テラヘルツ帯における星間物質とその観測

渡邉祥正 (東京大学)

ミリ波・サブミリ波における星間物質の観測(e.g.	  NGC	  2264	   CMM3)

Watanabe	  et	   al.	  2015

ミリ波・サブミリ波で観測される分子輝線
重い原子2-­‐3個からなる分子の低励起遷移
大型の有機分子や炭素鎖分子

化学組成の多様性
ALMA

THz	  Astronomy	  • 高密度・高温の分子ガストレーサー(Continuum	  &	  Spectral	  Lines)	  	  e.g.)	  HCN	  (J=17-­‐16),	  HCO+(J=17-­‐16)
Star	  Forming	  Regions,	  Protoplanetary Disks,	  	  Shocked	  Regions,	  AGNs,	  &	  SBGs
• 基本的な分子の観測(Spectral	  Lines)
Simple	  Hydrides	  (HF,	  OH+,	  H2O+,	  H2D+ etc.	  )Atomic	  Lines	  	  (C,	  C+,	  N+,	  O	  etc.)
e.g.	  	  ν (J=1-­‐0)	  =	  h/(4π2μｒ ２）

SOFIA	  in	  Operation
Perez-­‐Beaupuits et	  al.	   2012
M17SW

SHNeufeld	   et	  al.	   2012

Atmospheric	  Window	  in	  the	  THz	  Region

Main	  Targets	  in	  the	  1.3-­‐1.5	  THz	  Band	  (For	  Galactic	  Sources)
重水素濃縮p-­‐H2D+ (1.37	  THz)	  and	  o-­‐D2H+ (1.48	  THz)

超高密度分子ガストレーサー

Eu
ncrit
HCN J=17-­‐16	  	  	  	  	  1505.029	  GHz	  	  	  	  650	  K	  	  	  	  2(9)	  cm-­‐3
HCO+	   J=17-­‐16	  	  	  	  	  1514.583	  GHz	  	  	  	  650	  K	  	  	  	  3(8)	  cm-­‐3J=15-­‐14	  	  	  	  	  1336.714	  GHz	  	  	  	  510	  K	  	  	  	  2(8)	  cm-­‐3
CO	  	  	  	  	  	  	  	  	  J=13-­‐12	  	  	  	  	  1496.922	  GHz	  	  	  	  350	  K	  	  	  	  2(6)	  cm-­‐3J=11-­‐10	  	  	  	  	  1267.014	  GHz	  	  	  	  250	  K	  	  	  	  1(6)	  cm-­‐3分子スペクトル線サーベイ

重水素濃縮-­‐ H2D+	   is	  a	  key	  molecule.	  -­‐Tracer	  of	  Evolution	  of	  Starless	  Cores
H3+ +	  HD	  → H2D+ +	  H2Depletion	  of	  CO	  enhances	  H2D+c.f.	  	  For	  heavy	  depletion	  of	  CO,	  H2D+ +	  HD	  →	  D2H+ +	  H2D2H+ +	  HD	  →	  D3+ +	  H2Tracer	  of	  Onset	  of	  Star	  Formation
H2D+	   +	  CO	  → HD	  +	  HCO+
Evaporation	  of	  CO	  destroys	  H2D+

SOFIAによるp-­‐H2D+の初検出
IRAS	  16293-­‐2422
0.8o-­‐H2D+0.6

0.4

372	  GHz
1.37	  THz

T*A (K)

ortho-H2D+ 372 GHz

0.8

0.6

o-­‐H2D+/p-­‐H2D+ =	  0.07	  +/-­‐0.03
SOFIA/GREATAPEXp-­‐H2D+0.4

0.20.0para-H2D+ 1,370 GHz024vLSR

SOFIA
6(km s‒1)

8HEB	  Mixersの開発 at	  UT	  • Waveguide-­‐Type	  HEB	  Mixer	  Using	  a	  Relatively	  Thick	  NbTiN Film
• Waveguide-­‐Type	  HEB	  Mixer	  Using	  a	  NbN/AlN Film
• Quasi-­‐Optical	  HEB	  Mixer	  Using	  an	  NbTiN Film	  (in	  collaboration	  with	  Dr.	  Maezawa)(QCL	  as	  a	  Local	  Osc.	  in	  collaboration	  with	  Drs.	  Hosako,	  Sekine,	  and	  Irimajiri)Our Waveguide-type HEB Mixer ReceiverComparison with other groups

