星間空間
星間媒質サブサイエンスワーキンググループ
町田 真美(国立天文台)

星間媒質(ISM)グループ体制
代表： 町田真美（NAOJ）
副代表：山本宏昭（名古屋大学）
書記：村瀬 建(鹿児島大学, D1)
論文紹介係：大前陸人（九州大学, M2)

沿革

2014年11月

歴代代表

発足

半田利弘（～2016年3月）
立原研吾（2016年４月～2018年3月）
町田真美（2018年4月～）

メンバー：スタッフ・PD 20名、学生 6名
活動：毎月第4水曜日 10時30分～12時
論文紹介、他望遠鏡との連携検討 など

星間媒質グループの扱う範囲
星間媒質＝天体の“周り”にある全てが対象
中性水素などの輝線(吸収線)、電波連続波・偏波に着目
一酸化炭素輝線@ Planck, NASA

中性水素輝線@HI4PI Effelsberg, Parks

X線＋ガンマ線

Predehl + (2020)

Red: γ-ray Fermi , Cyan: 0.6-1 keV eROSITA

星間ガスの多温度構造7.0

HII領域
Warm Ionized medium

log T [K]温度5.02.0総質量

高温プラズマHot Ionized Medium (HIM)

6.0

4.0

体積占有率

暖かいプラズマ

暖かい原子ガス

3.0

1.00.0-4.0

中性水素原子Warm Neutral Medium-3.0-2.0 -1.0
個数密度0.0

暖かい分子ガス
分子ガス
Cold Neutral Medium
1.0

2.0

log n (cm-3)

4.0

6.0

相転移
冷たい分子ガス熱力学的進化：WNM⇔CNMの相転移
電離ガス

Nakanishi+20分子雲形成モデル確立のためには高分解能HIデータが必須

原子ガス

分子ガス

熱不安定性などによって、平衡状態が遷移する。
⇒中間状態（UNM）存在

CO輝線観測の分解能の変遷
2001年

CfA1.2m鏡銀河面サーベイ(銀経方向360度をカバー)
FUGINの地図の範囲

FUGINの地図の範囲

空間分解能 ~ 9分角｢なんてん｣の地図の範囲

2004年 ｢なんてん｣銀河面サーベイ(銀経方向220度をカバー)
FUGINの地図の範囲

FUGINの地図の範囲

空間分解能 ~ 3分角2017年 野辺山45m銀河面サーベイ(FUGIN) (銀経方向40度をカバー)

空間分解能 ~ 20秒角

HIの観測THOR

HI4PI (Bekhti + 2016, A&A, 594, A116)
Effelsberg 100m (北天) + Parkes 64m (南天)によるサーベイの合成データ
空間分解能 ~ 16分角

THOR (Wang + 2020, A&A, 634, A83)
VLAによる銀河面サーベイ。
67°＜ℓ＜17°、|b|<1°
HI, OH輝線、1.4GHz連続波
空間分解能 ~ 20-40秒角

SKA先行機によるISM関連の観測
ASKAP -- HIGASKAP 小マゼラン雲

WALLBY (系外銀河HIサーベイ）
EMU(continuum)
GASKAP（天の川銀河のHIサーベイ）

MeerKAT – 連続波
Galactic center

高感度観測により、多数のフィラメント、SNRを分解。

LOFAR －144MHz連続波

超新星残骸

Driessen et al. ApJ (2018)

低エネルギーの観測により、1GHz帯では既に放射非効率となっている
高齢なSNRを多数発見

高感度・高視野のメートル波・センチ波観測のアウトプットが始まっています星間現象SWGの注目トピックス

log T [K]

衝撃波の物理～SNR, X線連星、
diffuse X線の起源～ 7.0(シンクロトロン放射、宇宙線)
6.0
Disk-Haloの相互作用（ラインの線幅など） 5.0星形成からのフィードバック

Hot Ionized Medium (HIM)

HII領域
Warm Ionized medium

4.0
3.0

暖かい分子雲コアの物理（OHメーザー
アンモニア吸収線）

温度

衝撃波による乱流形成2.0
磁気浮上ループの起源
中性水素原子
1.0 Warm Neutral Medium
0.0-4.0-3.0HI雲の構造・乱流速度
スケールハイト-2.0 -1.0
個数密度0.01.02.0log n (cm-3)4.0

