UH88望遠鏡を⽤用いた⾼高銀緯分⼦子雲HLCG92-35におけるT	  Tauri型星探査	  ⼤大朝由美⼦子、⼤大島吾⼀一（埼⽟玉⼤大学） 			

イントロダクション

結果•考察

T Tauri型星(TTS)

結果●TTSとは、変光を示す前主系列星の段階であり、G~M型のスペクトル	型を示す。Hαの輝線を持つ天体として定義される。	
●特徴	 •Hα輝線 ‒ 星周円盤の中心星付近の電離	•変光 ‒ フレア、ホット•コールドスポット、星周円盤による遮蔽	
•X線放射 ‒ 星表面の磁場活動	•赤外超過 ‒ 星周円盤•エンベロープの再放射	

分子雲	
HLCG92-35	
MBM32	
検出天体数	
870	230	
WHα>10Å	1	0	Hα輝線天体数	49	11	WHα<10Å	48	11	

高銀緯分子雲(HLC)●銀緯b> 30 の分子雲	
●特徴	
•低密度	•距離が近い	●高銀緯で同定されている	
前主系列星	→全天の~2％程度	

先行研究例

Hα輝線の見られた天体のスペクトル	

Hα輝線	

Hα輝線	

横軸：ピクセル 縦軸：カウント	
波長域：wide Hα(6265~6765Å)	

スペクトル型の決定●Dwarf	  Archiveからスペクトルテンプレートを作成	  	  →	  	  観測スペクトルと比較	  (Dwarf Archive : http://spider.ipac.caltech.edu/staff/davy/ARCHIVE/index.shtml)	
⇒スペクトル型を決定	
銀河面のCOマップ：本研究の観測領域	

Object Type	
All-Sky[個]	
b > 30 	
Young Stellar Object	
2809	 13個	
0.46%	Pre Main Sequence Star	
641	
30個	 4.7%	
T Tauri Star	
1188	 58個	 4.9%	
Variable Star of the Orion Type	 729	0個	 0%	
同定されている前主系列星の数(SIMBADを用いて調べた)	

●Hearty et al.1999	
HLC MBM12に対する可視分光観測によるTTS探査	
→8個のTTSを同定	
銀河面の分子雲と比較すると、HLCは分子雲密度が低いので、HLCの	星形成の描像が異なると考えられている。	
しかし、HLCに対して行われたTTS探査などの星形成の研究は報告例	が少なく、HLCの星形成の様子は明らかになっていない部分がある。		

目的

TTS探査の行われていないHLC(HLCG92-35、MBM32)において、星形成	が起きているか、銀河面の分子雲と比較して星形成の特徴に相違はある	のかを探る。	
⇒Hα輝線探査を目的とした可視分光観測によりTTSを探査する。	

観測
観測領域

距離の妥当性●下記の2つの方法で求めた絶対等級を比較	
•分光観測から決定したスペクトル型	 •USNOデータのVバンド等級	+星間減光(Av)補正(13CO強度 or 赤化量から算出)	
•TTSの年齢(1〜30Myr)	+距離(d)の仮定	
•理論進化トラック(Baraffe et al.1998)	
絶対等級	
絶対等級	
2つの方法で求めた絶対等級が一致	
→HLC中に存在⇒TTS候補天体	

分子雲	 HLCG92-35	
MBM32	+2	+2	TTS候補数	
12	-6	3	-1	

TTSのその他の特徴●同定したTTS候補天体に、TTSの特徴がみられるか調べた	
TTSの特徴	手法	

HLCG92-35	
MBM32	
1	0	0	0	1	ー	

赤外超過の有無	
2MASS,WISEによる(J-H)/(K-L)の2色図	
X線検出の有無	 ROSAT All Sky Surveyによる検出有無	
変光現象の有無	埼玉大学55cm望遠鏡を用いた測光観測	

空間分布●同定したTTS候補天体	  	  	  	  	  を分子雲マップにプロット	

HLCG92-35	

●TTSの探査観測が行われていないHLC	分子雲	
HLCG92-35	
銀経	〜92 	
銀緯	〜-35 	
R.A.(J2000)	
〜23h03m	
DEC(J2000)	 〜+21d20m	
距離[pc]	 150(110〜260)	

：TTS候補天体	

MBM32	~147 	~40 	~09h32m	~+65d51m	~100	

HLCG92-35 13CO強度マップ	
(Yamamoto et al.2003)	

MBM32 12CO強度マップ	
(Wouterloot et al.2000)	

TTSは分子雲密度の高い部分には位置しておらず、その周縁部に位置している。	
星形成の進んだ領域であると考えられる。	

星形成率•星数密度

Yamamoto et al.2003 Wouterloot et al.2000	
MBM32	：観測領域	

分子雲	HLCG92-35	
MBM32	Taurus	
Cha I north core	
距離[pc]	~150	 ~100	 140	160	
質量[Mo]	~64	~21	 104	20	
ガス密度[cm-3]	~102	~102	 102~103	 1~2 104	Yamamoto et al.2003	
星間減光AV[mag]	 0〜2	0~1	 5〜10	5~20	+0.5	+2.2	
Wouterloot et al.2000	
星数密度[個/pc2]	 3.0	-1.7	
3.4	-1.2	 5~14	280	
Oasa et al.1999	
+0.3	+2.2	Lada.1998	
星形成率[%]	
2.6	-1.2	
1.5	-0.7	 2~9	33	

銀河面付近にある分子雲と比較 →星形成率は小さい。	

可視分光観測星形成が起こる効率が低く、穏やかな星形成が起こっていると考えられる。	
UH88+WFGS2を用いて取得した分光画像	

望遠鏡	
ハワイ大学2.2m望遠鏡(UH88)@マウナケア山	
Wide Field Grism Spectrograph 2(WFGS2) 	
観測装置	
+ Tektronix CCD カメラ +grism +wide Hα(6265~6765Å)フィルター	視野	
〜11ʼ.5 11ʼ.5	
観測日	
2012年2月17日、9月18•19•23日	

可視測光観測望遠鏡	 埼玉大学55cm望遠鏡@さいたま市	
FLI ML-4710-DD CCD カメラ	+ R(〜6490Å)バンドフィルター	
主焦点：〜32ʼ 32ʼ	視野	
カセグレン焦点：〜13ʼ 13ʼ	
観測日	
2012年10月〜12月(15夜)	

まとめ●TTS探査の行われていない2つのHLC(HLCG92-35、MBM32)に対して、	
UH88+WFGS2、埼玉大学望遠鏡を用いて可視分光/測光探査観測を行った。	
●•HLCG92-35で形成された可能性があるTTS天体を12個同定した。	
•MBM32で形成された可能性があるTTS天体を3個同定した。	
⇒HLCG92-35、MBM32で星形成が起きている兆候を捉えた。	
●2つのHLCに対して、TTS候補天体の空間分布、星形成率、星数密度を求めた。	
⇒HLCは、銀河面付近の分子雲と比較すると、効率の低い星形成を起こしている	と考えられる。	

観測装置	

埼玉大学55cm望遠鏡	

●今後、高分散分光観測によりLi吸収の検出や温度の算出を行い、TTSと確認し、	星形成の描像を明らかにしていく。