VERAと野辺山45m鏡を用いたカリフォルニア分子雲L1482
フィラメントの研究
鹿児島大学 面高 俊宏

導入
Herschel3色合成画像
250,350,500μm (blue,green,red)L1482に対してH2O maser検出→VERA
12CO,13CO(J=1-0)の観測→野辺山45m鏡

カリフォルニア分子雲

オリオン分子雲80pc

LkHα101
80pc

H2O maser

L1482
Orion星雲
Lada et al.2017

10pc

Lombardi et al.2014

・カリフォルニア分子雲は巨大分子雲であるがオリオンA分子雲に比べて、星形成率が1桁も低いことが知られている。(Lada et al.2009)

導入
問題意識

1.カリフォルニア分子雲(CMC)とオリオン分子雲(OMC)
距離が近い(OMC=>450pc,CMC=>532pc(今回のVERAの結果))
サイズ、総質量、filamentary structure、morphologyが類似
OMCには多くの大質量星が存在 <=> CMCには15MoのB型星が1個なぜ？
・CMCの星生成率はOMCに比べて1桁小さい
L1482 ==> CMCで最も顕著でmassiveなfilament
L1482の南端にB型星LkHα101が存在
2.B型星LkHα101の周囲のHⅡ領域には180個以上の星団が存在し、LkHα clusterがある。
LkHα 101により形成されたHⅡ領域とL1482の分子雲が接する電離境界面で星形成率が上昇していないかを調べるのに適している。
=>LkHα101とL1482が同一の距離にいればよい

結果 VERAVERAによる水メーザーの年周視差計測
天球面上での運動

固有運動

年周視差

L1482に付随するH2O maserまでの距離=> 532±29pc

結果 L1482とLkHα１０１の位置関係

Gaia DR2によるLkHα101の距離
B型星を含むLkHα101 clusterまでの距離:567±69pc
LkHα101とL1482の位置関係
これまでCMCの距離は160〜800pcと言われてきた=> 今回VERAで求めたL1482の距離とGaia DR2で得られたLkHα101までの距離がほぼ一致

カリフォルニア分子雲(巨大分子雲)と
LkHa101は同じ領域に存在するカリフォルニア分子雲(L１４８２)のクラスター形成領域の星形成の様子を明らかにすることができる

結果 野辺山45m鏡：１３COプロファイルマップ

LkHa101

COデータ
東京学芸大
土橋さんより提供

結果 野辺山45m鏡：１２COプロファイルマップ

自己吸収を起こしている結果 野辺山45m鏡：１３CO積分強度図
40’x40’

L1482領域における13CO(J=1-0)の積分強度図

12CO観測領域

LkHa101
H2O maser結果 野辺山45m鏡：１２CO積分強度図
L1482領域における12CO(J=1-0)の積分強度図

H2O maser

13’x12’

結果 野辺山45m鏡：励起温度

励起温度
13’x12’

LkHa101・平均:30 K
・最高60~70 K(HII領域周囲)・北部側では40K
自己吸収が起きている領域

結果 野辺山45m鏡：柱密度

柱密度12CO観測領域外の励起温度を一律40Kと仮定

柱密度(N(H2))のマップ

12CO観測領域

LkHa101
H2O maser結果 野辺山45m鏡：dendrogram解析
13COデータからdendrogram(Rosolowsky et al.2008)解析

1.dendrogram*によるコア同定*・集団→近いものを集める→集落（クラスター）を作り、対象を階層的に分類
・医学、心理学、生物学などで利用

天文学では分子雲コアの同定方法として最もよく使われている。

結果 野辺山45m鏡：dendrogram解析
dendrogram実行結果(例)
コアと同定

結果 野辺山45m鏡：dendrogram解析

実際の解析に用いたパラメータ
位置-強度図(実際)位置-強度図Vlsr=0.05 km/s

Dendrogram HPより強度の最小値 = 5σ
この値以上を分子雲構造とみなす

結果 野辺山45m鏡：dendrogram解析実際の解析に用いたパラメータ
位置-強度図(実際)位置-強度図強度差

Vlsr=0.05 km/s

3σ(構造が隣接する場合)

強度差の最小値= 3σ
この値以上の場合異なる構造と同定

結果 野辺山45m鏡：dendrogram解析
dendrogramの解析結果①

LkHa101

H2O maser

334個のコアの同定(白丸)結果 野辺山45m鏡：dendrogram解析同定されたコアに対するビリアル質量Mvirの導出
dendrogram解析で求められたΔV,R からビリアル質量を導出
ΔV

コアの平均スペクトル一例

ビリアル比 ＝ Mvir/MLTE
ビリアル比 1.5以下 =>重力的に不安定なコア

結果 野辺山45m鏡：dendrogram解析
dendrogram解析の結果②
赤い丸
ビリアル比1.5以上
青い丸
ビリアル比1.5以下

LkHa101

H2O maser

重力的に不安定なコア(ビリアル比1.5以下)が4つ検出された

結果 野辺山45m鏡：dendrogram解析
VLA(1.4GHz)のコントア
VLA(1.4GHz)

LkHα101

H2O maser

不安定なコアはHII領域周囲にのみ存在→HII領域による圧縮がコアに影響を与えている

考察①
励起温度の図13’x12’

左図の白線のプロファイル

0.５pc

PDRの理論モデルにおいて、UVは１Av,FUVは１０Av（0.04pc）まで分子雲の中に入っていくとされている。

今回観測されたwarmed regionsの厚さは0.5pc程度

LkHα101より南部の方はクランピーな構造をしている
Goicoechea et al.2016にあるOrion bright barと似ている。

考察①

Orion Bright Bar

ALMAの観測

Goicoechea et al.,Nature 537,7619,Sep.(2016)
1.fragmented ridge of high density substructure
2.photo-ablative gas flows
結論
the cloud edge has been compressed by ahigh pressure wave thatcurrently moves into the molecular cloud.

今回の結果

LkHα101のような大質量星があれば、その周りに次世代の星たちが数百個誕生する考察②
カリフォルニア分子雲(Herschel:350μm)

CMCとOMCの星形成率の違い
OMCに比べてCMCのフィラメントは少ない
オリオン分子雲(Herschel:350μm)

大質量星が誕生しないため、トリガー星形成が起こらないことから星形成率もOMCに比べて1桁小さくなると思われる。

考察
Herschel350μmの画像↓カリフォルニア分子雲(L1482領域)

フィラメント２フィラメント１大質量星の誕生 ==>フィラメントが相互作用することで発生すると推定・LkHα101もフィラメントの相互作用で誕生したと思われる。 Li et al.2014

Fin

12CO(J=1-0)と13CO(J=1-0)のプロファイルマップ( *12CO観測領域内)

南部の方でで自己吸収が見られる→

13’x12’