas in the Sh2-233 region by using the CO $J$ = 2-1 data taken at $\sim$0.5 pc resolution. The molecular gas consists of a filamentary cloud of 5-pc length with 1.5-pc width where two dense cloud cores are embedded. The filament lies between two clouds, which have a velocity difference of 2.6 km s$^{-1}$ and are extended over $\sim$5 pc. We frame a scenario that the two clouds are colliding with each other and compressed the gas between them to form the filament in $\sim$0.5 Myr which is perpendicular to the collision. It is likely that the collision formed not only the filamentary cloud but also the two dense cores. One of the dense cores is associated with the high-mass protostellar candidate IRAS 05358+3543, a representative high-mass protostar. In the monolithic collapse scheme of high mass star formation, a compact dense core of 100 $M_\odot$ within a volume of 0.1 pc radius is assumed as the initial condition, whereas the formation of such a core remained unexplained in the previous works. We argue that the proposed collision is a step which efficiently collects the gas of 100 $M_\odot$ into 0.1 pc radius. This lends support for that the cloud-cloud collision is an essential process in forming the compact high-mass dense core, IRAS 05358+3543.

研究の動機と目的

• Sh2-233領域の分子ガスの運動構造を調査し、高質量準星IRAS 05358+3543の起源を理解すること。
• 単一的崩壊モデルが要求する高密度・高質量コアの形成を説明できる雲同士の衝突が可能かどうかを特定すること。
• 衝撃波の速度が、高質量星形成領域で観測された高い面密度（約1 g cm⁻²）に達する仕組みを評価すること。
• 観測されたドレープ状の速度構造と糸状構造を、衝突誘発圧縮の物理的状況と結びつけること。

提案手法

• サブミリ波長望遠鏡（SMT）のCO (J=2–1) データ（解像度約0.5 pc）を用いて、新たな運動論的解析を実施した。
• 糸状雲の全領域にわたる速度場をマッピングし、速度の不連続性や成分間の系統的差異を特定した。
• 2.6 km s⁻¹の差を示す2つの明確な速度成分を同定し、衝撃波の衝突を示した。
• 糸状雲の幅（1.5 pc）と速度差を用いて、衝突の時間スケール（30°–60°の衝突角の範囲を仮定）を推定した（5–8 × 10⁵ yr）。
• 1.3 mmのダスト連続放射と相関をとることで、スケール1 pc未満の凝縮構造を同定した。
• 観測された面密度と噴流の力学的時定数を、雲同士の衝突が引き起こすO型星形成の理論的基準と比較した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 雲同士の衝突が、IRAS 05358+3543に関連する高質量・高密度コアの形成を説明できるか？
• RQ2 Sh2-233領域における衝撃波の雲同士の衝突の運動論的特徴は何か？
• RQ3 衝突の時間スケールは、観測された若年星天体の年齢と一致するか？
• RQ4 観測された速度の不連続性とガス成分の補完的分布は、糸状雲の衝突起源を支持するか？
• RQ5 コアの面密度は、雲同士の衝突が引き起こす高質量星形成の理論的期待値と整合するか？

主な発見

• Sh2-233の分子ガスは、合計質量1000 M⊙の5-pcの長さ、1.5-pcの幅を持つ糸状雲を形成しており、若年星天体（2 Myr未満）と関連する2つの密度の高い13COピークを有する。
• 糸状雲に2.6 km s⁻¹の速度不連続性が観測され、北東部で-18.6 km s⁻¹、南西部で-16.0 km s⁻¹の明確な速度成分が確認され、衝撃波の衝突を示している。
• 糸状雲は2つの雲の境界に位置し、重なり合う領域で13CO強度が増幅しており、衝突誘発圧縮のシナリオを支持している。
• 糸状雲の幅と速度差を用いて、衝突時間スケールを（5–8） × 10⁵ yrと推定した。これは、観測された若年星集団と整合的である。
• IRAS 05358+3543方向に、0.1 pcの半径内に100 M⊙のダスト凝縮構造が検出され、単一的崩壊モデルの初期条件と一致している。
• コアの面密度は（1–2） × 10²² cm⁻²であり、統計的基準に基づく雲同士の衝突によるO型星形成の閾値を満たしている。