VERA,野辺山45m鏡を用いた星形成領域NGC1579の研究
井上伸乃介、面高俊宏、砂田和良、永山匠、土橋一仁(東京学芸大)、他VERAチーム

概要

観測

カリフォルニア分子雲はペルセウス座の銀径162°,銀緯-­‐10度付近に位置する直径約80pcの巨大分子雲であり、遠赤外の3色合成画像(Charles	  et	  al.2007)によると非常に密度の濃い領域が存在する。この領域では水メーザーが検出されており、VERAによる観測を行ったところ距離は590pcであることが分かった。また同じ領域を野辺山
45m鏡を用いて12CO,13COによる観測を行った。13COデータからこの領域をクラスター、フィラメント、クランプの3つの部分に分け、フィラメント、クランプについて質量を求めた。また12COデータから、クランプ内に高温の領域が存在することやスペクトルに吸収があることが分かった。水メーザー源については13COのブルー成分、レッド成分の積分強度図よりアウトフローが付随し、SEDよりClassⅠに分類されることが分かった。またメーザー源はクランプの端に位置し、温度の高くない静かな領域で星形成が行われていることがわかった。本ポスターでは一連の解析結果について報告する。

結果

VERA(VLBI	   Exploration	  of	  Radio	  Astrometry)
NGC1579	  (R.A.	  Dec.)	   =	  (04h30m25.8000s	  ,	  +35d09’13.000”)	  • 参照電波源 J0424+00(R.A.	  Dec.)	   =	  (04h24m46.8421s	  ,	  +00d36’06.329”)• 観測期間 2008/11/29	  〜 2011/12/19• 観測回数 9	  epochs• 周波数22.235GHz	  	  (𝐻2𝑂メーザー)• 速度分解能 0.21km/s	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  • 目的天体

13CO+ 

13CO
+
6
H
3-­‐1.	  13CO観測40’

3.野辺山45m鏡観測結果

1.カリフォルニア分子雲の全体像 14°

40:00

3色合成画像(250,350,500μm)	  フィラメント

13CO積分強度図
13CO積分強度図

 
=細長い構造35:30:00

クラスター

!
!

=2MASS	  Point	  Source	  Catalogより赤外線源が多く存在する領域





20:00

9°

Declination
Declination

40’




12CO 
12CO
クランプ

 


10:00




メーザー源



32:00

31:30

31:00

30:30 4:30:00

29:30



Right&ascension

図3:13CO積分強度図(-­‐6	  ~	  28	  km/s)。四角はIRAS点源の位置を示している
3&13CO
(*6&km/s&~&28&km/s)17IRAS6;452:&□は12CO観測範囲内の天体、□はメーザー源を示している(IRAS点源に付随)   
図3より、観測した領域は形状によって太い部分をクランプ、細長い部分をフィラメントと区別した。(山日修論 2014)メーザー源はクランプの端に位置している。またクランプ及び各フィラメントに対し局所熱力学平衡(Local	  Thermodynamical Equilibrium:LTE)を仮定したLTE質量と力学的安定性を議論するためビリアル質量を算出した。結果を表2に示す。

図1:遠赤外の3色合成画像(Charles	  et	  al.2017)。赤枠はVERA及び45m鏡で観測した領域である。

赤枠内には水メーザー源がありVERAにより観測を行った。
また野辺山45m鏡においても12CO,13COによる観測を行った。

2.VERA観測結果

0-2-4-6-830-5-10-10-12210-1-2-3-4 -2024R.A. offset (mas)

天体名
年周視差	  𝜋距離𝐷固有運動(𝜇𝓍 ,𝜇: )-152011 2012
Year-42011 2012
Year

NGC1579
1.68 ± 0.4460	  	  𝑚𝑎𝑠59042230123 𝑝𝑐(2.726 ± 0.42, −6.828 ± 1.28)	  𝑚𝑎𝑠/𝑦𝑟

