Abstract
Massive star-forming regions with observed infall motions are good sites for studying the birth of massive stars. In this paper, 405 compact sources have been extracted from the APEX Telescope Large Area Survey of the Galaxy (ATLASGAL) compact sources that also have been observed in the Millimetre Astronomy Legacy Team 90-GHz (MALT90) survey during years 1 and 2. These observations are complemented with Spitzer GLIMPSE/MIPSGAL mid-IR survey data to help classify the elected star-forming clumps into three evolutionary stages: pre-stellar, proto-stellar and UCHII regions. The results suggest that 0.05 g cm−2 is a reliable empirical lower bound for the clump surface densities required for massive-star formation to occur. The optically thick HCO+(1-0) and HNC(1-0) lines, as well as the optically thin N2H+(1-0) line were used to search for infall motions towards these sources. By analysing the asymmetries of the optically thick HCO+(1-0) and HNC(1-0) lines and the mapping observations of HCO+(1-0), a total of 131 reliable infall candidates have been identified. The HCO+(1-0) line shows the highest occurrence of obvious asymmetric features, suggesting that it may be a better infall motion tracer than other lines such as HNC(1-0). The detection rates of infall candidates towards pre-stellar, proto-stellar and UCHII clumps are 0.3452, 0.3861 and 0.2152, respectively. The relatively high detection rate of infall candidates towards UCHII clumps indicates that many UCHII regions are still accreting matter. The peak column densities and masses of the infall candidates, in general, display an increasing trend with progressing evolutionary stages. However, the rough estimates of the mass infall rate show no obvious variation with evolutionary stage.
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Memo
- 重力インフォールは競争的集積・コア集積の両モデルで必須であり、YSOからUCHII段階まで普遍的に続くため、インフォール候補天体は大質量星形成研究の格好のターゲットとなる
- ATLASGALで位置を特定した870 µmクランプのうちMALT90で観測済みの405天体を対象に、光学的に厚いHCO⁺・HNCと薄いN₂H⁺の3輝線を組み合わせてインフォール運動を調べた
- SpitzerのGLIMPSE色条件・MIPSGAL 24µm点源の有無で星形成の有無を判定し、さらにIRAS天体かどうかとWood & Churchwell条件でUCHIIかproto-stellarかを分け、残りをpre-stellarとした
- 870 µm フラックスおよびH₂柱密度はともに pre-stellar → proto-stellar → UCHII の順に大きくなっており、前者はダスト温度の上昇、後者は実際のガス密度の増加を反映している
- 870 µm フラックスから求めたクランプ質量の中央値は3段階でほぼ同等（〜1700–2100 M☉）であり、フラックスの進化段階依存性は質量増加ではなくダスト温度上昇によるものと解釈される
- サンプルの96.4%がKauffmann+の大質量星形成条件を満たし、質量-サイズ図上で全天体が表面密度0.05 g cm⁻²以上の領域に位置することから、この値が大質量星形成の経験的な下限として妥当であると示された
- 光学的に厚いHCO⁺・HNCでは落下するガスの自己吸収により青側ピークが強い非対称プロファイルが現れ、光学的に薄いN₂H⁺との速度比較でインフォールを判定するが、回転やアウトフローとの区別にはマッピング観測による空間的な確認が必要となる
- インフォールでは空間的にどこでも青方非対称が続くのに対し、回転では中心軸を境に青と赤の非対称が反転するため、マッピング観測によって両者を区別できる
- Blue excess はUCHII段階で負かつ統計的に非有意であるのに対し、pre-stellar・proto-stellar段階では正かつ高い有意性を示し、インフォール運動が大質量星形成の初期段階で支配的であるという予測と一致する
- インフォール候補は進化とともに柱密度が増加する明確なトレンドを示す一方、pre-stellar・proto-stellar段階では非インフォール候補より柱密度が低いという逆説的な結果が得られており、選択効果や観測感度の影響が示唆される
- インフォール候補の質量は進化とともに増加し周囲からの継続的な質量集積を示唆する一方、非インフォール候補で逆のトレンドが見られるのは物理的な質量減少ではなく距離バイアスによる見かけ上の効果と解釈される
- 131個のインフォール候補の質量インフォール率は約0.007–0.008 M☉ yr⁻¹で進化段階によらずほぼ一定であり、インフォール速度・密度・半径の積がどの段階でも類似した値をとることを示唆する