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ゆきささどひら
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2006 年木曽シンポジウム木曽可視広視野カメラを用いた暗黒星雲のマルチバンド観測ー減光量と散乱光と分子輝線ー土橋一仁 ( 東京学芸大学 ) 内容 [1]

[2] DSS に基づく暗黒星雲アトラス [3] 木曽シュミット鏡を用いたこれまでの研究 (@ 学芸大学 ) [4] 電波望遠鏡等とのタイアップ (

1 2006 年木曽シンポジウム木曽可視広視野カメラを用いた暗黒星雲のマルチバンド観測ー減光量と散乱光と分子輝線ー土橋一仁 ( 東京学芸大学 ) 内容 [1] 木曽広視野カメラは暗黒星雲の研究に適している! [2] DSS に基づく暗黒星雲アトラス [3] 木曽シュミット鏡を用いたこれまでの研究 (@ 学芸大学 ) [4] 電波望遠鏡等とのタイアップ ( ガスとダストのマルチバンド観測 ) 木曽広視野カメラは暗黒星雲の研究に適している! 暗黒星雲は銀河面に広く分布している暗黒星雲を大々的に観測して減光量の分布を調べるためには広い視野を持つシュミット望遠鏡が不可欠 CCD 化されて以来せっかくの広い視野が狭くなってしまった広視野カメラに期待! 広い視野を保つことは重要視野の広い昔の写真乾板のデータを使うと暗黒星雲の全天アトラスさえ実現できる ( 撮影著作権 : 福島英雄氏 ) DSS に基づく暗黒星雲アトラスの作成東京学芸大製カタログ付きの暗黒星雲アトラスついに完成! 2005 年 2 月末やっと日本天文学会発行の学術雑誌 PASJ の特集号として出版することができました木曽観測所の皆様ご声援ありがとうございました

2 Taurus Orion Serpens Ophiuchus この減光量は銀緯 b 40 の範囲を完全に網羅暗黒星雲の広域分布を調査するのにとても便利この研究で作成したデータ (Av マップ ) のデジタル版は下記の URL で閲覧利用できます http ://astro.u-gakugei.ac.jp/ ~tenmon/atlas/index.html ぜひご利用下さい木曽のホームページからもリンクを張ってください

3 Web Site for the Data Download Individual Regions For Astronomer Download FITS You can define the region to see and download by Coordinates (box) Coordinates( center+radius) Cloud names Contour map Contour map

Download Catalog Overlay Fitsデータの例銀河中心方向 Region 1 ダウンロードしたデータは ds9等の適当なツールで誰でも簡単に利用できる木曽シュミット鏡を用いたこれまでの研究 (@ 学芸大学) ２つの研究例 L1251 ケフェウス座にあるコメット状の暗黒星雲 Sato

4 Download Catalog Overlay Fitsデータの例銀河中心方向 Region 1 ダウンロードしたデータは ds9等の適当なツールで誰でも簡単に利用できる木曽シュミット鏡を用いたこれまでの研究 (@ 学芸大学) ２つの研究例 L1251 ケフェウス座にあるコメット状の暗黒星雲 Sato et al L1251 2kCCDを用いたL1251のAvマップ C18O(J=1-0) Kandori et al スターカウントによる角度分解能6 ノイズレベル~0.5 mag 星形成の起きているhead 13CO(J=1-0) 星形成のないtail 13CO C18Oの分子輝線のマップにそっくり

色超過 E(B-V) マップスターカウントによる Av マップとは分布が若干異なるダストの性質が異なる Kandori et al. 2003 E(B-V) 対 E(V-I) head と tail で異なる相関がある head の濃い部分では Rv が 6 程度 Cardelli et al. (1989) Kandori et al. 2003 Rv=6.

