Download presentation
Presentation is loading. Please wait.
1
「なんてん」銀河面サーベイによる渦状腕中の分子雲の速度分散とSpitzerバブルとの比較
名古屋大学 天体物理学研究室(A研) 中島大智 早川貴敬、鳥居和史、山本宏昭、奥田武志、福井康雄(名大理)、水野亮(名大STE) 水野範和(国立天文台)、大西利和、小川英夫(大阪府大)
2
Spitzer バブル GLIMPSEのデータから同定された∼600個のバブル(Churchwell+06,07) 大質量星・星団が付随
S7(RCW120) S57 S137 まずはじめにタイトルにありましたSpiterバブルついて紹介いたします。SpitzerバブルはSpitzer望遠鏡のGRIMPSのデータより同定された600個ほどの完全またはフィラメント状のバブル構造で銀河面に沿って存在しています。 バブルには大質量星および星団が付随し、それにより励起されたHII領域を持つのが多く存在します。 下の図は実際のSpitzerバブルの画像です。緑が8ミクロン、赤が24ミクロンに対応しています。 この図のように非常にわかりやすいバブル状構造が多数観測されています。 Green:8µm Red:24µm
3
バブルに付随する分子雲 COの観測によりSpitzerバブル52個のサンプル中30個について速度の異なる2つの分子雲の付随を確認(Fukui+ prep.) 衝突確率を仮定するとバブルの個数密度を衝突により説明できる →バブルは衝突により形成されたと提唱 大質量星形成率を考えると衝突が大質量星形成の主要なモードになりうる 我々はこのspitzerバブルをCOの分子輝線を用いて観測を行いました。その結果、観測を行った52個のバブルのうち30個のバブルに対して速度の異なる2つの分子雲が付随していることが確認されました。 この2つの分子雲が衝突しているとして 分子雲の衝突確率を考えると算出されているバブルの個数密度を衝突により説明することができました。 このことからバブルが衝突により形成された構造であると提唱しています。 また、大質量形成率を考えると銀河系全体の大質量形成のほとんどを 衝突により引き起こされる星形成で説明することができ、衝突が大質量星形成の主要なモードになりうると考えてます。
4
分子雲衝突による大質量星形成 分子雲衝突による大質量星、星団形成(Fukui+ prep.) 速度、密度差を持つ分子雲同士が衝突
→圧縮、ガスの供給がスムーズに行われる →大質量星、星団形成のトリガー 分子雲同士の衝突による圧縮のシュミレーション結果 衝突による大質量星形成は速度および密度差を持つ分子雲が衝突することで引き起こされます。 下図が衝突のシュミレーションの結果です シミュレーションの初期条件は左側の小さく高密度な分子雲と右側の大きく低密度な分子雲が一定の速度で近づき衝突するというものです。 はじめに分子雲同士が衝突し、衝撃破面が形成されます。さらに衝突が進むと小さな雲は圧縮され、これによりガスの降着がスムーズに行われ大質量星、星団形成のトリガーとなると考えられています。 また、この衝突の結果分子雲に空洞ができバブル状構造ができると予測されています。 (Habe & Ohta 1992)
5
衝突確率=個数密度×衝突断面積×速度 各領域での特徴を明らかにする A A B B
360 350 A B 340 330 B 320 310 300 こちらはGRIMPSEの3.6-24ミクロンの画像です。上段中央が銀河中心で右側方向が第4象限です。 1段目の右端と2段目の左端、さらに2段目と3段目と繋がります。 この図の中で赤色(8ミクロン)で見えている構造の多くがバブルです。 分子雲の衝突確率は分子雲の個数密度と衝突断面積、つまり分子雲のサイズ、および分子雲間の平均的な速度分散で決まります。 名古屋大学では今後、NANTEN2などを複数の望遠鏡を用いたSpitzerバブルの広域COサーベイを計画しています。 これにより分子雲衝突による大質量星形成の詳細なメカニズムが明らかにされると期待されますが、 その際、実際の観測から、この3つのパラメータや分子雲の質量分布を、各領域について決定することは、 この計画を通した大質量星形成の研究にとって、基本的なパラメータを与える点で重要です。 なお、NANTEN2を用いたSpitzerバブルサーベイ計画については鳥居さんから詳しい発表があります。 ©Jet Propulsion Labaratory modified by Nakashima 衝突確率=個数密度×衝突断面積×速度 各領域での特徴を明らかにする
