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宇宙で星はどのように生まれるか？ 富士山頂サブミリ波望遠鏡で探る星のゆりかご

宇宙で星はどのように生まれるか？ 富士山頂サブミリ波望遠鏡で探る星のゆりかご. 東京大学大学院理学系研究科 物理学専攻 山本　智. 宇宙における構造形成. 初期宇宙における揺らぎ　. 銀河形成　. 惑星系形成　. 星形成　. 物質的視点からのアプローチ. 光で見たオリオン座. 電波で見たオリオン座 （一酸化炭素分子）. 低温，低密度 の星間ガス. 　電磁波の波長とエネルギー　. 電波. 赤外線. 可視光. 紫外線. Ｘ線. 波長　長い. 短い. 高エネルギー. 低エネルギー. 低温の天体. 国立天文台野辺山宇宙電波観測所

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宇宙で星はどのように生まれるか？ 富士山頂サブミリ波望遠鏡で探る星のゆりかご

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Presentation Transcript

  1. 宇宙で星はどのように生まれるか？富士山頂サブミリ波望遠鏡で探る星のゆりかご宇宙で星はどのように生まれるか？富士山頂サブミリ波望遠鏡で探る星のゆりかご 東京大学大学院理学系研究科 物理学専攻 山本　智

  2. 宇宙における構造形成 初期宇宙における揺らぎ　 銀河形成　 惑星系形成　 星形成　 物質的視点からのアプローチ

  3. 光で見たオリオン座 電波で見たオリオン座 （一酸化炭素分子） 低温，低密度 の星間ガス

  4. 　電磁波の波長とエネルギー　 電波 赤外線 可視光 紫外線 Ｘ線 波長　長い 短い 高エネルギー 低エネルギー 低温の天体

  5. 国立天文台野辺山宇宙電波観測所 　　　　　４５ｍ電波望遠鏡

  6. オリオン巨大分子雲 分子雲コア 星が生まれる 　　場所

  7. 分子雲コアに おける星形成 可視光 赤外線 ☆ サブミリ波　 ミリ波　

  8. 　原始惑星系円盤の形成

  9. 星間分子雲はどう作られる？ • 星間分子雲は星のゆりかご 　　銀河系に広く分布 　　現在も形成されている • どのようにして形成されるのか 　　銀河系の進化の理解に不可欠

  10. 分子雲形成に伴う物質変化 希薄な星間雲 星間分子雲 炭素イオン　 　　　Ｃ＋ 中性炭素原子 　　　　Ｃ 一酸化炭素分子 　　　　ＣＯ

  11. 炭素原子サブミリ波輝線の観測 大口径望遠鏡による高分解能観測が中心 492 GHz 輝線：CSO, JCMT, KOSMA and HHT 809 GHz 輝線：　数点の観測のみ 口径1.2 mのサーベイ専用望遠鏡をつくろう 　　　　　富士山頂サブミリ波望遠鏡 初期宇宙研究センター（代表：佐藤勝彦教授）のプロ　　　ジェクトとして１９９５年からスタート

  12. Installation at Mount Fuji (3776 m) July 29, 1998

  13. おうし座暗黒星雲 カラー：CI 等高線：C18O 分子雲形成領域の発見 Maezawa et al. 1999, Astrophys. J. 524, L129.

  14. Kuboi & Shimbo 分子雲形成領域

  15. 化学組成を手がかりとした星形成過程の探求

  16. 暗黒星雲TMC-1におけるスペクトル線サーベイ 国立天文台野辺山観測所45m電波望遠鏡の活躍 種々の炭素鎖分子が豊富に存在 　分子分光との協力で解明 HCCCN、HCCCCCN、HCCCCCCCN CCS、CCCS、etc

  17. 暗黒星雲ごとの化学組成の違い CCS 星形成を伴わない暗黒星雲 NH3 化学組成の系統的違い CCS 星形成領域 NH3

  18. 暗黒星雲の化学進化における炭素の役割 化学組成 　　　　↓ コアの物理進化 炭素の存在形態 が鍵を握る Suzuki et al. 1992 Astrophys. J. 392, 551.

  19. HCOOCH3 C2H5CN Cazaux et al. ApJ 593, L51 (2003)

  20. 原始惑星系円盤 原始星から主系列星へ至る過程で形成 もっと感度がほしい！ 構造は？　化学組成は？ →　高分解能、高感度の電波観測

  21. アルマ（ALMA)計画 Atacama Large Millimeter and submillimeter Array 　　南米のチリ共和国のアタカマ砂漠 　　（標高５０００メートル）に、巨大な 　　電波干渉計を建設する計画 　　北米、欧州、日本の共同プロジェクト 　　２０１１年に完成を目指す

  22. □12 m アンテナ64台を中心とする干渉計をチリの高地に展開 □高感度、高分解能(0.01秒角)でミリ波、サブミリ波を観測 □日、米、欧の国際協力

  23. 太陽系以外の惑星系とその形成 • 最高の空間分解能（0.01秒角）で、恒星を周る原始惑星系円盤の構造 を観測し、さまざまな惑星の形成プロセスを解明。 • 日本のACAシステムとサブミリ波受信機で、正確詳細な円盤構造を描く。 • 日本の高分散相関器は、円盤の内部運動や化学組成から、惑星系の多様性や生命の起源に迫る。 赤外線で見た暗黒星雲からの恒星の形成現場 ALMA すばる、HST アルマが見る原始惑星系円盤のイメージ 光で見た円盤のシルエット 原始太陽 原始木星

  24. ALMA計画の現状 • 米欧が協定を結んで建設開始　（２００２） BaselineALMA 12 m 望遠鏡64台 100, 230, 350, 650 GHz 帯受信機 • 日本の参加　（２００４～） ACAシステム（12 m 鏡４台　7 m鏡１２台） 150, 500, 800 GHz 帯受信機 　　　高分解能相関器

  25. ALMAの凄さー物質が見える ミリ波からサブミリ波で分子を捉える 高い解像度で原始惑星系円盤を描く ↓ 太陽系の起源、地球の起源の理解へ

  26. 富士山頂サブミリ波望遠鏡グループ • 東京大学大学院理学系研究科物理学専攻 　　岡朋治、伊藤哲也、酒井剛、亀谷和久、 　　田中邦彦、久保井信行、新保謙、平松雄司、永井誠、 　　佐藤高之 • 国立天文台 　　前澤裕之、立松健一、関本裕太郎、野口卓、大石雅寿 • 宇宙開発事業団 　　尾関博之、稲谷順司 • 福井大学 　　斎藤修二

  27. 謝辞 • 東京大学大学院理学系研究科ビッグバン宇宙国際研究センター • 気象庁東京管区気象台富士山測候所 • 富士山本宮浅間大社 • 富士山運搬組合

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