分子雲で見る天の川
鳥居 和史（国立天文台/野辺山宇宙電波観測所）
kazufumi.torii@nao.ac.jp

自己紹介

•

名古屋大学・A研– NANTEN2望遠鏡（チリ）•

野辺山宇宙電波観測所– 45m電波望遠鏡

野辺山45mNANTEN2

今日の話•

天の川の分子雲– 特にCOサーベイ•

分子雲衝突と大質量星形成

2

分子雲
M51

距離：~6x106pc
直径：~3x104pc

Koda et al. 2009
CARMA + NMA
3

天の川銀河（MilkyWay or MW）

太陽系•

全長：3x104pc•

太陽系から中心までの距離：8500pc

•

棒渦巻銀河
4

天の川の分子雲

Dame et al. 1987
5

天の川の分子雲6銀河スケールの星形成; Kennicutt–Schmidt(KS)則NGC4303Kennicutt & Evans 2008

Momose et al. 2010

• ガスの面密度と星形成率（星形成の活発さ）との密接な関係• 一方で銀河内では領域間で差7

個々の分子雲中の星形成•

おうし座分子雲•

距離: 140pc•

分子雲コア探査3pc

Mizuno et al. 1995

8

個々の分子雲中の星形成
Andre et al. 2010

• 赤外線衛星Herschelの星間ダスト観測• 幅0.1pcのフィラメント(NH2 > 7x1021cm-2, or Av > 8 mag.)の中で分子雲コア進化 → 星形成

9天の川銀河の分子雲研究
望み• 天の川銀河の星形成と星形成に関連する星間現象を明らかにしたい• 銀河一般の中での天の川銀河の位置付けを明らかにしたい• そのために天の川公式の分子雲データが欲しい
実態• 距離の問題が避け難く…
• 分解能と観測範囲の両立の困難さ
10V (km/s)

天の川（銀河面）での距離の推定（運動学的距離）

Reid et al. 2014
R (kpc)•銀河の回転曲線から距離を推定•観測された輝線の視線速度と比較•

問題点：Near-sideとFar-sideの２つの解が得られる•

他の観測データと比較してNearor Farを解くなど
11天の川（銀河面）COサーベイ

12

天の川COサーベイの歴史

Heyer & Dame (2015)

FUGIN
13

ラインの選択•

12 CO J=1-0 (115GHz)‒ 基本のライン。分子ガスの質量を測定(X-factor; Bolatto+13)。
• 13CO J=1-0 (110GHz)‒ 基本のライン２。分子雲の比較的濃い場所。12CO J=1-0と比べ空の条件が良い。
• C18O J=1-0 (109GHz)‒ 星形成を伴うような分子雲の濃い領域に感度。
• CO J=3-2 (345GHz付近)‒ 分子雲の温度に敏感。CO J=1-0データと比較して物理量（温度・密度）を推計（non-LTE解析）‒ 10-15m級の望遠鏡でも分解能20”を達成できる。
• CO J=2-1 (230GHz付近)
14

CfAサーベイ; Dame et al. (2001)• CfA 1.2m•

12CO J=1-0• もっとも多く使われている銀河面COサーベイデータ• HPBW ~ 8.6’
• Grid size ~ 8’ – 16’
15

NANTENサーベイ• NANTEN 4m•

12CO J=1-0• HPBW ~ 2.6’
• Grid size ~ 2’ – 4’
• Galactic longitude 190º – 60º16

FCRAOサーベイ (Jackson et al. 2006)• FCRAO 14m (Galactic Ring Survey; GRS)
•13CO J=1-0• HPBW ~ 46” (or 0.76’)• Nyquist sampling• Galactic longitude 18º – 55º• Galactic latitude –1º – +1º17JCMTサーベイ (Dempsey+2013; Rigby+2016)• JCMT 15m•

12CO J=3-2 (COHRS)•13CO & C18O J=3-2 (CHIMPS, CHIMPS2)• HPBW ~ 14”• Nyquist sampling• Galactic longitude 10º – 65º• Galactic latitude –0.25º – +0.25º, –0.5º – +0.5º18

NRO45mサーベイ FUGIN計画
FOREST Unbiased Galactic plane Imaging survey
with Nobeyama 45-m telescope

19

NRO45mサーベイ FUGIN計画

国立天文台
野辺山45m電波望遠鏡•12CO, 13CO, C18O J=1-0• HPBW ~ 20” (or 0.33’)• Nyquist sampling• L ~ 10º – 50º, 198º – 236º
各サーベイが分解能2pc以下を達成できる範囲• B ~ –1º – +1ºJapanese Virtual Observatory (JVO)でデータ公開中
http://jvo.nao.ac.jp/portal/nobeyama/