6
なんてん銀河面サーベイ (NANTEN Galactic Plane Survey:NGPS)
望遠鏡 『なんてん』4m電波望遠鏡 HPBW 観測輝線 12CO(J=1-0) 115.27GHz 観測領域 L=200-60[deg],|B|<10[deg]+α 観測グリッド 4[arcmin] (|b|<5[deg]) ノイズレベル ~0.2K 今回パラメータを求めるのに用いたデータがこちらのなんてん銀河面サーベイです。 このサーベイは1997~2003年にかけてチリ、ラスカンパナスで、名古屋大学が運営していた「なんてん」4m電波望遠鏡で行われました。 観測輝線は12COのJ=1-0の分子輝線です。 観測領域は銀径200~60°、銀緯±10°と非常に広い領域をカバーし、観測グリッドは銀緯±5°で4分角と高い空間分解能を持っています。 今回はこのデータのうち第3象限および第4象限の銀河面のデータ(銀径±2°)のデータを用いて検証を行いました。
7
Method 渦状腕に付随する分子雲をCPROPS (Rosolowsky&Leroy 2006)を用いて同定、速度分散
個数・質量密度を調べた。 渦状腕の分布はVallee(1995,2008)のモデルに従った。 各領域の距離はkinematic distanceを採用。分解能を合わせて同定を行う。 速度分散に大きな影響を与えると考えられるSuper shell およびtangrntial pointが渦状腕の構造中に存在する領域は対象から除外する 以下が検証の方法です。 COのデータより渦状腕の構造が判別できる領域に対して付随する分子雲をCPROPS packageを用いて同定を行い、各領域の分子雲の速度分散、個数・質量密度を求めました。 ここで速度分散は1個の分子雲が持つ速度分散ではなく、渦状腕中の分子雲の持つ平均速度からの速度差を指します。 今回、渦状腕の分布はVallee1995および2008のモデルを使用しました 各領域までの距離はkinematic distanceを採用しており、銀径方向に5°ごとに領域を切り出し、その領域では一様の距離を持つとして距離の決定を行いました。 そのうえで各領域のデータに対してgausian smoothingをかけて分解能を合わせて分子雲の同定を行いました。 速度分散に影響を及ぼすと考えられるsuper shell および渦状腕のtangential pointと考えられる部分に関しては除外して領域選定を行っています。
8
●Carina arm ●Crux arm (Vallee 2008)
Color:HI(LAB survey) Contour:12CO(J=1-0) ●Norma-Cygnus arm ●Perseus arm 左上の図は第4象限の銀径280~330の範囲でのなんてんで観測されたCOのl-v図上にvallee(2008)により予測された渦状腕の位置を重ねたものです 右上の図は同じ領域でCOのコントアにHIを重ねたものです。 これを見るとCOの強度と予測された渦状腕の位置は相関があり、さらにHIを用いることで渦状腕の構造がよくトレースできることがわかります。 各領域がどの渦状腕に付随するのかの判断はこの2枚の図から行いました。 下の2枚の図は第3象限の銀径205~260での上の2枚と同様の図です。 第3象限ではGRIMPSEのデータがなくバブルは同定されておりませんが、 比較のため今回は第3象限でも検証いたしました。 こちらもよく相関がとれており、HIの図中の強度の強い部分はLocal arm ,perseus arm,Norma-sygnas arm と判別できます。 Color:Vallee(2008) Contour:12CO(J=1-0)
9
Region B Region A ●Crux arm ●Carina arm Region D Region C ●Perseus arm
