なんてん」銀河面サーベイによるspiral arm中の分子

「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)
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
Green:8µm Red:24µm
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
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
(Habe & Ohta 1992)
A
360
350
B
A
330
340
B
320
310
300
©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
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 2.7’@115GHz
• 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
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
●Carina arm
●Crux arm
(Vallee 2008)
●Norma-Cygnus arm ●Perseus arm
Color:HI(LAB survey)
Contour:12CO(J=1-0)
Region B
d=8-10[kpc]
Region A
Super shell
(Matsunaga et al. 2001)
d=1.5-2[kpc]
d=5[kpc]
Region D
Region C
●Crux arm
●Carina arm
d=3-5[kpc]
d=1-2[kpc]
●Perseus arm
Results & Discussion
同定された分子雲
603個の分子雲を同定
B
A 197 B 174
C 99 D 133
A
D
C
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。
ー渦状腕の速度分布
2
0
-2
300 Galactic Longitude[deg] 295
Galactic Latitude[deg]
C
0<Vlsr[km/s]<40 d=2[kpc]
2
0
-2
240
Galactic Longitude[deg]
235
B
Galactic Latitude[deg]
-60<Vlsr[km/s]<-13 d=2[kpc]
D
Galactic Latitude[deg]
Galactic Latitude[deg]
B
6<Vlsr[km/s]<40 d=8[kpc]
2
0
-2
295
Galactic Longitude[deg]
290
20<Vlsr[km/s]<35 d=3[kpc]
2
0
-2
215
Galactic Longitude[deg]
210
分子雲の物理量
質量
半径
A
B
A
B
C
D
C
D
バブルに付随する分子雲の物理量
距離
B
C
D
A
上段:Fukui+ prep.
下段:This Work
半径
質量
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。
𝜎𝑉 =10[km/s]
𝜎𝑉 =7.5[km/s]
𝜎𝑉 =3.6[km/s]
𝜎𝑉 =5.0[km/s]
個数・質量密度の推定
• 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]<320 -58<Vlsr[km/s]<-37
Region
奥行き[pc]
A
400
B
200
C
400
D
500
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・質量密度
個数密度[kpc-3]
質量密度[M◉/kpc3]
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
衝突確率の推定
• 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
平均自由時間
𝑷~𝒏𝝈𝑽
𝒕𝐟𝐫𝐞𝐞 = 𝟏 𝑷
𝑛:個数密度 𝜎:衝突断面積 𝑉:速度分散
• 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。
• 個数密度n、速度分散Vは先に求めた値を採用。
各パラメーターとr>15[pc]の分子雲の平均自由時間𝑡free
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
8
2
7.2
100
D
2
2
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
銀河外縁部では観測されるバブルが少ないと予測
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。
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。
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。

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