野辺山レガシープロジェクト：星形成チーム 2013 年観測

報告中村文隆（国立天文台）

メンバー ( 実動メンバーのみ）• 野辺山 : 島尻芳人 (PD→6 月より CEA/Sacley)　　　　　　　西谷洋之• 天文台 : 中村文隆• 東大：原千穂美（Ｄ１）• 大阪府大：田中智博（Ｍ２）• 学芸大：土橋一仁、下井倉ともみ、山日（Ｍ１）、

片倉（Ｍ１）

tenths of a pc

　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　

Galaxy molecular cloud 　　　　

　 Star Formation in our Galaxy

10’s of kpc 10’s of pc

dense core

protostar+ outflow

stars

evolution time ～ 106 － 107 yr

3

自由落下時間で銀河系の全分子雲が星になると　 SFR ~ 1000 M8/yr

observed SFR ~ 1 M8/yr

(Zuckerman & Evans 1974)

SF is inefficient!

Andre (2011) より転載

Hacar et al. (2013)

太さ 0.1 pc のフィラメント

星形成レガシー研究の目的• How do stars form in various environments? Clustered SF and Distributed SF

large-scale flow, cloud-cloud collision, UV radiation, stellar feedback, local turbulent flow, magnetic field

cloud (~10pc) clump (~1pc) core (~0.1pc) low-mass stars⇒ ⇒ ⇒ 102 cm-3 103-4 cm-3 105 cm-3 high-mass stars

Filaments, Fibers

分子雲全体を 20” 分解能でマッピング

FOREST レガシーターゲットリスト(2012 年度 NROUM 資料より )

Nearby star forming regions - from dense core (~ 0.05pc) to cloud scale (1-10 pc)from the first year• Orion A 400 pc (0.04pc @20”)• Aquila Rift 415 pc (0.04pc @20”)• California 450 pc (0.045pc @20”)from the second year• M17 (Sagittarius arm) 2.1kpc (0.21pc@20”) clump formation

Observed lines large-scale mapping obs. 12CO, 13CO, C18O, N2H+ (FOREST) dense cores multi-line obs. HCO+, H13CO+, N2H+, …. (FOREST, TZ)

massive star formation

今年度の観測成果• FOREST 稼働せず→　　　　 BEARS, TZ による観測 　　　 (FOREST のための Pilot 観測 ) Orion (BEARS+AC) 　　　 47/78 時間 原、島尻のポスター参照 CARMA + NRO45m Joint Project Aquila Rift (TZ+SAM45) 　　　 40/80 時間　　田中、西谷のポスター参

照 M17 (TZ+SAM45) 　　　 1.5 時間　　　　中村のポスター参照

NRO45m + SIRPOL 赤外線暗黒星雲プロジェクト California (TZ+SAM45) 　　　 76/135 時間　　山日のポスター参照

NCS 　　　 　 (TZ+SAM45) 土橋のポスター参照 DR21 (TZ+SAM45) 　　　　　　　　　　　　片倉のポスター参照

オリオン座 A 分子雲に対するマッピング観測

X13CO/XC18O

Orion-A 分子雲北部に対する 13CO(1-0) 及び C18O(1-0) の広域 (0.4deg2) 観測。

観測詳細

観測時間 : 計 47 時間( 割当時間 78 時間 )

[ 目的 1]X13CO/XC18O により PDRを診断。[ 目的 2] 1.1mm で検出された高密度コアの物理状態を調査

Shimajiri et al. 2011 で PDR として同定された領域及び分子雲外縁部 : X13CO/XC18O~10Shimajiri et al. 2011 で PDR として同定された領域及び分子雲外縁部以外 : X13CO/XC18O~5→ FUV 照射により C18O 分子が 13CO 分子と比べ選択的に破壊されている (Yurimoto + 2007)

N13CO-NC18O 相関図

NC

18O

N13COShimajiri et al (2013) として論文準備中

Orion A ： CARMA+45m joint project• CARMA(PI: J. Carpenter)+Nobeyama 45m joint

project 1°x1° のモザイクデータ＋ NRO レガシーデータ 　 2000 AU (6”) スケールから 10 pc スケールのダイナミックレンジ

45m レガシー： 12CO, 13CO, C18O, CS, CN, SO

Aquila Rift 領域に対するマッピング観測Aquila Rift で発見された星団形成クランプと星団形成前のクランプ

に対するマルチライン観測。

観測詳細

観測時間 : 計 ?? 時間

( 割当時間 ?? 時間 )

[ 目的 ] 物理状態の異なる２つのクランプのマルチラインによる詳細な物理状態を調査

Line H13CO+ (J=1-0) HCO+ (J=1-0)

Freqency 86.7543 GHz 89.1885 GHz

Line H13CN (J=1-0) HCN (J=1-0)

Freqency 86.340184 GHz 88.6318 GHz

Line HN13C (J=1-0) SiO (J=2-1 v=0)