NbTiN mixers
1.475 THz
Trx=490 K
0.81 THz
Trx=350 K
Shiino	  et	   al.	  JJAP	  2015.	  THz受信機のASTEへの搭載実験
搭載期間：2015/9/26	  – 10/23
搭載受信機：HEB9(LO:880-­‐960	  GHz)
HEB13	  (LO:	  1360	  -­‐ 1480	  GHz)
受信機雑音： 1500	  K	  (HEB9)
2200	  K	  (HEB13)
ビームサイズ： ~ 10”	  (HEB9)
Underiluminated to	  7	  m

ASTEによるTHz帯観測
観測日:	  10/1,	  4,	  5,	  6,	  13,	  14,	  15MoonP.W.V.:	  1.0	  – 0.4	  mm大気込みの雑音温度:	  4000	  – 8000	  K
主ビーム能率:	  ~ 15	  -­‐ 20	  %	  (0.9	  THz)<	   数 %？ (1.4	  THz)
開発したHEBによる天体観測の実証
13 CO(J	  =	  8 	  -­‐ 7)

ContinuumASTEによるR	   CrA IRS7Bの観測• R	  CrA IRS7B– 南のかんむり座のClass	  0	  天体– d =	  170	  pc– Herbig Be	  星からのUV放射の影響– CCH,	  CNの組成比が高い

ASTEによるTHz帯観測のまとめ
HEBミキサー受信機による観測の実証-­‐ 0.9	  THz帯観測でいくつかの科学的成果

1.4	  THzでは観測に至らず
原因-­‐ 大気条件 (P.W.V.	  >	  0.4	  mm)-­‐ 鏡面精度が低い (主ビーム能率数％ 1.4	  THz?)

本格的なTHz帯観測のためには-­‐ 良い大気透過度-­‐ 鏡面精度の高いTHz専用望遠鏡

系外銀河における分子輝線サーベイ観測
Spiral	  arm	  in	  M51	  (d =	  8.2	  Mpc)
Observation	  with	  IRAM	  30	  m
13	  molecular	  species,	  6	  isotopologues
H13CO+,	  CCH,	  HNCO,	  HCN,	  HCO+,	  HNC,	  N2H+,	   C34S,	  CH3OH,	  CS,	  SO,	  C18O,	  13CO,	  C17O,	  CN,	  CO,	  H2CO

Watanabe	  et	   al.	  2014

渦状腕上の分子の分布  SFR

COC18OCNCHOH

HNCO

CSDec.%(J2000)

     Dec.%(J2000)

   hms

 29 s

s

s



R.A.%(J2000)

s49

s

48hms

 29 s

s

s



R.A.%(J2000)

s49

s

48hms

 29 sss

R.A.%(J2000)

s49

s48

Watanabe	  et	   al.	  	   Submitted.

THz帯での近傍銀河観測
GMCスケールの化学組成の起源-­‐ 基本的な原子・分子の化学組成

H2O	  in	  M82o-­‐H2O

1.115	  THzp-­‐H2O

1.113	  THz-­‐ 化学モデルとの比較

銀河中心核(AGN,SB)の化学組成-­‐ 超高密度トレーサ

渦状腕上でのGMC形成・進化-­‐ Atomic	  Lineの観測-­‐ 重水素濃縮度-­‐ H2やH2D+のオルソ・パラ比Weiß et	   al.	  2010

Atomic	  Lineと渦状腕上のGMC形成[CII]

Herschel
12CO(J=1-­‐0)

Velusamy et	   al.	  2015

系外銀河の渦状腕で密度波理論の検証も！

THz天文学の方向性
南極テラヘルツ望遠鏡は科学的に面白い
ヘテロダイン分光機能が重要-­‐ 星間物質の観測

10	  m クラスの望遠鏡が望ましい-­‐ c.f.	  Herschel:	  3.5	  m,	  SOFIA:	  2.5	  m-­‐ 吸収線に対する感度-­‐ 高密度領域に対する感度