2015年11月18日 南極で切り開くテラヘルツ天文学 国立天文台		  中性炭素原子輝線CIで探る	  星間物質	
瀬田 益道	  （関西学院大学）	

内容	
• 分子雲と炭素原子輝線CI	  • オリオン分子雲をCIで見る	  • 光解離領域PDRでCIは良く見えるだろう	  • 化学進化はCI強度に強い影響	  • 銀河系スケールでのCI分布は	  分子雲の重要性	 

(Myers 1978)	

温度	

• 星間物質の分類	
ガスとダストから成る	
• 分子雲の形成と進化 		  HI雲	HI雲	

HII領域	

分子雲形成	

100K	
収縮	

10K	

分子雲	

101	 103	

大質量星	密度（個/cc)	

HII領域	

超新星爆発	

加熱	  圧縮	  加速	

分子雲の重要性	  •星形成の母胎	  •	  AGN	  のエネルギー源	  	分子雲の形成と進化は研究途上	

分子雲を何で見るか	 • 存在比	

•	  [He]/[H]〜	  0.1	  	  [O]/[H]	  〜5×10-­‐4	  	  	  [C]/[H]	  3×10-­‐4	  	  	主成分の水素分子は見えない	 ダストの熱放射	励起されたガスの輝線	
例CO	  J=1-­‐0	
何が良いプローブか	
紫外光・宇宙線で形態変化	
水素原子電離 >13.6 eV	
炭素原子電離 >	  11.3eV	
水素分子解離 >14.7	  eV		  CO解離 >11.1eV	

臨界密度や光学的な厚み	

UV	

宇宙線	

比較的多く、分子雲の周縁まで見える中性炭素CIは有力		  中性炭素CI輝線	
分子輝線は通常回転遷移を見ている	E molecule = E electron + E rotation + E vibration	  CIは微細構造線：電子の軌道角運動量とスピン角運動量の相互作用		  電子の全軌道角運動量：P(L=1)	

スピン角運動量S=1	
P状態では全角運動量、J=0,1,2	3(Draine,2011)	
臨界密度(100K)	

3P2 − P1809.34GHz	  (370um)	

720個/cc	

33492.16GHz	  (609um)	

620個/cc	  P1 − P0	

輝線強度比から、励起温度を導ける（例Zmuidzinas	  et	  al.,	  ApJ,1988)	
分子雲の質量を導ける（例Papadopoulos	  et	  al.,	  MNRAS,2004)	

€€492GHz,809GHzともに、南極の良く開いた大気の窓の中	

近傍の巨大分子雲オリオンのCI観測	
CI	  3P1-­‐3P0分布は、13CO	  J=1-­‐0と類似	  CI	13CO	  1-­‐0	

CI/13CO強度比=0.5〜0.8	  柱密度N(CI)/N(CO)	  内部0.1〜0.2一定	  (端では2.9)	
富士山1.2m 2.2‘beam		  	  (Ikeda	  et	  al.,	  ApJ	  suppl.2002)	

（Plume	  et	  al.,ApJL	  2000）	
SWAS 4.3’ビーム

	 CIが見える領域	 –PDR	 Photo	 dissociation	 Region(PDR)計算結果	 
(Hollenbach	 &	 TienenRev.	 Mod.	 Phys.1999)	 	 

PDRの観測例	
牡牛座分子雲	 	  (Orr,	  et	  al.,	  ApJ,	  2014)	
PDRモデルで輝線強度を良く説明		  CII	  1.9THz	

CI	  492GHz 	HIFI	  44”@492GHz	  CI	  809GHz	
12CO	  1-­‐0	  	  FCRAO14m	  45”	13CO	  1-­‐0	単純なPDRでは説明困難なC	  Iピーク	
（Kamegai	  et	  al.,	  ApJ	  2003）	

