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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

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 pc.

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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

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  1. 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）

  2. 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）

  3. Star Formation in our Galaxy Galaxy molecular cloud dense core tenths of a pc 10’s of pc 10’s of kpc evolution time ～106－107 yr protostar + outflow 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 stars observed SFR~ 1 M8/yr (Zuckerman & Evans 1974)

  4. Hacar et al. (2013) 太さ0.1 pcのフィラメント Andre (2011)より転載

  5. 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

  6. FORESTレガシーターゲットリスト(2012年度NROUM資料より)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 415pc (0.04pc @20”) • California 450 pc (0.045pc @20”) from the second year • M17 (Sagittarius arm) 2.1kpc (0.21pc@20”) clump formation massive star formation Observed lines large-scale mapping obs. 12CO, 13CO, C18O, N2H+ (FOREST) dense cores multi-line obs. HCO+, H13CO+, N2H+, …. (FOREST, TZ)

  7. 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

  8. [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 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 観測詳細 N13CO-NC18O相関図 NC18O 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)

  9. 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

  10. 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。 color : SiO(2-1 v=0) contour : HCN(1-0) [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 HCO+ (1-0) 観測詳細 12CO(3-2) color : H13CN(1-0) contour : HN13C(1-0) 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 ・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

  11. 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% Aquila Rift 領域(バックアップ観測) NNH3 (cm-2) NCCS (cm-2) 目的 low mass cluster-formation 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 [NH3]/[CCS] (NNH3/NCCS) vsTrot Clusterが付随するclump Trot NNH3/NCCS ⇒ 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) 観測ボックス NNH3 / NCCS Trot (K) (Andre et al. 2010) (＊分解能 ~2.5 pixel分相当)

  12. 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

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

  14. 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 13CO（J = 1 - 0 ）の積分強度 12CO（J = 1 - 0 ）の積分強度 クラスター 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

  15. 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) 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

  16. おわり

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