星形成 - 国立天文台 野辺山

Report
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)
Star Formation in our Galaxy
Galaxy
molecular cloud
dense core
tenths of a pc
10’s of kpc
10’s of pc
evolution time ~106-107 yr
SF is inefficient!
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)
protostar
+ outflow
stars
3
Hacar et al. (2013)
太さ0.1 pcのフィラメント
Andre (2011)より転載
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
Filaments, Fibers
cloud (~10pc) ⇒ clump (~1pc) ⇒ core (~0.1pc) ⇒ low-mass stars
102 cm-3
103-4 cm-3
105 cm-3
high-mass stars
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
massive star formation
• M17 (Sagittarius arm) 2.1kpc ([email protected]) clump formation
Observed lines
large-scale mapping obs.
12CO, 13CO, C18O, N H+ (FOREST)
2
dense cores
multi-line obs. HCO+, H13CO+, N2H+, …. (FOREST, TZ)
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
DR21
(TZ+SAM45)
(TZ+SAM45)
土橋のポスター参照
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
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。
X13CO/XC18O
[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
観測詳細
NC18O
N13CO-NC18O相関図
観測時間: 計47時間
(割当時間78時間)
Shimajiri et al (2013)として論文準備中
N13CO
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~10
Shimajiri 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)
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。
[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
color : SiO(2-1 v=0)
contour : HCN(1-0)
HCO+ (1-0)
観測詳細
H13CO+ (J=1-0)
HCO+ (J=1-0)
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)
87.0907 GHz
86.84701 GHz
Line
Freqency
Freqency
Receiver
Observing mode
color : H13CN(1-0)
contour : HN13C(1-0)
TZ
OTF
Mapping size
3’×3’×2box
Typical r.m.s.
0.1 K in Ta*
Total Obs Time
12CO(3-2)
??hours
cf.) Nakamura et al. 2011
12CO(3-2)
観測時間: 計??時間
( 割当時間??時間)
・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
田中智博 修士論文
・H13CNとHN13Cが異なる分布
→過去の温度情報を反映
Aquila Rift 領域 (バックアップ観測)
NNH3 (cm-2)
NCCS (cm-2)
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%
目的
low mass clusterformation in IRDCs
- IRDCs の
物理的化学的進化
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
Trot
Clusterが付随するclump
[NH3]/[CCS] (NNH3/NCCS)
vs Trot
NNH3/NCCS
⇒ 温度依存性あり??
観測ボックス
NNH3 / NCCS
(*分解能 ~2.5 pixel分相当)
Trot (K)
(Andre et al. 2010)
( NH3(1, 1), (2, 2), CCS,
全てを検出できた観測点
に限定)
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)
Sugitani et al. (in prep)
Trms ~ 0.2 K @ 0.1km/s ~ 4M8
200 hour
1  3
ターゲットライン (12CO), 13CO, C18O, N2H+, NH3 (Back up)
カリフォルニア星雲の分子輝線観測
観測諸元
概要
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。
2mass Kバンドによるイメージ
カリフォルニア星雲内における
クラスター形成領域
12CO(
J = 1 - 0 )の積分強度
クラスター
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
13CO(
J = 1 - 0 )の積分強度
クラスター
分子雲コア
分子雲コア
結果
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
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
L1641N H13CO+ (1-0)
Integrated intensity map: 6x6 # NRO45M/T100V
Integrated intensity map: ORI-KL # NRO45M/MULT2-42
K km/s
K km/s
1.2
1.2
1.0
1.0
22 0
22 0
0.8
0.6
DEC--GLS (2000)
DEC--GLS (2000)
0.8
0.6
Orion KL HCO+ (1-0)
24 0
24 0
0.4
0.4
0.2
0.2
-6 26 0
-6 26 0
36m30s
36m20s
RA---GLS (2000)
5h36m10s
0.0
36m30s
36m20s
RA---GLS (2000)
5h36m10s
0.0
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

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