銀河面における前主系列星の広域探査観測竹内媛香, 大朝由美子（埼玉大学）, 伊藤洋一, 本田敏志 (兵庫県立大学), 高木悠平 (国立天文台), 橋本修（ぐんま天文台）

1.研究背景3.観測と解析

1.1 分子雲密度と星形成

3.1 観測SINBADで既知のYSOに分類されていない天体を優先して観測した。
表4. グループ別の天体数

表3. 観測概要

星形成はガス・ダスト密度の高い分子雲で活発
分子ガス密度が低い領域では？

望遠鏡

兵庫県立大学西はりま天文台なゆた望遠鏡（口径：2.0m）

ぐんま天文台150cm望遠鏡

分類

候補
天体数

観測
天体数

高銀緯分子雲（銀緯＞30°）などの低密度環境においてもわずかに星形成が起きている（平塚 2017 修士論文）

観測日2017年 6晩、2018年 8晩、2019年 6晩、2020年 7晩

2019年 2晩、2020年 14晩Group1285

149

観測装置

可視光中低分散分光器(MALLS)
・グレーティング（150 本/mm）
・オーダーカット（GG475, WG320）

低分散分光・撮像装置（GLOWS）
・グリズム

Group26927

波長分解能～700(slit=0.8")、〜600(slit=1.2")

400-500

Group31603

34

スリット幅0.8”, 1.2”

1.8”

波長域

4000～9000 Å

4000～8000 Å

その他
PMS
候補天体

ー107

1957

317

→観測例が少なく、低密度領域の星形成はよくわかっていない
・低密度領域でどのような星形成が起こっているのか？
・分子雲から孤立したTTSは、低密度環境で形成されたのか、あるいは高密度環境で形成後に移動したのか？

1.2 銀河面・様々なガス・ダスト密度の領域が存在（大部分は高密度）・光赤外域から電波域の様々なサーベイ観測が行われている

観測領域

1.3 前主系列星（PMS）

観測天体数

291天体

28天体

r ’ 等級

11-17 mag

13-16 mag

積分時間

1天体あたり240 s～2700 s

1天体あたり1800 s〜 5400 s・スペクトル型はF～M型で、Hα輝線や赤外超過などの特徴を示す
・ Hα輝線等価幅≧10 Å：古典的TTS、＜10 Å：弱輝線TTSに分類(中村 2016、木内 2018)

計NOAO(Na2onal Op2cal Astronomy Observatories) が開発した画像処理ソフト
IRAF(Imaging Reduc2on Analysis Facility) を用いた。

3.2 解析

• Herbig Ae/Be 型星…中質量（2-10M⊙）の前主系列星

銀経：180°< l < 216°
銀緯：−1°< b < +1°・スペクトル型はB型、A型でHα輝線などを伴う・進化が早く天体数が少ない

2.Fe-Ne-Arによる波長較正

1.一次処理5′

4.地球大気補正

1.4 研究目的

Hα輝線6563 Å

3.一次元化
強度

原始惑星系円盤を伴い質量降着が起きている段階。
• Tタウリ型星（TTS）…低質量（2M⊙未満）の前主系列星

銀経：29°< l < 50°、180°< l < 216°
銀緯：−1°< b < +1°

5.フラックス較正6.重ね合わせ5000

銀河面におけるPMSの無バイアスな分光探査観測を行い、異なる分子雲のガス・ダスト密度における星形成の相違を調べる

289天体を解析し、Hα輝線等価幅を測定
157天体でHα輝線を検出

図3. 解析前のオブジェクトフレーム・分子雲密度の低い領域における星形成を探る
・分子雲から孤立したPMSの形成への理解を深める

8000

波長（Å）

図4. 解析後の天体スペクトルの一例。6563 ÅでHα輝線が見られる。

4.結果と考察1.5 研究対象領域

4.1選別方法の有効性の検証
Group3
赤外超過なしGroup2 赤外超過 小Group1
赤外超過 大図5. Ks, [3.4], [4.6]二色図での赤外超過の大きさによるGroup1, 2, 3の分類。星印
はHα輝線が検出された天体の例。

Isaac Newton Telescope (2.5m)

フィルター

r ’, i ’, Hα
銀経: 29°< l < 216°
銀緯: −5°< b < +5°0Å

観測輝線
観測領域

銀経: 10°< l < 50°, 198°< l < 236°
銀緯: −1°< b < +1°

1.0E-1305000

波長（Å）

7500

Hα輝線が検出された89天体について





λFλ[W m-2]

1.0E-14
1.0E-15
1.0E-16
11.0E-12

λ [µm]

