NANTEN望遠鏡の見た宇宙名古屋大学大学院
立原研悟

What is the NANTEN2 project ?
Purpose : Investigate large scale distributions, structure,dynamics, and chemistry of the ISM in the Milky Way andnearby galaxies

How : Multi line observations in CO and CI- 100GHz : CO(J=1-0)- 200GHz：CO(J=2-1) low freq. (Nagoya) RX- 500GHz : CO(J=4-3), CI(3P1-3P0)- 800GHz : 12CO(J=7-6), 13CO(J=8-7), CI(3P2-3P1)

SMART RX

can trace density and temperature of gas and star forming PDR regions

International collaboration
Nagoya U., Osaka Prefecture U.
Universität zu Köln, Universität BonnThe University of New South Wales, Sydney, Macquarie and so on
Universidad de Chile
Seoul National U.
Swiss Federal Institute of Technology ZurichProject Timeline

Chile Las Campanas, alt.2400m

Chile Atacama, alt.4800m

NANTEN2なんてん(NANTEN)•••••

2004.8: Move to Pampa la Bola from Las Campanas observatory
2005.9: First light in mm
2006.4: First light in Sub mm
2007.10: Start remote observations
2009.4: Installation of SMART

NANTEN2 Site (Chile; Pampa la bola)
sky with good transmission at sub-mm
membranecontainers ;astro dome

rest room, experimental room, observing room,
ware house etc.

generator house

Sequitor (Alt. 2700m)~ 1.5 hours by car

Always a few people
staff and PhD students+ foreign astronomers

NANTEN2 (Alt. 4865m)

Instruments
Receiver• 100 (110-115) GHz: 1 pixel, DSB• VDI LO chain (installed in 2012 April)• 4-12 GHz IF•12CO(1-0) and 13CO(1-0) simultaneously• Replaced with 200 GHz RX in 2013 Apr.
Spectrometers

Nagoya receiver• DFT!2: 1GHz band, 61kHz resolution for 100 or 200GHz

Parameters (100 GHz)•HPBW : 180”
•V resolution: ~0.16 km/s, V coverage: ~2600 km/s
•Tsys : 150 K (DSB)

8,9':,',;%$#<$'"#$$%&'(Main dish!"#$"%&'()(!*(+',-$#"./0'1,/%,2$'34567'
Sub-ref

Third mirror
Fourth mirror

Cabin

Fifth mirror)*+,-+.-/012/3+.+45*5.6
Sixth mirror
CDE1"/=>$0

FDE1"/

Cold load
SMART
Nagoya receiver=>$0'?'@A'0#B>

6/:$0G'!BH$'?'AG@'%I0#B>!

Data reduction (100GHz)P#7//15435.+*8.5/9+:;<.+=>,/"?@>335./A@55:/45*@>-(
B7 C,*5,6;*D/9+:;<.+=>,/
M"%N$:'9$"<B/0'H$:O,>
E7 F>33:5./9>..59=>,4#)+.35#)+.3
G7 H+65:;,5/IJ,K
L7 H+6M5*/A5+N;,KO!7 H+65:;,5/IJ,K
P7 1.+,6Q>.4;,K/-+*+/;,*>/EF/98<5/"I*6(/.0#1.,.
*!""#)$'+,-.

2%3.(#1.,.

!"#$%&'()!"#$%&'()*H$#%,/'J'4#"$<$'3=KLL7

NAnten Super CO survey as Legacy (NASCO)
All-sky survey era: Why don’t we make a CO map ?
What is NASCO ? :Expected outcomes :• Brand new CO legacy survey with high・ understanding of foreground emissionof CMB
・ Comparative study with gamma-ray
telescopes
・ High sensitivity atlas of Galactic highmass star forming region

angular resolution with huge coverage• in 12CO, 13CO and C18O (J=1-0) lines• Collaboration with the Planck teamImage: Planck 1 year result , Black shade: MCs by NGPS

Unobservablefrom NANTEN2

6H"0$&'P2"/1N'='Q$"#'#$%R2:'S'''M2"1N'%O">$&'TU%';Q'(4PEScientific Targets
NASCO!
!
!
!
!
!

- Galactic Plane Survey(NASCO_GPS)- SNR survey- Galactic center- nearby low-mass SFR- Planck based CO- High-latitude clouds

Massive star-forming regions!
!

- Cloud-cloud collision- “Spitzer bubbles”

Collaboration with Osaka Pref. U.
!
!
!

- Orion A- Serpens

Nearby galaxies!
!
!

