HⅠ輝線を用いた 高銀緯分子雲の観測的研究

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1 HⅠ輝線を用いた 高銀緯分子雲の観測的研究
國安　ヨハン

2 分子雲形成及び星形成 原子ガス HⅠ 分子雲 H2 分子雲 CO 恒星 分子雲とは主に水素分子（H2）からなる恒星誕生の場
分子雲は宇宙空間に広がる原子ガス（主に中性水素ガス）から形成される しかし，どのように形成されるか（起源・要因etc），詳しいことは良くわかっていない 中性水素とは電離していない水素のことで，天文学では[HⅠ]と表記する ところで，右図のようにガスが徐々に収縮していく過程を 「分子雲の進化」と呼ぶ 原子ガス HⅠ 分子雲 H2 分子雲 CO 恒星

3 高銀緯分子雲（銀河から離れた位置に存在する分子雲）
高銀緯領域：約｜b（銀緯）｜≧20°の領域 1.太陽系に近い　MBM53～55の場合150pc程度（推定値） 2.視線方向上で他の天体と重なる可能性が低い 3.金属量が少ない（ハロー中に存在する為） 分子雲形成の研究に適している 今回は電波輝線（HⅠ）を用いて観測を行った

4 電波も可視光も電磁波の一種 電波は可視光と比べると波長が長い
スペクトルとは 電波も可視光も電磁波の一種 電波は可視光と比べると波長が長い 太陽光をプリズムに通すと光が分散する 所々に暗線が見える 熱した塩化ナトリウムの光をプリズムに通す 連続スペクトル 吸収線 輝線スペクトル 電波においても ・波長の長さが色に対応する（連続波という） ・決まった周波数で，様々な分子・原子に対応するスペクトルがある

5 電波によるHⅠ輝線観測 電波領域におけるスペクトル線 HⅠ，CO，H2O，etc… ・これらのうち，HⅠの静止周波数は1.42GHzであり
　アマチュア無線用の機材でも観測可能 和歌山8m電波望遠鏡 自作2m電波望遠鏡

6 観測機材の特性 自作2m電波望遠鏡 和歌山8m電波望遠鏡 ・分解能：2°（理論値） ・Tsys：626K（観測当日）
・帯域：約15kHz（32MHz， 　　　　　2048ch） ・積分時間:25sec ・検出限界感度：70Jy ・観測日時：9月29日 ・分解能：9.61°（理論値） ・Tsys：1500～2500K ・帯域：25kHz ・積分時間：1sec ・検出限界感度：(Tsys2000Kとして)22000Jy ・観測日時：9月22～27日 感度は，当然の事ながら8m電波望遠鏡の方が上 角度分解能，速度分解能も8mの方が上 開口能率はともに50%を想定（詳しい測定が必要） 1Jy=1.0＊10-26Wm-2Hz-1　

7 スペクトルは受信機の周波数コンバータ（ラジオのチューニング機構と同じ）により手動で取得 Tsys=1818K，Tk（輝度温度）=4000K，
観測結果（2m電波望遠鏡） HⅠ輝線 スペクトルは受信機の周波数コンバータ（ラジオのチューニング機構と同じ）により手動で取得 Tsys=1818K，Tk（輝度温度）=4000K， 観測領域：（赤経，赤緯）=（23h，00min,20°）付近

8 ４つのデータを平均，図中の式でベースラインを補正 また，ベースラインは図の点線（-44.5K）で取った Tsys=626K，Tk=60K
観測結果（8m電波望遠鏡） HⅠ輝線 ４つのデータを平均，図中の式でベースラインを補正 また，ベースラインは図の点線（-44.5K）で取った Tsys=626K，Tk=60K 2m電波望遠鏡で観測した点の一部

9 2m電波望遠鏡で得られたマップ（MBM53～55付近）
赤 → 緑 → 青 の順で相対的に地球に向かってくる速度が大きくなる 紫は多数の速度成分を持つ輝線スペクトルが検出された点 但し後に述べるように、この結果については考察中

10 考察（不可解な観測結果） 自作した2m電波望遠鏡でHⅠスペクトルを検出できた？ 但し，感度が劣る2m電波望遠鏡の方がTkが高い（約66倍）
銀河中心に向け，スペクトルが検出されることは確認した さらに、開口能率測定等、重要な測定が残っている 原子ガスが空間的な拡がりを持っている可能性？ 図の大円内では一様にTk=60Kと仮定 2m電波望遠鏡のビームサイズ ビームサイズ→円で仮定すると，2mは8mの23倍程度 ガスの拡がりが5°程度であれば，予想される2mのTk=60＊23=1380(K) 8m電波望遠鏡のビームサイズ

11 考察（不可解な観測結果） 分子雲が速度的にも拡がりを持っている？ 観測帯域内に当方に分布していると仮定
2mの帯域幅（25kHz=5.3ｋｍ/s） 分子雲が速度的にも拡がりを持っている？ 観測帯域内に当方に分布していると仮定 1km/s当たり60/3.3=18.2K（8mでの結果） さらに空間的な拡がりを考慮すると 予想される2mのTk=18.2＊23＊5.3=2216K 8mの帯域幅（15kHz=3.3km/s） 2mの感度，条件などを考慮すると明らかに低い値 その他の要因としてはポインティング（望遠鏡の向き）　誤差 ・8mは観測当日追尾装置が不調だった ・2mの角度調整は手動 さらには，開口能率の詳しい測定が必要

12 基本的な方針としては追観測を行いたい（2mの観測結果が偽である可能性もある） 但し，諸事情により2m電波望遠鏡は一月まで撤去される
今後の課題 解析の妥当性 8m電波望遠鏡での観測は当日悪天候の為，ベースライン（輝線がないと見なせる場所）のうねりが見られた これらを合成して平均を取っている為，誤差が入っている→実際にはTkはもっと高い？ 2mも8mも銀河中心（強度がよくわかっている天体）を観測したデータがあるので，それを使った解析（2mと8mにおける観測値の相互関係） 基本的な方針としては追観測を行いたい（2mの観測結果が偽である可能性もある） 但し，諸事情により2m電波望遠鏡は一月まで撤去される

13 観測してみたい対象：HLCG92-35 なんてん電波望遠鏡無バイアスサーベイ（過去のデータに捕らわれない）により発見
東側では，12CO(J=1-0)の強度が弱い→原子ガス内での進化の不一致を示している？ 過去の爆発的現象が関与？ Yamamoto．et　al.（２００３） カラー：HⅠ コントア：12CO（J=1-0） 次に8m電波望遠鏡で観測を行う機会があれば，ぜひ観てみたい天体 特に速度構造を知りたい