20

webQL on JVO

21

FUGIN広域データ解析

22Kennicutt–Schmidt(KS)則Kennicutt & Evans 200823

Star formation efficiency in dense gas•

Herschel Observation (e.g., Andre+14; Konyves+15)
Mcore / Mfilament < 15%•Star formation efficiency in Dense core: εcore
εcore ~ 33%•Star formation efficiency in a filament: εdense gas
εdense gas = Mcore/Mfilament x εcore ~ 5%•

Typical lifetime of dense cores ~106 yr (e.g., Andre+14)•Consumption timescale of dense gas: tdense gas
tdense gas-1 ~ (106 yr)-1 x εdense gas = (20Myr)-1→ tdense gas ~ 20Myr (e.g., Andre+14; Lada+10)24

Torii et al. in prep.

0º50º40º40º(b)30º30º20º20º10º10º

C

0105

12025

FUGIN 12CO distribution
50º40º(b)º30ºº20ºº10º•

距離5.5–8kpc•

FUGINの分解能：< 1pc•

z方向のカバー：>200pc•COの総量をおさえつつ、星形成に関与する個々の構造も検出可能
26

Mass distribution/Mass ratio distribution

MH2(12CO)• Total Mass (12CO):
1.1x108 Mo• Total Mass (C18O):
4.1x106 Mo

MH2(C18O)
アーム間

アーム

MH2(C18O)/MH2(12CO)バー？

• Ratio: 3.7 1.3 %• 場所により１桁以上のずれ• 系外銀河の理解と一致

27

ここまでのまとめ• FUGINは良いデータですよ（宣伝）• ざっくりと量的には「近傍銀河の理解」と「太陽系近傍の理解」を結べそう• じゃあその背景にある物理は？
• ビッグデータへの直面‒ データ量そのものの爆発的増大 + 多波長解析の当たり前化• 新たな視点、アイデア、解析手法への需要の高まり‒ 例えば人工知能、機械学習• 理論面からのより強いサポートの必要性• 分野間連携の強化
28

分子雲衝突と大質量星形成29

Cloud-cloud collisions• Trigger of (massive) star formation– NGC1333 (Loren 1976); SgrB2 (Hasegawa+1994)– Galactic super star clusters (Furukawa+2010, Fukui+2014, 2016)– HII regions (Torii+2011, 2015, 2017, Ohama+2017a, 2017b, etc.)– Colliding velocities: ~10–30 km/s
– CCC-driven star formation is dominated by massive GMCs having masses> 105.5 M⊙, which accounts for a few 10% of the total star formation in theMW (Kobayashi et al. 2017)• Merger/coagulation of clouds– Frequency of collisions in MW-like galaxies ~ 7–10 Myr (Tasker & Tan 11;
Dobbs+15).

– Collision cooling to form giant clumps in gas-rich galaxy disk (Li 2017).
– Little impact on the evolution of ISMs (Dobbs+15).
30

Cloud-cloud collision (CCC) model
before collision

during collision

p-v diagram• Takahira+14, 18: Simulations of CCC between two dissimilar clouds.
• Haworth+15a, 15b: Synthetic CO J=1-0 observations with a radiativetransfer code using the Takahira et al.’s data, in which the observer
viewing angle is set to parallel to the colliding axis.
• When a smaller cloud drives into a larger cloud, a cavity is created onthe larger cloud.
• In the p-v diagram, two velocity peaks separated by emissions withintermediate intensities (= broad bridge features) are observed.
• Bridge features are observable as long as the collision continues.
31

Cloud-cloud collision (CCC) model
Spatial distributions of themolecular clouds based on thesynthetic CO J=1-0 data.
• The larger cloud shows aring-like gas distribution.
• The inner-radius of the ringcorresponds to the size of thesmaller cloud, showing
complementary distribution
between the two clouds.

Torii+2017aMean brightness temperature [K]10small cloudlarge cloud

B

86420

Bridge feature-6-4-20
Velocity [km/s]

232MHD numerical calculations Inoue & Fukui (2013)z [ pc ]238 Msunx

M J,eff ≈ (cs3 + cA3 + Δv 3 ) (G 3/2 ρ1/2 )y [ pc ]cs3 : cA3 : Δv 3 = 1:125 : 90

• Amplified magnetic field and gas turbulence increase dM/dt

dM/dt = 5 × 10–4 – 4 × 10–3M /yr33

Core mass function in Inoue & Fukui (2013)

Inoue & Fukui (2013)• Inoue & Fukui(2013)による分子雲衝突のMHD数値計算• 衝突によりトップヘビーなCMFが予言• 観測されたCMFと似たベキを再現
34

MHD numerical calculations (Inoue+2017)• Formation of filaments
within the colliding layer.
• Dense clumps with highMdot are formed.
35

