ASJ MEETING IN SENDAI!

SEPTEMBER 10-12, 2013!! ! ! ! !

NROレガシープロジェクト：銀河面COサーベイ
梅本智文、久野成夫、廣田明彦、南谷哲宏、諸隈佳菜、新永浩子、本間希樹、水野範和、樋口あや（国立天文台）、半田利弘、面高俊宏、中西裕之、松尾光洋、小澤武揚（鹿児島大）、大西利和、西村淳、徳田一起（大阪府大）、濤崎智佳、小高大樹（上越教育大）、
小野寺幸子、祖父江義明、津田裕也（明星大）、鳥居和史、中島大智（名古屋大）、大橋聡史（東京大）、坪井昌人（ISAS）
ミッシング・リンク

大阪府立大学との共同開発

観測計画
銀河

• 観測: OTF with FOREST（→V124a）• ライン: 12CO, 13CO, C18O J=1-0 (同時)

銀河系内の近傍分子雲で研究されてきたコア・クランプの形成過程

コア／クランプ• 速度分解能: 1.3 テキストを入力してください km/s• グリッド間隔 : 15”

銀河系での星形成研究• 感度：と銀河における分子ガスの研究をつなぐリンクが必要

Koda+ 2011

All-sky image of molecular gas seen by Planck

FOREST: 45mに搭載された新マルチビーム受信機
・４ビームx２偏波x２SB=16 IF(16ビームに相当)
・ビーム間隔：51.7”
・広帯域：4x２x(8:USB+4:LSB)=96GHz•

Trms(Ta*) =0.1K @13CO dv= 1.3 km/s•

Trms(Ta*) =0.1K @12CO dv= 5 km/s (~0.2 K dv=1.3 km/s)• 観測時間: 1,200hr(=400hr x 3yr)銀河のGMCスケールで研究されてきた星間物質の進化過程•カバーできる領域: ~96 deg2

Tatematsu +1993

NRO銀河面サーベイの優位性目指すサイエンス• これまでより３倍高い空間分解能観測領域•渦状腕や棒状構造といった銀河系構造でのクランプの分解•

大質量星形成領域のSpitzer Bubble(<1’)の分解•• 銀河系内縁部•

銀経：10°〜50°、銀緯：±１°

12CO, 13CO, C18O J=1-0 による同時観測•

希薄なガスから高密度ガスまで一度に取得•

大質量形成以前のクランプの発見•

クランプに付随するメーザー源による精密距離測定•

分子ガスの分布と銀河系構造との関係

先シーズンの試験観測の結果

世界で最も角分解能が高い初のCOの３輝線同時銀河面サーベイ• ３倍高い空間分解能
NROGPS 13CO J=1-055 to 65 km/s

• 原子ガスから分子ガスへの遷移による分子雲形成メカニズム• 渦状腕や棒状構造など銀河系の基幹構造とガス密度頻度分布との関係• 高密度クランプのサーベイ観測から、クランプの物理的性質、及び巨大分子雲進化段階や環境の違いによるクランプ形成との関係• VERAとの協力

GRS 13CO J=1-055 to 65 km/s

•星形成率とガス表面密度の関係•

渦状腕や棒状構造でのガスの運動•

スピッツアー・バブルと分子雲衝突との関係•

クランプにおける星団／大質量星形成、etc.

• 銀河系外縁部の分子雲

0.0°

Galactic latitude

1.
2.
3.

-0.5°

-1.0°
24.0°

23.5°

23.0°

Galactic longitude•Molecular Outflow Activity in Massive Clumps of an Infrared

13CO(J=1-0)輝線によるGalactic Ring Survey(Jackson et al. 2006)との比較. ビームサイズは46”

1. Introduction

希薄なガスから高密度ガスまで一度に取得
13CO J=1-0
12CO J=1-0

Massive star formation is one of the unresolved important problems in star forthe observational characterization of massive-star-forming regions has precludedstars form. This is in part due to the fact that massive stars emit strong UV radiati
environments significantly, making the structures very complicated. Therefore
conditions of massive star formation, it is essential to observe the regions just bef
strong UV radiation. Recent observations suggest that a significant number of inf
the parsec-scale dense clumps that are likely to form massive stars in future. In pa
ApJ, 714, L285) discovered that the southwest part of M17 (hereafter, M17 SW
IRDCs, in which the IMF of the YSOs is significantly steep, compared to the Salpeof massive stars led them to conclude that massive stars may form later. If this is ton the brink of massive star formation. The purpose of this study is to detect mo•優先順位を決めた領域から観測：例
stars formed in the clumps and to M17
identifySWex
the clumps that are in early phase of m
the target clumps from this observation, we would like to do follow-up observa• 多くの大質量形成以前のクランプ
ALMA to unveil how massive stars form.

C18O J=1-00.0°

来シーズンの計画-0.5°-10~130 km/s

-1.0°
24.0°

23.5°

23.0°

The top image shows the integrated intensity imGalactic longitude• クランプの探索：赤外暗黒星雲とよい一致•

銀河系外縁部•

銀経：198°〜236°、銀緯：±１°

鹿児島大学との共同開発
13CO(1-0) v=-10–130 km/s

WISE(blue:4.6, green:12, red:22 μm)• 新分光計の開発（→V125b）： CS(2-1)輝線を追加

While the M
clear evidence oformation [Figcloud complex
M17 HII regio