d=8-10[kpc] Region A Super shell (Matsunaga et al. 2001) d=1.5-2[kpc] ●Crux arm ●Carina arm d=5[kpc] Region D d=3-5[kpc] 最終的に先ほどの図などをもとに検証を行っていく領域をこのように決定しました。上の第4象限の図中にある赤い丸はMatsunaga et al.2001で求められているl-v図上でのsuper shell の位置です。 この領域とtangential pointを避けた結果 第4象限では Crux armに付随すると考えられる region a Carina armに付随すると考えられるregion b の2領域と決定しました。 また、第3象限では Local armに付随すると考えられるregion c Perseus armに付随すると考えられるregion d の合計4領域を選定し、以下ではこの領域に対して分子雲の同定および物理量の算出を行いました。 Region C d=1-2[kpc] ●Perseus arm
10
Results & Discussion 以下では、各領域での分子雲の同定結果とそれに伴う議論を行っていきます。
11
同定された分子雲 ー 603個の分子雲を同定 A 197 B 174 C 99 D 133
領域ごと銀径に対する速度変化を3次でfittingすることで渦状腕の速度分布を求める。 B A D 各領域でこのように分子雲が同定されました。 4領域で合計603個の分子雲が同定されています。 各領域ごとに同定された分子雲に対し、 銀径方向に対する速度の変化を3次関数でfittingすることで 渦状腕の速度分布を求め、そこからの分子雲の速度のばらつきを求めました。 C ー 渦状腕の速度分布
12
B -60<Vlsr[km/s]<-13 d=2[kpc] B 6<Vlsr[km/s]<40 d=8[kpc]
-2 300 295 Galactic Longitude[deg] Galactic Latitude[deg] B -60<Vlsr[km/s]<-13 d=2[kpc] 2 -2 295 290 Galactic Longitude[deg] Galactic Latitude[deg] B 6<Vlsr[km/s]<40 d=8[kpc] 2 -2 240 235 Galactic Longitude[deg] Galactic Latitude[deg] C 0<Vlsr[km/s]<40 d=2[kpc] 2 -2 210 215 Galactic Longitude[deg] Galactic Latitude[deg] D 20<Vlsr[km/s]<35 d=3[kpc] こちらはCPROPSで分子雲をどのように同定されたかを表した例です。 上の2枚は領域Bのnear side、far sideの積分強度図の上に同定された分子雲を重ねたものです。 また、下は領域C,Dのものです。
13
分子雲の物理量 質量 半径 A B A B C D C D 各領域で同定された分子雲の物理量です。
ヒストグラムのうち左の4枚が同定された分子雲の質量です。 領域A,Bでは主に10^4-10^5Msunの分子雲が C,Dではそれより一桁ほど小さい10^3-10^4の分子雲が同定されています。 また、右の4枚のヒストグラムは分子雲の半径です。 これも各領域ごとに見るとB,C,Dではほぼ同じようなサイズの分子雲を同定しています。 また、領域Aではそれに対して多少大きな分子雲を同定しているという傾向がみられます。
14
バブルに付随する分子雲の物理量 距離 半径 質量 上段:Fukui+ prep. 下段:This Work D B C A
これは、今回同定した分子雲とspitzer babbleに付随する分子雲を比較した図になります。 本研究での距離は2~5kpc 半径は本研究ではサイズの大きい分子雲もいくつか同定してはいますがおおむね同様であると考えることができます。 質量はどちらも10^3-10^6の分子雲を同定しておりピークが10^4-10^5程度で似たような傾向です。 このように、Spitzerバブルに付随する分子雲と本研究で同定した分子雲に統計的に大きな違いは見られません。 上段:Fukui+ prep. 下段:This Work
15
分子雲の速度分散 C,Dに対しA,Bは有意に速度分散が大きい。 先ほどfittingを行い求めました各領域での渦状腕の速度分布から