36

巨大星団での分子雲衝突3 (Fukui et al. 2016)
Spitzer image• 巨大星団RCW38• 距離: ~ 1.7kpc• 励起星: O5.5型星（IRS2）• O型星（候補）: ~20個
VLT image• 銀河系でもっとも若い巨大星団（~0.1Myr）(Fukui+16; Wolk+06)• 星団中心方向に豊富な分子ガス
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巨大星団での分子雲衝突3 (Fukui et al. 2016)
Spitzer image• 距離: ~ 1.7kpc• 励起星: O5.5型星（IRS2）• O型星（候補）: ~20個
VLT image• 銀河系でもっとも若い巨大星団（~0.1Myr）(Fukui+16; Wolk+06)• 星団中心方向に豊富な分子ガス

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巨大星団での分子雲衝突3 (Fukui et al. 2016)

NANTEN2, Mopra, ASTEを用いたCO J=1-0, 3-2輝線観測
２つの速度の異なる分子雲• Ring cloud (Blue-shifted), Finger cloud (Red-shifted)• 速度差: ~12 km/s

39

Observations in RCW38 (Fukui et al. 2016)• Finger cloudの北端部とブリッジ構造の空間分布が一致• ブリッジ構造とO型星の分布がおおよそ一致（やや北にオフセット）• 先行研究からO型星の背後に多量の分子雲が分布 (e.g.,Kaneda+2014)• 高い柱密度(>1023cm-2)をもつRing cloudと1022cm-2程度のFinger cloudの衝突• 衝突箇所でO型星が形成• 衝突のタイムスケール~0.1Myr40

41

The Trifid Nebula, M20 (Torii+11, 17a)1pc••••

Yusef-Zadeh+2005

D ~ 1.7 kpc (Lynds & Oneil 85)
Very young: ~ 0.3 Myrs (Cernicharo+98）
An exciting O7.5 star (~20 Mo)
Low mass star formation（Rho+06; Cernicharo+98; Lefloch+08)
42

The Trifid Nebula, M20 (Torii+11, 17a)
2km/s cloud

9km/s cloud
ASTE

00'

Declination (J2000)

Comparison
ASTE

ASTE

02'

- 23o 04'
18h 02m 35s

25s
Right Ascension (J2000)

15s

18h 02m 35s

25s
Right Ascension (J2000)

15s

18h 02m 35s

25s
Right Ascension (J2000)

15s• Two clouds are associated with M20.
• 2km/s cloud corresponds to the dark lanes, indicating it islocated in front of M20.
• 9km/s cloud is at the rear or at the inside of M20.
• The two clouds shows complementary distribution.
43

The Trifid Nebula, M20 (Torii+11, 17a)
ASTE

T [K]

3002'

20Bridge
feature10K- 23o 04'
18h 02m 35s

025s
Right Ascension (J2000)

15s

0150305Vlsr [km/s]

10• In the p-v diagram, the two clouds areconnected by the intermediate intensity
emission, indicating bridge feature.
• The CO profile shows a intermediate
velocity feature, which cannot beinterpreted as a wing feature, but resembles
the model profile of the CCC simulation.

-5

1510

Mean brightness temperature [K]Declination (J2000)

00'

05Vlsr [km/s]

small cloud1015

large cloudB

864
20Bridge feature

-6-4

-2
0
Velocity [km/s]

244

The Trifid Nebula, M20 (Torii+11, 17a)

ASTE

Declination (J2000)

00'ASTE• The two clouds have atotal molecular mass of~1000 Mo.
• A collision between two
cloud with similar sizes.
• The timescale of thecollision:~3pc / 10km/s ~ 0.3 Myr• Consistent with the age ofM20.
ASTE

02'

- 23o 04'
18h 02m 35s

25s
Right Ascension (J2000)

15s

18h 02m 35s

25s
Right Ascension (J2000)

15s

18h 02m 35s

25s
Right Ascension (J2000)

15s

45

分子雲衝突のまとめ• 様々な形態の大質量星に適用できる可能性• 観測・理論について急速に整備が進む‒ 観測の背景には分子雲サーベイデータの存在‒ 観測的診断法も理解が進んできた• 大規模サンプリングも現実味• 銀河の星形成史との総合的理解‒ 分子雲衝突が担う星形成率は？星の質量の関数として• 原始星形成からフィードバックによる母体ガス散逸までの一般モデル構築46

まとめに変えて：メッセージ、ないし独り言• 銀河面、分子雲に限らずサーベイは（辛いけど）楽しい• 可能な限り前提・先入観を排除した観測• 膨大な統計• お宝探しも魅力的• 宇宙に対する人類の原始的な向き合い方‒ 夜空を眺めてるだけで楽しい！
‒ 未知の天体の発見にワクワクする！

• 研究成果へとつなげることが大事47