分子雲・分子雲コアの形成
磁場強度の特定6.0（低周波連続波観測）Planck Collaborations, A&A, 2011, 536, A19

Dark gas 一般的なHI輝線やCO輝線の観測では検出できない星間ガス(Dark matterではない)。
 HI: 光学的に薄いと仮定 CO: n(H2) > 100cm-3の分子雲をトレース

 多くの観測によりその存在が示唆されている
 存在は間違いないが、正体が正確には不明
 CO輝線ではトレースできない低密度分子雲？
 光学的に厚いHI (CNM)が広がっている ？

Grenier+2005,
Science, 307, 1292

ダストの光学的厚み＞ 原子・分子ガス⇒ 見えないガスの成分

Fukui+2015, ApJ, 798, 6

Plank＋HI・HIの光学的厚み・スピン温度↓
HIの柱密度を算出

SKAのより高分解能HI観測によって、より詳細にダークガスの分布・正体・物理量を明らかにする。

宇宙ジェット W50/SS433
Sakemi et al. (2021)

Abeysekar et al. (2018, Nature)

空間的に相関するHIキャビティを発見 33km/s～55km/s→連続波とHIの分解能が異なる
X線ローブにγ線、対応する放射（電波、Hαなどなし）→ ジェット内部の小スケールの衝撃波が起源か？

高空間分解能・高感度のHI, 連続波観測が必要

12

フェルミバブル
・ Starburst or jetにより銀河の中心核はnuclearwindを噴出。MWも例外ではない。
- soft X ray (Snowden+97)- radio continuum (Finkbeiner04)- polarized radio lobes (Carretti+13)- γ ray (Su+10)
 銀河系中心核の過去の活動性を示す明らかな証拠(Time scale=数10~数100 Myr)。
恒常的? 間欠的?な jet?? Star formation??
根元はどこにつながる??

→Double Helix？

図 Sofue 2000より

図 Carretti+13より
2-22GHz
直線偏波度

Predehl + (2020)

系外銀河のHIガスと分子ガス
電離ガス

原子ガス

分子ガス

銀河系は最高分解能を達成可能。
→ 天の川銀河はedge-on
・ 銀河面のHI観測が吸収のために困難
・ spiral構造を観測できないため、arm形成などのglobalな分子雲形成研究が困難

Nakanishi+20

 系外の近傍銀河のHI観測が重要

LMC

HIの高分解能データが不足している

M33

HIの高分解能データが不足しているアンモニアマッピング観測～Beyond band 5
星間ガスから分子雲コアまでの物理プロセスの解明→ 宇宙物質循環のミッシングリンク- 主要なプロセス
・分子雲の自己重力による収縮・超新星、分子雲衝突などによる強い衝撃、圧縮→ 分子輝線による広い領域の観測が必要？
星間ガス

暗黒星雲, 分子雲コア

分子輝線による広範囲観測- CO輝線などによる銀画面サーベイ(NANTEN, FUGINなど- アンモニア分子輝線でのマッピング観測 (23 ~ 25GHz)・超微細構造線から光学的厚み
・異なる励起状態の輝線強度比から分子雲の温度→先行研究: HII領域が付随している分子雲の観測(Chibueze+2013; Nakano+2017; Burns+2019)→分子雲内での温度勾配の確認 (Murase in prep)

W33での温度分布図

まとめ～星間現象SWGの注目トピックス

log T [K]

衝撃波の物理～SNR, X線連星、
diffuse X線の起源～ 7.0(シンクロトロン放射、宇宙線)
6.0
Disk-Haloの相互作用（ラインの線幅など） 5.0星形成からのフィードバック

Hot Ionized Medium (HIM)

HII領域
Warm Ionized medium

4.03.0暖かい分子雲コアの物理（OHメーザーアンモニア吸収線）

温度

衝撃波による乱流形成2.0
磁気浮上ループの起源
中性水素原子1.0 Warm Neutral Medium
0.0-4.0-3.0

HI雲の構造・乱流速度
スケールハイト-2.0 -1.0
個数密度0.01.02.0log n (cm-3)4.0

分子雲・分子雲コアの形成
磁場強度の特定6.0（低周波連続波観測）