Freqency 87.0907 GHz 86.84701 GHz

Receiver TZ

Observing mode OTF

Mapping size 3’×3’×2box

Typical r.m.s. 0.1 K in Ta*

Total Obs Time ？？ hours

HCO+ (1-0)

12CO(3-2)

cf.) Nakamura et al. 2011 12CO(3-2)

color : SiO(2-1 v=0)

contour : HCN(1-0)

color : H13CN(1-0)

contour : HN13C(1-0)

・ HCO+ が Nakamura et al. 2011 で outflow をとらえている 12CO(3-2) と似たような分布　→ HCO+ が outflow をトレース・ HCN がショックトレーサー SiO と似たような分布　→ HCN が若い outflow をトレース・ H13CN と HN13C が異なる分布　→過去の温度情報を反映

田中智博　修士論文

Aquila Rift 領域 ( バックアップ観測 ) 観測緒言

観測ライン NH3 (J, K) = (1, 1), (2, 2),

CCS JN = 21-10 ...etc 12 lines @ K band 空間分解能 ~0.09 pc @ 260 pc (~73”)バックエンド SAM45速度分解能 ~0.1 km/s 帯域幅 16MHz (~200 km/s)観測モード、領域サイズ　

OTF, 7’x7’ マップ x3観測時間 ~24 時間rms 　 ~0.15 K calibration error ~20-30%

( ＊分解能 ~2.5 pixel 分相当 )

目的　　 low mass cluster- 　　　　 formation in IRDCs

- IRDCs の 物理的化学

的進化　

Trot (K)NNH3 / NCCS

NNH3 (cm-2) NCCS (cm-2)

観測ボックス

[NH3]/[CCS] (NNH3/NCCS) vs Trot

今期 Serpens South main filament に沿って 3 ボックス観測 ⇒ NH3 – CCS で分布に明らかな差異

⇒ 温度依存性あり ??( NH3(1, 1), (2, 2), CCS, 全てを検出できた観測点に限定 )

NNH3/NCCS

T rot

Cluster が付随する clump

(Andre et al. 2010)

Nobeyama + SIRPOL 赤外線暗黒星雲プロジェクトSugitani et al. (2013) として論文準備中

M17 SWex (flying dragon)M17 - prototypical sequential SF region ~ 2.1kpc(Elmegreen & Lada)

31

ターゲットライン (12CO), 13CO, C18O, N2H+, NH3 (Back up)

Trms ~ 0.2 K @ 0.1km/s ~ 4M8

200 hour

Sugitani et al. (in prep)

カリフォルニア星雲の分子輝線観測観測期間 2013 年 3 月〜 5 月

受信機 100GHz 帯（ Tz ）・ 20GHz 帯（ H20 ）

分光計 SAM45

ノイズレベル（ Ta* ）

H20 受信機： 0.5 K （速度分解能 0.05 km/s ）

Tz 受信機： 0.2 K （速度分解能 0.1 km/s ）

観測手法 OTF （ On The Fly ）

観測領域 13 ×12′ ′

観測時間 27 時間

観測諸元

12CO （ J = 1 - 0 ）の積分強度

2mass K バンドによるイメージ

13CO （ J = 1 - 0 ）の積分強度

クラスター

分子雲コア

クラスター

分子雲コア

結果

概要

クラスターは巨大な分子雲コアと繋がっており、分子雲コアがクラスターからの星風により掃き寄せられているような構造を持つことが分かった

カリフォルニア星雲は、質量 1×105M◉ 、サイズは 80pc もあり、この質量とサイズは Orion A 分子雲に匹敵する。一方で、両分子雲の星形成活動は、カリフォルニア星雲の方が Orion A 分子雲よりも低い（ Lada et al.2009 ）。しかし、近赤外線の減光量マップ（ Dobashi 2011 ）を見ると、クラスターが形成されている領域がある。そこで、野辺山 45m 鏡を用いて、クラスターを含む領域を様々な分子輝線で観測した。

カリフォルニア星雲内におけるクラスター形成領域

TZ の強度補正について• ＴＺで得られたデータのアンテナ温度が過去

の観測で得られた値よりも 1.5~2 倍ほど大きくなることがあった

　　 →　標準天体でのキャリブ推奨

0.6

0.4

0.2

0.0

10.005.000.00

TA

* (K

)

VELO-LSR km/s

22 0

24 0

-6 26 0

36m30s 36m20s 5h36m10s

DE

C--

GL

S (

20

00

)

RA---GLS (2000)

Integrated intensity map: ORI-KL # NRO45M/MULT2-421.2

1.0

0.8

0.6

0.4

0.2

0.0

K km/s

22 0

24 0

-6 26 0

36m30s 36m20s 5h36m10s

DE

C--

GL

S (

20

00

)

RA---GLS (2000)

Integrated intensity map: 6x6 # NRO45M/T100V1.2

1.0

0.8

0.6

0.4

0.2

0.0

K km/s L1641N H13CO+ (1-0)

Orion KL HCO+ (1-0)

過去の S100 受信機で測定された強度に比べて 2 倍程強い

おわり