分子雲がどれだけ速度のばらつきを持つかを銀径に対してプロットしたものです。 RegionC,Dでは速度のばらつきは±10km/s程度に収まっていますが、 A,Bでは15~20km/sとA,BはC,Dに対して速度分散が大きいという結果が得られました。 C,Dに対しA,Bは有意に速度分散が大きい。
16
𝜎 𝑉 =7.5[km/s] 𝜎 𝑉 =10[km/s] 𝜎 𝑉 =3.6[km/s] 𝜎 𝑉 =5.0[km/s]
こちらが各領域での速度のばらつきのヒストグラムになります。このヒストグラムに対しガウス関数でfittingを行った結果が図中の色のついた線です。 こちらを見ていただきましてもA,BではC,Dよりも速度分散が大きいという結果が見て取れます。 各グラフの右上に表示しております、fitting結果のガウス関数の標準偏差を以下ではその領域の分子雲の速度分散として考えるものとします。
17
個数・質量密度の推定 A 315<L[deg]<320 -58<Vlsr[km/s]<-37
渦状腕の厚さ(銀河円盤に垂直方向)と奥行きが同じと仮定。 厚さにはHIの積分(速度・銀径)強度を用い、ピークのexp(-1)を採用した。 各領域内で奥行きは平均し一定とした。 A 315<L[deg]< <Vlsr[km/s]<-37 Region 奥行き[pc] A 400 B 200 C D 500 次に同定された分子雲の物理量を用いて個数および質量密度の推定を行います。 それに伴いまずは各領域での奥行き方向の長さを考えます。 今回は簡単のため領域の奥行きは渦状腕の厚さと同じであると仮定します。 渦状腕の厚さはHIの強度を速度、銀径方向5°ずつで積分したものを用い、ピーク強度の1/eの幅を厚さとして採用し、奥行きを計算しました。 たとえばこの図はRegion AでのHIの積分強度になります。この強度のピークの1/e、この図の黒い線での、青い線との交点の幅、赤いラインの間を厚さとしました。 4つの各領域内で奥行きは同じであると考え、各箇所で求めた平均値を領域の奥行きとして計算を行った結果がこちらの表になります。 以下ではこの値を用いて密度の算出を行います。
18
r>5[pc],M>4600M◉の分子雲のみを以下では考慮する
質量 半径 A B A B C D C D 個数密度、質量密度を求めるにあたって最も遠距離の領域で検出される最小な大きさ、質量以下の分子雲は考慮せずに密度を算出します。 これは、近くの領域では小さな分子雲まで同定できるのでこのままでは公平な比較を行うことができないと考えられるからです。 最も遠いのはregion Dの5kpcでありその領域で検出された最も小さい分子雲を基準として、それより小さく軽い分子雲、半径5pc,質量4600M以下のものは除外しました。 なお、region B、carina armのfar sideの領域は距離が遠く、10^5Msun以上の巨大分子雲のみしか検出できず、そこに基準を設けてしまいますとGMCのみの比較となってしまいますので以下では除外して考えます。 ですのでこのグラフにおいて赤い線よりも左側の分子雲は除外します。
19
個数・質量密度 個数・質量密度ともにC,Dに対してA,Bでは有意に大きい 質量密度[M◉/kpc3] 個数密度[kpc-3]
これが先ほどの分子雲に対して求めた各領域での個数密度、質量密度を銀径で5度ずつ切ってプロットしたものです。 それぞれに領域A,BではC,Dに対して個数密度で1桁ほど、質量密度で1~2桁ほど大きくなるという結果が得られました。 r>5pc,M>4600M◉の分子雲のみ 個数・質量密度ともにC,Dに対してA,Bでは有意に大きい
20
衝突確率の推定 衝突確率 𝑷~𝒏𝝈𝑽 平均自由時間 𝒕 𝐟𝐫𝐞𝐞 = 𝟏 𝑷
Region A,Bでは分子雲の速度分散、個数・質量密度がC,Dに比べ大きい。 衝突確率もC,Dに対し高くなることが予想される。 衝突確率 𝑷~𝒏𝝈𝑽 平均自由時間 𝒕 𝐟𝐫𝐞𝐞 = 𝟏 𝑷 ここまでの結果でRegion A,BではC,Dと比べ渦状腕に付随する分子雲の速度分散、個数・質量密度が大きいという結果が得られました。 このことから分子雲の衝突確率もA,BではC,Dに対し高くなるということが予測されます。 分子雲の衝突確率は簡単な式で書くとこのように個数密度×衝突断面積×速度分散という式で書くことができます。 以下では各領域に対してこれまでに求めた個数密度、速度分散を用いて衝突確率の逆数である平均自由時間を算出し比較をを行います。 𝑛:個数密度 𝜎:衝突断面積 𝑉:速度分散 A,Bでは分子雲の衝突が起こりやすい 𝜎はサイズの大きい分子雲(分子雲の半径:r>15[pc])に依存する。(Fukui+ preprint) 各領域ごとにパラメータを算出し、衝突確率を求めた。
