[論文レビュー] The formation of stars in groups

Jonathan P. Williams|arXiv (Cornell University)|Nov 15, 2001

Astro and Planetary Science参考文献 1被引用数 31

ひとこと要約

本論文は、NGC2264におけるダストおよび分子ガスのミリ波観測を用いて、恒星集団の運動的進化モデルを提案する。このモデルは、集団の形状、速度分散、降着率を結びつける。研究では、原始星の移動と包層の散逸が初期の集団拡張を引き起こすことが判明した。IRS2は、より進化した状態（運動的年齢 ~5×10⁵ yr）を示しており、より凝縮した、降着が顕著なIRS1と比較して、集団の進化がクラス0–I段階の間に始まることを示唆している。

ABSTRACT

Observations of the dust and gas around embedded stellar clusters reveal some of the processes involved in their formation and evolution. Large scale mass infall with rates dM/dt=4e-4 solar masses/year is found to be disrupted on small scales by protostellar outflows. Observations of the size and velocity dispersion of clusters suggest that protostellar migration from their birthplace begins at very early times and is a potentially useful evolutionary indicator.

研究の動機と目的

• 降着、噴流、原始星の移動の相互作用を研究することで、恒星集団の形成と初期進化を理解すること。
• 埋め込まれたクラス0–I段階における集団の形状と運動学が、進化段階の指標として機能するかどうかを検証すること。
• 初期形成段階における集団構造と安定性を規制する周囲集団包層の役割を調査すること。
• 2つの埋め込まれた原始星グループ（IRS1およびIRS2）の物理的性質を比較し、相対的な進化段階を推定すること。
• 若い凝縮集団におけるサイズと速度分散に基づく運動的年齢推定の妥当性を評価すること。

提案手法

• ヘインリヒ・ヘルツ望遠鏡を用いて870 μmのミリ波長でのダスト連続スペクトルおよび分子線（HCO⁺, H¹³CO⁺）観測を行い、IRS1およびIRS2のガスとダストをマッピングした。
• ダスト連続スペクトルの輝度を測定し、κ = 0.009 cm²/gおよびT_d = 17 Kを仮定して全質量（ガス＋ダスト）を導出し、各集団で約710–790 M☉が得られた。
• ラインマップの速度積分を用いて降着および噴流運動を推定し、個々のコアで逆転（噴流に似た）スペクトルを同定した。
• ラインプロファイルから降着率を計算し、IRS2の降着率はṀ_in ≈ 2×10⁻⁵ M☉ yr⁻¹であった。これは全集団の降着率と比較して低かった。
• 集団サイズと速度分散（σ_c-c = 0.90 km s⁻¹）からバーリング質量（M_virial ≈ 250 M☉）および運動的年齢（t ≈ 5×10⁵ yr）を計算した。
• 集団進化の模式図を提唱：原始的で凝縮した集団（クラス0）は、包層が散逸し原始星が生まれた場所から移動することで、より広がった、密度の低い構造（クラスI）に進化する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 埋め込まれた原始星グループにおける集団の形状と速度分散は、進化段階の指標として機能するか？
• RQ2 大規模な質量降着と原始星の噴流が、初期形成段階における集団構造に果たす役割は何か？
• RQ3 異なる埋め込まれた集団間で、降着率と噴流活動はどのように異なり、それらが質量降着と散逸の状況をどのように明らかにするか？
• RQ4 まだ降着や包層散逸が進行中の集団に対して、拡張速度とサイズに基づく運動的年齢推定は信頼性を持って適用可能か？
• RQ5 凝縮した埋め込まれた構造から、より分散した進化した系への集団進化に一貫したパターンが存在するか？

主な発見

• IRS1およびIRS2は同程度のダスト質量（~80–90 Jy beam⁻¹）を示しており、全質量はそれぞれ約710–790 M☉である。体積密度は約3–5×10⁴ cm⁻³、面密度は約5–8×10²² cm⁻²であった。
• 高い面密度はA_V > 50を示しており、両集団がクラス0–I段階にあり、深く埋め込まれていることを確認している。
• IRS2はIRS1よりも進化が進んでいる兆候を示しており、面密度が低く、サイズが大きい（0.62 pc² vs. 0.45 pc²）、運動的年齢推定値が~5×10⁵ yrであり、後期クラスI源と整合的である。
• IRS2への質量降着率は約2×10⁻⁵ M☉ yr⁻¹であり、全集団降着率を原始星数で割った値より顕著に低く、すべての降着物質が原始星に到達していないことを示している。
• 集団のバーリング質量（250 M☉）は全宇宙物質質量より小さいが、最終的な恒星質量よりは大きい可能性があり、ガスが散逸するにつれて非束縛状態になる可能性がある。
• 観測された形状と運動学は、周囲集団包層の散逸と原始星の出生地からの移動に伴い、集団が凝縮した埋め込み状態からより広がった分散状態に進化するモデルを支持している。