[論文レビュー] The CALYPSO IRAM-PdBI survey of jets from Class 0 protostars. Are jets ubiquitous in young stars ?

L. Podio, Benoît Tabone+11 more|arXiv (Cornell University)|Dec 31, 2020

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 158被引用数 4

ひとこと要約

このCALYPSO IRAM-PdBI調査により、21個のクラス0プロトスタ星の観測で、プロトスタ星のジェットが広く存在することが判明した。67%の源で整合性のあるSiO (5–4)ジェットが検出され、77%の源でSO (5₆–4₅)発光も確認された。ジェット検出率は内部光度が高くなるほど上昇し、ジェットはサブリムエーション半径近傍のダストを含まない風で効率的なSiO生成が起こることを示唆する「オニオン様構造」を示しており、SiOが最も整合性が高く（α ≈ 10°）、次いでSO（α ≈ 15°）、CO（α ≈ 25°）の順に外側へ広がっている。

ABSTRACT

As a part of the CALYPSO large programme, we constrain the properties of protostellar jets and outflows in a sample of 21 Class 0 protostars with internal luminosities, Lint, from 0.035 to 47 Lsun. We analyse high angular resolution (~0.5"-1") IRAM PdBI observations in CO (2-1), SO ($5_6-4_5$), and SiO (5-4). CO (2-1), which probes outflowing gas, is detected in all the sources (for the first time in SerpS-MM22 and SerpS-MM18b). Collimated high-velocity jets in SiO (5-4) are detected in 67% of the sources (for the first time in IRAS4B2, IRAS4B1, L1448-NB, SerpS-MM18a), and 77% of these also show jet/outflow emission in SO ($5_6-4_5$). In 5 sources (24% of the sample) SO ($5_6-4_5$) probes the inner envelope and/or the disk. The CALYPSO survey shows that the outflow phenomenon is ubiquitous and that the detection rate of high-velocity jets increases with protostellar accretion, with at least 80% of the sources with Lint>1 Lsun driving a jet. The protostellar flows exhibit an onion-like structure, where the SiO jet (opening angle ~10$^o$) is nested into a wider angle SO (~15$^o$) and CO (~25$^o$) outflow. On scales >300 au the SiO jets are less collimated than atomic jets from Class II sources (~3$^o$). Velocity asymmetry between the two jet lobes are detected in one third of the sources, similarly to Class II atomic jets, suggesting that the same launching mechanism is at work. Most of the jets are SiO rich (SiO/H2 from >2.4e-7 to >5e-6), which indicates efficient release of >1%-10% of silicon in gas phase likely in dust-free winds, launched from inside the dust sublimation radius. The mass-loss rates (from ~7e-8 to ~3e-6 Msun/yr) are larger than what was measured for Class II jets. Similarly to Class II sources, the mass-loss rates are ~1%-50% of the mass accretion rates suggesting that the correlation between ejection and accretion in young stars holds from 1e4 yr up to a few Myr.

研究の動機と目的

• 高分解能ミリ波長観測を用いて、クラス0プロトスタ星におけるプロトスタ星ジェットの広範な存在を特定すること。
• CO (2–1)、SO (5₆–4₅)、SiO (5–4)の発光線を用いて、分子流れとジェットの運動学的・整合性・空間的構造を調査すること。
• ジェットの質量損失率、運動量フラックス、機械的光度を推定し、降着率と比較してジェット-降着相関を検証すること。
• ジェットにおけるSiOおよびSOの化学的含有量を評価し、プロトスタ星周辺の物理的状態およびジェット発生メカニズムを推察すること。
• クラス0プロトスタ星で観測されたジェット特性が、特に整合性、非対称性、噴出効率の観点から、クラスII Tタウリ星のジェットと整合するかどうかを評価すること。

提案手法

• ミリ波長帯で高空間分解能（0.′′5–1.′′0）の干渉計観測を、IRAMプラトー・ドゥ・ブール干渉計（PdBI）を用いて実施した。
• 主な分子トレーサーとして、流れガスを示すCO (2–1)、中間速度衝撃を示すSO (5₆–4₅)、高速ジェットを示すSiO (5–4)を対象とした。
• 放射線輸送および励起モデルを用いて、線積分強度を測定し、分子柱密度、含有量、質量損失率を導出した。
• ジェットの機械的光度を $ L_{\text{jet}} = \frac{1}{2} \dot{M}_{\text{jet}} V_{\text{jet}}^2 $ として推定し、内部光度 $ L_{\text{int}} $ と比較してエネルギー予算を評価した。
• 速度勾配と空間的形状を分析し、ジェットのラーミングやウネリ、非対称な噴出を同定した。
• ジェット Knot におけるSiO (5–4)発光の光学厚さを評価し、SiOがジェット Knot で光学的厚さであるかどうかを特定することで、衝撃および化学モデルに情報を与えた。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 クラス0プロトスタ星ではジェットが広く存在するのか。また、その検出率は内部光度とどのように相関するのか。
• RQ2 ジェットおよび流れの空間的・運動学的構造は何か。COからSiOへ向かって整合性が高くなる「オニオン様構造」を示すのか。
• RQ3 クラス0ジェットの質量損失率および機械的光度は何か。降着率および内部光度と比較するとどうなるか。
• RQ4 なぜジェットにおけるSiO含有量が非常に高いのか（H₂に対して $ >5 \times 10^{-6} $ まで）、これはジェット発生メカニズムおよびダスト処理に何を示唆するのか。
• RQ5 クラス0ジェットの整合性および非対称性は、クラスII原子ジェットと比較してどう異なるのか。これはジェット発生メカニズムの普遍性に何を示唆するのか。

主な発見

• 21個のクラス0プロトスタ星すべてで、流れガスを示すCO (2–1)発光が検出され、星形成初期段階において流れが広く存在することを確認した。
• 信号対雑音比が十分な18源中12源（67%）で、整合性のある高速SiO (5–4)ジェットが検出され、そのうち77%でSO (5₆–4₅)発光も確認された。
• 中央開口角の中央値は、SiOで10°、SOで15°、COで25°であり、最も整合性が高い発光が内側のジェットを示す「オニオン様構造」を明確に確認した。
• ほとんどのジェットで、H₂に対するSiO含有量は $ >2.4 \times 10^{-7} $ から $ >5 \times 10^{-6} $ であり、これは1%〜10%のケイ酸素がガス相に効率的に放出されていることを示し、ダストを含まない風と整合する。
• ジェットの質量損失率は $ 7 \times 10^{-8} \, M_\odot \, \text{yr}^{-1} $ から $ 3 \times 10^{-6} \, M_\circ \, \text{yr}^{-1} $ の範囲にあり、クラスII原子ジェットと比較して最大5桁も高い。
• ジェットのエネルギー $ L_{\text{jet}} $ は60%のジェットで内部光度の10%〜50%にのぼり、降着エネルギーが機械的エネルギーに効率的に変換されていることを示し、$ \dot{M}_{\text{jet}} \sim 0.1-0.5 \dot{M}_{\text{acc}} $ であるため、星形成全期間にわたるジェット-降着相関と整合的である。