21
分子雲の衝突断面積はサイズの大きい分子雲の大きさに依存する →衝突断面積𝜎はr>15[pc]である分子雲の断面積の 平均値を採用する。
平均値を採用する。 個数密度n、速度分散Vは先に求めた値を採用。 分子雲同士の衝突の際の衝突断面積は大きさの異なる分子雲の衝突を考えるとサイズの大きい分子雲の大きさに依存すると考えられます。 今回はサイズの大きい分子雲をFukui et alの値を採用し、半径15pc以上のものとして、衝突断面積を計算しました。 断面積以外の個数密度、速度分散は先に求めた値で領域ごとに平均した値を用いて計算を行いました。
22
銀河外縁部では観測されるバブルが少ないと予測
各パラメーターとr>15[pc]の分子雲の平均自由時間 𝑡 free Region n [10-7 pc-3] 𝝈 [103 pc2] V [km/s] tfree [Myr] A 30 3 20 5 B 50 1 15 8 C 2 7.2 100 D 10 200 分子雲の寿命:~107yr A,Bでは分子雲が一生のうち1回程度衝突が起こる。 バブルの多い領域(A,B)での衝突確率が20~40倍高い →衝突による構造はこの領域でのみ多くなる こちらが半径15pc以上の分子雲の平均自由時間になります。 領域A,Bでは平均自由時間はMyrのオーダー、C,Dでは100Myrのオーダーであると求まりました。 分子雲の寿命は大体10Myr程度ですのでA,Bの値を考えると分子雲が一生のうち1回程度衝突を起こすと考えられます。 衝突確率にしますとA,BはC,Dに対し20~40倍程度高くなり、 衝突により形成される構造、SpitzerバブルはA、Bでのみ多くなると考えられます。 すなわち、銀河外縁部では観測されるバブルの数は現在、バブルが同定されている領域に対して少なくなるということが予測されます。 銀河外縁部では観測されるバブルが少ないと予測
23
今後の展望 第1、第2象限の渦状腕が判別できる領域に対し同様の解析を行い、サンプル数を増やす。
第4象限の渦状腕の判別ができない領域に関して13COのデータを用い、同定を行う。 さらに広い領域でバブルの同定がなされた場合、バブルが外縁部で少なくなるという予測の検証を行う。 今後の展望としましては現在第3及び第4象限で行った今回のような検証を第1象限、第2象限に対しても行い、サンプル数を増やして議論を行うことを考えています。 第2象限に関しては今回用いたなんてん銀河面サーベイのデータはないので他のデータを用いて検証を行う予定です。 また、今回使用しなかった領域に関しては12CO、HIで渦状腕の同定が行えませんでしたので、その領域に対して13COのデータを用いることで同定を行いうことを考えています。 バブルの同定は現在GRIMPSEの領域でのみ行われていますがこれに関しましても領域が広がり、バブルが同定され次第今回得られた予測の検証を行っていきます。
24
summary 第4象限の領域では渦状腕に付随する分子雲の速度分散が大きくなる。 分子雲の個数、質量密度も同様の傾向がみられる。
→分子雲衝突の確率が他の領域より高い。 まとめになります。 今回の検証で第4象限の領域A,BではC,Dに対して渦状腕に付随する分子雲の速度分散が有意に大きくなるという結果が得られました。 また、同定した分子雲の個数、質量密度に関しても同様にA,Bの方が1桁程度大きくなるという傾向がみられました。 これらの結果を用いて衝突確率を求めたところA,Bでは分子雲衝突の確率がC,Dと比較して高くなります。 これらのことから衝突確率の低い銀河系外縁部ではバブルの数が有意に少なくなるということが予測されます。 この予測に関しましては今後外縁部でのバブルの同定が行われ次第検証を行っていく予定です。 以上で発表を終わります。 衝突確率の低い銀河系外縁部ではSpitzerバブルが少なくなることが予測される。 この領域では衝突が起こりやすいと考えられ、Spitzerバブルの衝突による形成説を支持する。
Similar presentations
© 2025 slidesplayer.net Inc.
All rights reserved.