図2・表1	  aipsによる解析結果
この距離(D	  =	  590pc)と45m鏡の13COデータから観測領域の質量を求めた(結果3-­‐1)。

3-­‐2.	  12CO観測

Declination

13’0.87
3.03
0.73
1.05



A=DCG?630/ (IRAS04269+3507)
Blue%Wing
T(K)60" *)
+'#>DGB
表2:クランプ及び各フィラメントの質量。VERAで求めた距離から算出。
% "%%&+
A=DCG?I" )%
%(A=DCG?J# "'
&#A=DCG?K# )% 水メーザー源'*
A=DCG?L

4.原始星(b)	  12CO,13COスペクトル一例

402020100910910

1.45GHZ+12CO

T(K)
30$%&' ($⨀)

質量比
(ビリアル質量/LTE質量)
0.59
1028
@E<F 59++++++$,-. ($⨀)


@E<F!-.,'('%'&+#"#"
$&$($"'%

" '+#"$*'+%'


201489

13COブルー&レッド

図613’	  x	   13’	  ブルー&レッド成分コントア

35:10:00(a)12CO積分強度図

クランプ
フィラメント１
フィラメント２
フィラメント３

ビリアル質量𝐿𝑇𝐸質量𝑀GHI (𝑀⨀ ) 	  	  	  	  	  	  𝑀KLM (𝑀⨀)951565349
3549
361010412426!"#
>DGBH(b)	   吸収の原因(a)積分強度図とスペクトル12’領域

クランプ半径・フィラメントの長さ(pc)

35:15:00

5Offset (mas)

2Offset (mas)Decl. offset (mas)

NGC1579
π = 1.68±0.4460 mas (D=0.5904 ±0.158 kpc)(µx, µy) = (2.726±0.418, -6.828±1.282) mas/yr

ブルー成分(-­‐5.45~-­‐1.95km/s)、
レッド成分(2.05~5.55km/s)	  13CO積分強度図（コントアは20k	   km/sから間隔4k	   km/s)。
丸は水メーザー源天体

0950V(Km/s)

5ダブルピーク

図4(a):12CO積分強度図(-­‐5	  ~	   5	  km/s)。□はIRAS点源
図4(b)代表的なスペクトル赤=13CO(-­‐-­‐5~30K) 縦方向に2倍に拡大
黒=12CO(-­‐10~60K)	  → ダブルピーク

1095

アウトフローが付随
図5:	   12CO積分強度図に300	   foot	   telescope	   で観測された1.4GHz連続波マップ(Ferri et	  al.1972)を重ねた図。コントア間隔は0.2	   K。

31:0004:30:30

30:00

SED

図5より、分子雲の背後にある連続波源がHⅡ領域を作り、12COの吸収線に影響していると考えられる。

12CO観測により ①13COで観測された高密度の部分は12COでも高温である②12COのスペクトルはHⅡ領域による吸収の影響を受けダブルピークになっている ことが分かった

まとめ・今後の課題 ・VERA	  → 距離、固有運動を求めた。
・45m鏡[13CO]	  → ①観測領域の各部分の質量②メーザー源はクランプの端に位置していることが分かった。
・[12CO]	  → ①観測領域に高温の領域があること②HⅡ領域が分子雲背後にあるため吸収線があることが分かった
また今後は12COスペクトルの吸収成分を算出し、12CO吸収量のマップを作成する予定である。
参考文献:山日(東京学芸大)修論2014,	   Charles	  et	  al.2017,	  Ferri et	   al.1972, http://vizier.u-­‐strasbg.fr/vizier/sed/?submitSimbad

図7:VizieR	  Photometry	  viewerより作成したSEDClassⅠに分類

図6,7よりメーザー源にはアウトフローが付随し,SEDよりClassⅠに分類されることが分かった。
またメーザー源はクランプの端にあるため(図3)、温度の高くない静かな場所で自発的星形成が行われていることがわかった。