Protostellar Outflows at the EarliesT Stages (POETS). IX. Magnetohydrodynamic disk winds traced by SO and SO$_2$ in luminous protostars

技術要約：初期段階の原始星流出（POETS） IX

問題と背景
角運動量の除去は、ガスが形成中の星へと降着するために不可欠な要件である。乱流や磁気ストレスがこの輸送を駆動する可能性があるが、磁気流体力学（MHD）ディスク風（DW）は、広範なディスク半径にわたって角運動量を抽出、質量降着を駆動し、惑星形成の条件を決定する主要なメカニズムとしてますます支持されている。これまでの「初期段階の原始星流出（POETS）」サーベイでは、22 GHzの水蒸気メーザー超長基線電波干渉法（VLBI）を用いて、高光度若い星状天体（YSO）における10–100 auスケールの風の運動学を追跡してきた。これらの観測により、高速で収束したジェットと、ディスクの回転を追跡する低速で低収束の風という、2つの明確な運動学的構成が明らかになった。しかし、MHD DW仮説を完全に検証するためには、コンパクトなXウィンド（内側ディスクから放出されるもの）と広がったディスク風を区別するために、熱的な分子トレーサーを用いて、より大きなスケール（100–1000 au）でこれらの知見をテストする必要がある。

手法
本研究では、POETSサーベイで特定された2つの特徴的なメーザー運動学的構成を代表する、2つの大質量YSO、IRAS 21078+5211（$\approx 5.6 M_\odot$）およびG035.02+0.35（$\approx 20 M_\odot$）を調査する。著者らは、ガスの運動学と物理条件を分析するために、高分解能の干渉計観測を用いた。

• IRAS 21078+5211: IRAM Northern Extended Millimeter Array (NOEMA) の1.3 mmバンド（A配置、2022–2023年）を用いて観測し、$\approx 250$ auの線分解能を達成した。
• G035.02+0.35: アルカイブのAtacama Large Millimeter Array (ALMA) Cycle 4 Band 6データを用いて分析し、同等の線および速度分解能を提供した。

本研究では、一連の分子トレーサー、特にS含有種（SO, SO$_2$）および複雑な有機分子（CH$_3$CN, CH$_3$OH, HC$_3$N）に焦点を当てた。ディスク面内に沿って位置・速度（PV）プロットを作成し、速度勾配を分析した。物理パラメータ（励起温度 $T_{ex}$、カラム密度 $N_{col}$、速度、および線幅）は、局所熱平衡（LTE）を仮定してMADCUBAソフトウェアスイートを用いて導出された。結果は、空間分布を解釈するために、衝撃化学モデル（例：van Gelder et al. 2021）と比較された。

主な結果

1. 回転する風の運動学的シグネチャ:

   • IRAS 21078+5211 では、分子放射（SO, SO$_2$, CH$_3$CN, CH$_3$OH）はラジオジェット軸（$PA \approx 50^\circ$）に沿って伸長しており、ジェットに対して横断的な局所標準静止系（LSR）速度勾配を示している。SOのPVプロットは、ディスクから放出された風と一致するケプラー回転プロファイルを示している。
   • G035.02+0.35 では、分子放射（SOを除く）は回転するディスクの長軸（$PA \approx 150^\circ$）に沿って分布しており、速度勾配はディスクの回転を追跡している。SOは、ディスクの外側に大きく広がる唯一の種であり、同様にケプラー型プロファイルを示している。
   • 両方の天体において、SO放射は最も明確なケプラー型に近い速度プロファイルを示し、ディスク面外へ大きく広がっている一方で、SO$_2$は空間的にコンパクトであり、回転軸に最も近い最高速度部を追跡している。

2. 物理条件と衝撃化学:

   • IRAS 21078+5211: 風は入れ子状の形態を示す。SO$_2$とHC$_3$Nはジェット軸付近に閉じ込められ、SOは中間半径まで広がり、CH$_3$CN/CH$_3$OHは最も広い半径方向の広がりを示す。著者らは、CH$_3$CNおよびCH$_3$OHの不規則で塊状の分布を、高密度の周囲の塊（clump）と相互作用する外部衝撃によるものとしている。一方、均質なSO/SO$_2$放射は、風内部の衝撃に由来すると考えている。
   • G035.02+0.35: SOのみが風を追跡している。著者らは、この天体のディスク大気が衝撃によってイオン化され、$10^3$–$10^4$ Kの温度まで加熱されており、その結果、複雑な分子が解離するのに十分な状態にあると提案している。これにより、SO（ダストの脱離を伴うJ型衝撃によって効率的に生成される）のみがトレーサーとして残っている。膨張した星からのUVフラックスの欠如が、より遠方でのSO$_2$の形成を妨げている可能性がある。

3. 風のメカニズムの差別化:

   • IRAS 21078+5211における分子の半径方向分布、およびG035.02+0.35におけるSOの排他的な存在は、Xウィンド（周囲のガスが高速で広角な風に巻き込まれるシナリオ）とは矛盾する。Xウィンドであれば、観察されたすべての分子種が存在すると予測されるためである。
   • 代わりに、これらのデータは、ガスがディスクの広範な部分から直接放出される磁気遠心力ディスク風（MHD DW）モデルを支持している。変化する分子トレーサーは、特定の衝撃条件（速度と密度）および風の放出領域における分子解離の程度によって説明される。

意義と結論
本研究は、SOおよびSO$_2$の放射が、高光度YSOにおける100–1000 auスケールのMHDディスク風の堅牢なトレーサーとなり得るという説得力のある証拠を提供している。熱的な線から得られたガスの運動学が、10–100 auスケールの水蒸気メーザーVLBIから得られたものと一致することを示すことで、本論文は、異なる質量や環境のYSOに共通の放出メカニズムとしてMHD DWを検証している。結果はさらに、特定の分子組成が、風の放出領域の物理条件（衝撃強度および電離状態）を識別するための診断ツールとなることを示唆している。