5 色超過 E(B-V) マップスターカウントによる Av マップとは分布が若干異なるダストの性質が異なる Kandori et al E(B-V) 対 E(V-I) head と tail で異なる相関がある head の濃い部分では Rv が 6 程度 Cardelli et al. (1989) Kandori et al Rv=6.5 Tail ( 星形成無 ) Rv=3.1 Head ( 星形成有 ) Rv の 2D 分布 Rv は原始星周囲で特に大きい安直に考えると星形成の起きるような濃い部分ではダストが成長している Polaris Cirrus 中の分子雲コア分子ガスとダストの関係を探るための多波長観測 Polaris Cirrus とは, 北極星の方向に広がる希薄な星間雲である. このような cirrus の中にも,NH3 等の高密度トレーサーで検出される分子雲コアが 2 個存在する. Polaris Cirrus とは, 北極星の方向に広がる希薄な星間雲である. このような cirrus の中にも,NH3 等の高密度トレーサーで検出される分子雲コアが 2 個存在する. そのうちの1つが, MCLD である. そもそも... どうしてこのような希薄なcirrus 中にコアがあるのだろう? 化学組成や物理状態はどうなっているか? また, どのような進化段階にあるか? このような疑問を解明するために我々は木曽シュミット鏡 (UBVRI) と野辺山 45m 鏡 (13 種類の分子, 計 17 輝線 ) を用いたマルチライン観測を行った.

木曽シュミット鏡によるイメージ各分子輝線の積分強度図細かい分布は様々であるが, コアの内部に 3 つのサブコア (A,B,C) の存在を確認 C 34 S C 34

(e.g., 輝度 Aλ when τ(λ)<<1) モンテカルロ法を用いた散乱光の波長依存性の計算を行いダストの物理量とその変化を追跡中!

3Mo B 0.2Mo C 0.6Mo サブコアの力学的安定性について調べるビリアル平衡質量 M core を一定とし外圧 P ext を半径 R の関数とすると.

サブコア内部の温度 ( 線幅から計算したドップラー温度 ) と等しいと仮定 P ext [K cm -3 ] 0.8 10 6 1.1 10 6 2.

3 10 6 R = S π S=HC3N の積分強度図でピークの半値で決まる面積 ( 立体角 ) しかし R, サブコアの質量は小さく R min, [pc]

6 10 な変化で -2, 収縮に転ずる可能性が高いと考えられる 0.8 10-2. 2.3 10-2 1.

(1992) CCS, HC3N の存在比コアの化学的進化を反映 Taurus 領域など,49 個の分子雲コアで N[CSS], N[HC3N]( 柱密度 ) を測定.

6 木曽シュミット鏡によるイメージ各分子輝線の積分強度図細かい分布は様々であるが, コアの内部に 3 つのサブコア (A,B,C) の存在を確認 C 34 S C 34 S CS CCS HC 3 N A B C 5 程度のサイズを持つコアがはっきと見えるさらに内部に 3 個のサブコアの存在が確認できる散乱光の輝度は減光量を反映 (e.g., 輝度 Aλ when τ(λ)<<1) モンテカルロ法を用いた散乱光の波長依存性の計算を行いダストの物理量とその変化を追跡中!( 福原小笹ら北大グループと協力 ) 13 CO C 18 O HCO + SO C 18 O より推定される LTE 質量は, 全体 3 Mo A 0.3Mo B 0.2Mo C 0.6Mo サブコアの力学的安定性について調べるビリアル平衡質量 M core を一定とし外圧 P ext を半径 R の関数とすると... 4πR 3 P ext = 3M corekt 3GM 2 core μm H 5R 外圧内圧自己重力安定解を持つためには P ext <P max R>R min という 2 つの条件を満たさなければならない. Pext と R の推定 P ext = n ext kt ext A B C n ext = サブコア内部の平均的な水素分子密度の半分 T ext = サブコア内部の温度 ( 線幅から計算したドップラー温度 ) と等しいと仮定 P ext [K cm -3 ] P ext <P max P max [K cm -3 ] R = S π S=HC3N の積分強度図でピークの半値で決まる面積 ( 立体角 ) しかし R, サブコアの質量は小さく R min, [pc] 外圧の変化の影響を受けやすい [pc] ので -2, 表面に加わる外圧の微妙な変化で -2, 収縮に転ずる可能性が高いと考えられる R>R min よって, 個々のサブコアは力学的に安定であるものと推定されるサブコアの化学的進化段階 Suzuki, Yamamoto et al. (1992) CCS, HC3N の存在比コアの化学的進化を反映 Taurus 領域など,49 個の分子雲コアで N[CSS], N[HC3N]( 柱密度 ) を測定. このアイデアが定性的に正しいことを示した. サブコアの化学的進化段階本研究では... Suzuki, Yamamoto et al. のコアに対して,N(C 18 O) のデータ (Myers et al. 1983;Benson & Myers 1998) を追加することでN(H2) を求め,n[CCS] とn[HC3N]( 存在比 ) を推定し直した. さらに, コアの物理的進化の指標となる星形成活動 ( 付随するYSOの有無 ) の再調査も行った. Polaris の 3 つのサブコアを比較 L1495B L1521E

ミリ波分子輝線のデータから Polaris cirrus 中のコアは重力収縮を起こす直前の状態にあるらしい

分子ガスの化学的進化段階や密度とどういう相関があるのかないのか調査が可能 ( これから比較します )

で行った研究をもっと大々的かつ徹底的に行うためには可視光のデータ木曽可視広視野カメラはとても強力なツール!