PDR	  領域の暗黒星雲L1688	

富士山1.2m		  CIは13COと似ている	

C18OコアがCIピークより励起星側にある	  低密度のPDR	  or	  化学進化が進んでいない若いコア	
CI	  カラー 	

CI	

C	  II	

C18O	

CI	

13CO	  赤等高線	

CII	  白等高線	

C18O	

CII	

化学進化とCI	
分子雲の組成は、時間的に変化する		  (Suzuki	  et	  al.,ApJ	  1992)	

分子雲の形成過程が見えた	
暗黒星雲Heiles	  cloud	  2	（Maezawa	  et	  al.,	  ApJ	  1999）	
富士山１.2m	

CI	  	  カラー 	

CI	  強い（形成初期）	  	  	  C18O強い	  （形成から時間経過したコア）	  	北から南に分子雲コアが形成されていっている。	

C	  18O	  コントア	PDRはCIの起源では無い	 
HII領域赤外線暗黒星雲DR15

富士山１．２m	

赤外暗黒雲IRDCは13CO,C18Oでは同定�

C I peakは
COコア後方の冷たい領域△FIR源 	

• 標準的なPDRモデル
では説明できない	  • 化学進化を考慮	  (Oka et al. ,ApJ,2001)�

Clumpy	  PDRで説明-­‐解釈の違い	
散開星団IC348付随分子雲	  12CO	  4-­‐3	CI（コントア）	  KOSMA3m 1‘beam	（Sun	  et	  al.,	  A&A,	  2008）	
12CO	  1-­‐0	13CO	  1-­‐0 	I2CO	  1-­‐0	I3CO	  12CO	  1-­‐0	 1-­‐0	

I2CO	  4-­‐3	

Clumpy	  PDR model	  	  (Spaans	  1996,Stuzki	  et	  al.,	  1998） 	
UV光が分子雲内部まで入り込む	高分解能でOrion分子雲を見ると		  ASTE	  10m	
14“	  beam	(Shimajiri	  et	  al.,	  ApJL,2014)	
12COの分布と類似	C	  Iと分子輝線との相関	• Shimajiri	  et	  al.,	  ApJL,2014		  (Shimajiri	  et	  al.,	  ApJL,2014)	
13COとCIの相関が良い	

Clumpy	  PDRをサポート	高銀緯雲の構造にCIで迫る	
Translucent	  molecular	  cloud:Av	  afew	  mag.	

距離100-­‐200pc	
MCLD	  123.5+24.9		  12CO	  2-­‐1と良い一致	  13CO	  1-­‐0の方が広がりが狭い	強度	  C/CO	  (13CO	  12CO	  1-­‐0	  12CO 2-­‐1)は50%と低い	
高密度のクランプが薄いガスに埋もれている	
SWAS	

SWAS	
CI/CO強度比 小	(Bensh	  et	  al.,	  ApJ	  ,	  2003)	

銀河スケールでのCI分布	 (1)	 
COBEの銀河面サーベイ	 (7°）	  	(Wright,et	  al.	  ApJ,1991)	  	  [NII],[CII]が明るい	

銀河スケールでのCI(2)	 
東大18cm鏡のサンプル観測	  14’beam	  1°間隔、300°＜l＜354°	  大局的には12CO	  1-­‐0 と類似	  強度比C/CO 0.05-­‐0.3	  渦状腕の上流でCIが強い	  腕での分子雲形成（原子→分子)と合致	  	(Oka, et al. ApJ, 2005)

次は、南極30cmサブミリ波望遠鏡で銀河面サーベイ	

18	  まとめ	• 	  	  中性炭素原子輝線CI、492	  GHz	  &	  809	  GHzは、分子雲の形成と進化解明に有用。	  
• CIの分布は、12CO	  ,13COと大局的に類似。質量、励起温度も導ける。	  	  • PDR領域で、CIピークは分子雲の励起光源側にあるとは限らない。	  
• 分子雲内部のCI	  ピークは、化学進化やclumpy	  PDRモデルで説明が試みられている。	  
• 南極では、492	  GHz	  &	  809	  GHzの２輝線が年中観測可能。同時観測で分子雲の形成と進化に迫りたい。