[論文レビュー] Initial Highlights from the Herschel Gould Belt Survey

Ph. André, A. Men’shchikov|arXiv (Cornell University)|Jan 1, 2010

Astrophysics and Star Formation Studies被引用数 2

ひとこと要約

本論文では、分子雲内に密集した長大なフィラメントが最初に形成され、その後重力不安定性によってプリスターラルコアに分割されることを提案している。ハーシェルのSPIREおよびPACS機器を用いて、アキラで350–500個のプリスターラルコアおよび45–60個のクラス0プロト星が同定された。コア質量関数は星形成初期質量関数（IMF）に極めて類似しており、統計的根拠を強化した上で、コア質量関数と星形成初期質量関数との直接的な物理的関連を確認した。

ABSTRACT

We summarize the first results from the Gould Belt survey, obtained toward the Aquila Rift and Polaris Flare regions during the 'science demonstration phase' of Herschel. Our 70-500 micron images taken in parallel mode with the SPIRE and PACS cameras reveal a wealth of filamentary structure, as well as numerous dense cores embedded in the filaments. Between ~ 350 and 500 prestellar cores and ~ 45-60 Class 0 protostars can be identified in the Aquila field, while ~ unbound starless cores and no protostars are observed in the Polaris field. The prestellar core mass function (CMF) derived for the Aquila region bears a strong resemblance to the stellar initial mass function (IMF), already confirming the close connection between the CMF and the IMF with much better statistics than earlier studies. Comparing and contrasting our Herschel results in Aquila and Polaris, we propose an observationally-driven scenario for core formation according to which complex networks of long, thin filaments form first within molecular clouds, and then the densest filaments fragment into a number of prestellar cores via gravitational instability.

研究の動機と目的

• ハーシェルデータを用いて、アキラ・リフトおよびポラリス・フラーレ領域におけるプリスターラルコアおよびプロト星の形成と分布を調査すること。
• これらの領域におけるプリスターラルコア質量関数（CMF）が、星形成初期質量関数（IMF）に類似しているかどうかを検証し、コア形成が星形成に果たす役割を検証すること。
• 活動的星形成を示すアキラと、静的で束縛されていないコアを有するポラリスという2つの異なる分子雲領域におけるコア集団を比較し、形成メカニズムを推察すること。
• フィラメント構造と重力的断片化に基づいた、観測に依存するコア形成シナリオを構築すること。

提案手法

• ハーシェル宇宙望遠鏡搭載のSPIREおよびPACSカメラを並列モードで用いて、70–500 µmの深紫外・赤外域の広視野的光度観測を実施した。
• マップにソース抽出アルゴリズムを適用することで、2次元空間的分布を分析し、フィラメント構造および高密度コアを同定した。
• スペクトルエネルギー分布および埋め込まれたプロト星の加熱シグナルの不在に基づいて、コアをプリスターラルまたはスターレスに分類した。
• アキラ領域におけるプリスターラルコアの質量関数を測定し、星形成初期質量関数（IMF）と直接比較した。
• フラックスおよび形状の統計的分析を用いて、両領域におけるクラス0プロト星および束縛されていないスターレスコアの数を推定した。
• 長く細いフィラメントが分子雲内で最初に形成され、その後重力的不安定性によってプリスターラルコアに断片化するという形成シナリオを提唱した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 アキラ・リフトおよびポラリス・フラーレ領域におけるプリスターラルコア質量関数は、星形成初期質量関数に類似しているか？
• RQ2 フィラメント構造はプリスターラルコアおよびプロト星の形成にどのような役割を果たすか？
• RQ3 両領域ともフィラメント構造を示しているにもかかわらず、なぜアキラではクラス0プロト星が検出されるが、ポラリスでは検出されないのか？
• RQ4 活動的星形成領域と静的領域におけるコアの物理的性質にはどのような相違があるか？
• RQ5 観測されたコアおよびプロト星の分布は、高密度フィラメントの重力的断片化がコア形成を引き起こすというシナリオを支持するか？

主な発見

• ハーシェル観測により、アキラ・リフトおよびポラリス・フラーレ領域の両方で広範なフィラメント構造が確認され、その上に高密度コアが埋め込まれていることが判明した。
• アキラ領域では、350–500個のプリスターラルコアおよび45–60個のクラス0プロト星が同定され、活発な星形成が進行していることが示された。
• ポラリス領域では、束縛されていないスターレスコアのみが検出され、プロト星は存在しなかった。これは、星の収縮が進行していない静的状態を示している。
• アキラにおけるプリスターラルコア質量関数（CMF）は、星形成初期質量関数（IMF）に極めてよく一致しており、コアと星の質量分布との間の直接的な物理的関連を支持する。
• アキラとポラリスの観測結果の相違は、高密度フィラメントにおける重力的不安定性がコア形成を駆動していることを示唆しており、星形成領域ではフィラメントがより多く存在し、活発に活動している。
• データは、分子雲内で長く細いフィラメントが最初に形成され、その後重力的不安定性による断片化によってプリスターラルコアが形成されるというシナリオを支持している。