そこで重要となるのが日本大学連合電波望遠鏡構想大阪府立大学 ( 小川米倉 ) 東京大学 ( 半田河野 )

[1] VST リニューアル [2] 新 2m 鏡目玉は東大製のオペレーティングシステム大阪府立大製の 2SB

7 ミリ波分子輝線のデータから Polaris cirrus 中のコアは重力収縮を起こす直前の状態にあるらしい分子輝線の強度分布は様々サブコアの相対的な進化段階を反映可視光帯の減光量のデータとの比較分子ガスの化学的進化段階や密度とどういう相関があるのかないのか調査が可能 ( これから比較します ) 電波望遠鏡等とのタイアップ ( ガスとダストのマルチバンド観測 ) L1251 や Polaris cirrus で行った研究をもっと大々的かつ徹底的に行うためには可視光のデータ木曽可視広視野カメラはとても強力なツール! 電波のデータ広い領域を掃天観測できる暗黒星雲 ( 分子雲 ) 探査専用の中小口径電波望遠鏡が不可欠そこで重要となるのが日本大学連合電波望遠鏡構想大阪府立大学 ( 小川米倉 ) 東京大学 ( 半田河野 ) 東京学芸大学 ( 土橋西浦 ) および熱心な学生諸君 2 台の電波望遠鏡を打ち立てる! [1] VST リニューアル [2] 新 2m 鏡目玉は東大製のオペレーティングシステム大阪府立大製の 2SB 受信機 13CO,12CO (J=2-1) の同時受信を実現学芸大製のチョッパーと電波分光器回転チョッパー音響光学型電波分光計 (AOS) 本格的に再稼働! VST リニューアル

を利用した減光量のバーチャル望遠鏡を作ろう土橋西浦濃密な分子雲コアの探査に特に有効可視光 DSS で見た天の川銀河中心方向

8 急ピッチで建設調整中新２m電波望遠鏡さらにもう一台学芸大製バーチャル望遠用可視光の減光量マップ単色 DSSを利用した暗黒星雲のデータベースホームページこれをさらに増強して近赤外線のデータベース 2MASS を利用した減光量のバーチャル望遠鏡を作ろう土橋西浦濃密な分子雲コアの探査に特に有効可視光 DSS で見た天の川銀河中心方向へびつかい座領域近赤外線 2MASS で見た天の川暗黒星雲は濃い部分分子雲コアしか見えないへび遣い座の暗黒星雲 E(J-H) DSS 可視光 2MASS 近赤外線

9 2 台の電波望遠鏡とバーチャル望遠鏡と木曽広視野カメラで暗黒星雲をどんどん観測して暗黒星雲のガスとダストの研究を進めよう!

2011 年度第 41 回天文天体物理若手夏の学校 2011/8/1( 月 )-4( 木 ) 星間現象 18b 初代星形成における水素分子冷却モデルの影響平野信吾 ( 東京大学 M2) 1. Introduction 初代星と水素分子冷却ファーストスター ( 初代星, PopIII) は重元素を

2011 年度第 41 回天文天体物理若手夏の学校 2011/8/1( 月 )-4( 木 ) 星間現象 18b 初代星形成における水素分子冷却モデルの影響平野信吾 ( 東京大学 M2) 1. Introduction 初代星と水素分子冷却ファーストスター ( 初代星, PopIII) は重元素を 2011 年度第 41 回天文天体物理若手夏の学校 2011/8/1( 月 )-4( 木 ) 星間現象 18b 初代星形成における水素分子冷却モデルの影響平野信吾 ( 東京大学 M2) 1. Introduction 初代星と水素分子冷却ファーストスター ( 初代星, PopIII) は重元素を含まない原始ガスから形成される宇宙で最初に誕生する星である初代星はその後の星形成や再電離など宇宙初期の天文現象に強く関係し