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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 on theme: "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"— 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 低エネルギー 高エネルギー 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

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11 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

12  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

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14 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
     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

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

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21 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.

22 Kuboi & Shimbo 分子雲形成領域

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25 化学組成を手がかりとした 星形成過程の探求
    富士山頂サブミリ波望遠鏡の成果    炭素の形態変化と分子雲形成の関連を実証        C+ → C → CO        他の分子ではどうか?  

26 暗黒星雲TMC-1におけるスペクトル線サーベイ
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

27 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

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

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

30 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

31 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

32 □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

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34 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

35 ALMA計画の現状 米欧が協定を結んで建設開始 (2002) Baseline ALMA 12 m 望遠鏡64台
米欧が協定を結んで建設開始 (2002)   Baseline ALMA    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

36 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
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

37 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、
  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

38 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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