[論文レビュー] Star Formation and Molecular Clouds at High Galactic Latitude

P. McGehee|ArXiv.org|Nov 20, 2008

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 4被引用数 6

ひとこと要約

この論文は、銀河の高緯度（|b| ≥ 30°）における若星および分子雲をレビューし、MBM 12 や MBM 20 といった半透明で希薄な分子雲における星形成に焦点を当てている。これらは太陽に最も近い星形成領域である。星形成は低密度・銀平面外環境ではまれだが、衝撃波や風といった一時的な誘発要因によって可能であり、広範に検出された分子核にもかかわらず、確認済みの星形成サイトはわずかに数例にとどまっている。

ABSTRACT

In this chapter we review the young stars and molecular clouds found at high Galactic latitudes $(|b| \ge 30^\circ)$. These are mostly associated with two large-scale structures on the sky, the Gould Belt and the Taurus star formation region, and a handful of molecular clouds including MBM 12 and MBM 20 which, as a population, consist of the nearest star formation sites to our Sun. There are also a few young stars that are found in apparent isolation far from any molecular cloud. The high latitude clouds are primarily translucent molecular clouds and diffuse Galactic cirrus with the majority of them seen at high latitude simply due to their proximity to the Sun. The rare exceptions are those, like the Draco and other intermediate or high velocity clouds, found significantly above or below the Galactic plane. We review the processes that result in star formation within these low density and extraplanar environments as well as the mechanisms for production of isolated T Tauri stars. We present and discuss the known high-latitude stellar nurseries and young stellar objects.

研究の動機と目的

• 高緯度（|b| ≥ 30°）における若星および分子雲の集団的特徴を、特にゴールドベルトおよびテウラス＝オリオン領域に関連して特定すること。
• 通常星形成に不適とされる低密度・半透明分子雲および銀河のシルクス（cirrus）における物理的状態と星形成可能性を調査すること。
• 分子雲から離れた場所に存在する孤立したT Tauri星の起源と運動学的性質を検討し、撃ち出しや誘発形成といったメカニズムを探ること。
• 星形成を誘発する外部要因（星風、超新星、銀河フountain過程など）が、銀平面外および低密度環境で果たす役割を評価すること。
• 高緯度調査において、本物のH II領域と誤認されたネビュラ（例：反射星雲や光励起星雲）の区別を明確にすること。

提案手法

• CO線幅（12COおよび13CO）と、光学/紫外吸収線（CH、CN、H2）、赤外データを用いた多波長調査により、分子雲および埋め込まれた若い星形成天体を同定する。
• 重力不安定性を評価するための Jeans 質量基準を用い、低密度雲が低表面密度のまま収縮可能かどうかを検討する。
• ベル研究所の13CO調査データを分析し、分子雲のスケール高さおよび質量-サイズ関係を導出し、小規模雲と巨大分子雲（GMCs）を区別する。
• SIMBADおよびアーカイブ調査（例：シャープレス、リンドス）の統計的・運動学的証拠をレビューし、高緯度星雲を分類し、誤認されたH II領域を同定する。
• 銀河フountainおよびスーパーバブルの流体力学的モデルを検討し、ガスをハロー部に輸送し星形成を誘発する役割を評価する。
• 観測されたW(12CO)/W(13CO)比と同位体比を、雲の進化および遮蔽条件の理論モデルと比較する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 高緯度の半透明・希薄分子雲は、密度の高い暗黒雲と比べてどのような物理的状態にあり、星形成効率はどの程度か？
• RQ2 広く分子核が検出されているにもかかわらず、なぜ高緯度分子雲の中でMBM 12とMBM 20の2つだけが確認された星形成領域であるのか？
• RQ3 中速度雲（IVCs）および高緯度雲（HVCs）はどのように形成され、銀平面外星形成においてどのような役割を果たすのか？
• RQ4 星風、超新星、または銀河フountain過程が、低密度・高緯度分子物質における星形成をどの程度誘発できるのか？
• RQ5 多くの高緯度星雲が歴史的にH II領域（例：シャープレス天体）として分類されているが、なぜ実際には反射星雲や光励起星雲であると誤認されているのか？

主な発見

• 高緯度分子雲（HLCs）のスケール高さは約100 pcであり、低緯度の暗黒雲と同等である。これは、銀河ディスク内での垂直分布が類似していることを示している。
• 高緯度雲は密度が低く、CO同位体の比も低いが、W(12CO)/W(13CO)比は暗黒雲よりも高い。これは、進化段階が異なることを示唆している。
• 高緯度分子雲の中で、星形成が確認されたのはMBM 12とMBM 20の2つにとどまり、銀河のシルクスおよび半透明雲に多数の密度の高い分子核が検出されたにもかかわらずである。
• 半透明雲における星形成速度は、暗黒雲に比べて著しく低い。これは、分子ガスが紫外線分解から守られるに十分な表面密度が欠如しているためとされる。
• 超新星や星風による円盤ガスの撃ち出し、その後の冷却とハロー部での分子雲再形成という形成シナリオは、銀平面から150–280 pc上にあるルパス付近の高緯度雲の存在を説明できる。
• 8つの高緯度シャープレス領域のうち、本物のH II領域であるのは4つにとどまり、残りの4つは誤認されている—2つは惑星状星雲、残りは反射星雲または光励起星雲である。