10Pan-STARRS、IPHAS、2MASS、WISEのアーカイブデータ(0.5〜12 μｍ)を黒体放射でフィット

r’ i’ HαK0-M6 HαEW 0ÅGroup2r’ i’ HαK0-M6 HαEW 0ÅGroup3

図2. PMS候補天体選別のフローチャート。Group1, 2, 3の順に、Ks,[3.4],[4.6]二色図での赤外超過が大きくなっている。

"flux_Av_0.6_ip0633+0934.txt"

Ø 有効温度を決定

1.0E-1388天体で、SEDでも有意な赤外超過が見られた
Ø PMSと同定

1.0E-14-2

1.0E-15
1.0E-16
1.0E-17



G0G2K3M0M25500

6000

6500

7000

波長（Å）
· 3 18 17:40:37 2020

λFλ[W m ]Ks[3.4][4.6]

Group1Hα等価幅-10.4 Å#T=3800[K],9.0*10E-30



r’ i’ HαHαEW 0Å

"flux_Av_0.6_ip0630+1113.txt"

図9. CTTSとみられる、赤外超過の大きい天体の一例。
AV ＝0.6 mag, 温度：5400 KJHKL Ks[3.4][4.6]r’ i’ Hα3  
PMS 3.532.521.5
10.50
5000

#T=5400[K],7.5*10E-30
1.0E-12JHKL

7500

4.2 SEDによる赤外超過の確認と温度の導出

12CO(J=1-0), 13CO(J=1-0), C18O(J=1-0)

2MASSph_qualAAA
WISEph_qual A***orB***
1.0”2MASSIPHAS
2.0”WISEIPHAS
KS/N10r <17 mag

波長（Å）

60

2. PMS 候補天体の選別とHα輝線等価幅の予測••••••

4.3 スペクトル型の決定
5000

図6 r ’ i ’ Hα二色図によるHα線等価幅の予測と、スペクトルの一例。星印はそれぞれ図5と同じ天体。
Hα線等価幅予測値：（赤星）-35 Å、（緑星）-9.7 ÅGroup1,Group2による
Hα輝線天体の選別
は有効

Hα等価幅
-50.6 Å

0r’ – i’ (mag)

表2. FUGIN(FOREST Unbiased Galactic plane Imaging
survey with the Nobeyama 45 m telescope)
国立天文台野辺山電波観測所
望遠鏡
45 m電波望遠鏡

60

相対強度

望遠鏡
観測領域

-60 Å-40 Å

強度

表1. IPHAS(The Isaac Newton Telescope
Photometric H-Alpha Survey)

図7. Hα線等価幅の予測値と測定値との比較。
星印は図5、図6と同じ天体。

-100 Åag=5mr’ – Hα (mag)図1. 研究領域

Group1,Group2 →正の相関あり
Group3→Hα輝線候補33天体中、4天体のみ輝線検出

Hα線等価幅予測値 (Å)

強度AV

図4から求めたの予測値と、観測スペクトルから測定した値

Hα線等価幅測定値 (Å)

IPHAS（Drew et al. 2005）とFUGIN（Umemoto et al. 2017）の共通領域を中心に観測
銀経：180 - 216°、 29 - 50° 銀緯：−1〜 +1°

Hα輝線等価幅について

1

λ [µm]

10

図10. WTTSとみられる、赤外超過の小さい天体の一例。
AV ＝0.6 mag, 温度：3800 K

今後、紫外超過の有無についても調査する

5.まとめ• 銀河面において、可視赤外アーカイブデータを用いてPMS 候補天体を選別し、可視分光観測を実施した。
• 289天体を解析し、157天体でHα 輝線を検出した。
• 少なくとも88天体で、SEDでも有意な赤外超過が見られ、PMSと同定した。

図11. 黒線：8000 Åで規格化した観測天体のスペクトルの例。赤線：スペクトル型テンプレート(Kessel et al. 2017) 。

下の(1)〜(4)の手順でスペクトル型を求めた。
(1). r ’, i ’, Hα二色図、JHK二色図から減光量（ AV 等級）を見積もり、スペクトルとSEDを補正(2) のSEDから求めた有効温度に近いスペクトル型のテンプレート (Kessel et al. 2017) と、(2) のスペクトルとの比較(3)スペクトル型テンプレートとの𝜒2フィッティングの結果と比較(4) AV 等級を変化させながら (1)〜(3)を繰り返す

6.今後の課題• HR図を作成し、各天体の年齢を導出する。
• 同定したPMS天体について、Gaiaの視差データから距離を求める。
• Dendrogramを用いて、 FUGINデータから分子雲を同定する。
同定したPMSと分子雲のガス・ダスト密度との比較を行い、環境による星形成の差異を探っていく。