- Nearby galaxy survey
- LMC
- SMC

Observational Results (NASCO_GPS)#$

E$$'"2%,'HQ'-,%:$#'VV

1>*+:/><65.N+=>,/=45R/S#$$$/@/T//F+*+/3>;,*R/S#$$T$$$O#!T$$$/UU

今日のトピック
1. 分子雲衝突による大質量形成2. 星間乱流と星形成
3. 超新星残骸における粒子加速とTeV γ線

1. 分子雲衝突による大質量星形成• 大質量星を作るためには？
• 大質量の分子雲コアをつくる• 短いタイムスケールで小質量コアに分裂してしまう• 小質量のコアを合体させる• 衝突頻度は低そうCloud-Cloud Collision as mechanism of #E
massive star formation! Collision between uneven clouds (Habe & Ohta 1992）

U2,R>')

U2,R>'M

Early phase: 2velocities

Late phase: 1 velocity– The shock triggered star formation
・ Inside of the shell is ionized (HII region).
・ Two velocity components should be observed.

Westerlund 2 (Wd2)•銀経284o.27, 銀緯 -0o.34•

O型星 ≥18個WR星 2個 (うち1つは連星)!

(Rauw et al. 2005, 2007, 2011)•星の総質量 ~104 M!

!

(Ascenso et al. 2007)•年齢: 2 – 3 Myr!

(Ascenso et al. 2007, Piatti et al. 1997)•HII領域RCW49とダスト・PAHs構造!

!

!
•(Churchwell et al. 2004)
YSOs ~300個 (Whitney et al. 2004)

Spitzerによる赤外線イメージ•

距離 2.8 – 8.0 kpc

・ 緑: 4.5 μm (水素再結合線Brα)(Rauw et al. 2011, reference therein)

・ 青: 3.6 μm (星)・ 赤: 8.0 μm (多環芳香族炭化水素(PAH))

(左)12CO(J=1-0)(中) 12CO(J=2-1)
(右) 13CO(J=2-1)

イメージ:
Spizter IRAC
青 3.6 μm
緑 4.5 μm
赤 8.0 μm15

-4 kms-1クランプ

4 kms-1成分

16 kms-1成分

R2-1/1-0
12CO(J=2-1)/
12CO(J=1-0)

R12/1312CO(J=2-1)/
13CO(J=2-1)

十字: Wd2
コントア:12CO(J=2-1)

R2-1/1-0・・・ 高い

温度 and/or 密度が高い領域

R12/13 ・・・ 高い(= 13CO(J=2-1)が弱い)
16

密度が低い領域

-4 kms-1クランプ

4 kms-1成分

16 kms-1成分

R2-1/1-0
12CO(J=2-1)/
12CO(J=1-0)

R12/1312CO(J=2-1)/
13CO(J=2-1)

十字: Wd2
コントア:12CO(J=2-1)!

4 kms-1成分!

!
1616 kms-1成分に比べてR2-1/1-0が高い

16 kms-1成分!

Wd2に近いほどR2-1/1-0が高い!

16 kms-1成分よりWd2に近い!

Wd2に付随! Wd2に近い分子雲は散逸

GMCsの運動! 仮説１：星風による膨張 (Dame 2007)! 仮説２：

GMCsの衝突!

仮説1仮説2

相対速度 ~12 kms-117星団形成のトリガー

相対速度 ~12 kms-1

GMCの運動! 仮説１：星風による膨張!

イメージ: 12CO(J=2-1)

位置速度分布

16kms-1成分! b = -0o.4 − -0o.2 : 膨張構造
! 16 kms-1 成分のb < -0o.4は16 kms-1の一定速度を持つ

16 kms-1成分全体が星団の星風によって膨張したと解釈しにくい!

4kms-1成分

エネルギー計算! 分子雲の距離を推定し質量を求め! 系全体の分子雲の運動エネルギー~1.2±0.5!1050 erg! 星風の力学的エネルギー18

3.6!1051 erg (Rauw et al. 2007)

膨張エネルギーは星風のエネル
ギーの10%

GMCsの運動! 仮説２：GMCsの衝突!

衝突後の経過時間! 4 km s-1成分と16 km s-1成分の相対速度 ~12 km s-1! RCW49のサイズ~40 pc

経過時間 ~4 Myr!

星形成効率

Wd2の年齢 2 – 3 Myr
Mstar: 星の総質量(~104M!)
Mcloud: 分子雲の総質量(~2!105M!)

19

Westerlund2のまとめ! 中間赤外線との形態比較や、CO輝線の励起分布・同位体比分布から、二つのGMCs(4kms-1と16kms-1成分)がWd2に付随! 2つのGMCsの重心速度からWd2までの距離を5.4+1.1-1.4 kpcと推定! GMCsの速度構造やエネルギー計算より、2つのGMCsがWd2によって膨張しているとは解釈しにくい! 相対速度~12kms-1のGMCsが衝突してWd2を形成した？

20

B#

M20（三裂星雲）
コントア 12CO(J=1-0)Mopra

2km/s分子雲

ブルーシフト成分:中心星(HD164492A O7.5型星)

8km/s分子雲

レッドシフト成分12

B#

M20（三裂星雲）
コントア 12CO(J=1-0)Mopra

2km/s分子雲

ブルーシフト成分:中心星(HD164492A O7.5型星)

8km/s分子雲

位置度図

レッドシフト成分12BB

分子雲衝突による大質量形成のまとめ• いくつかの大質量星は巨大分子運の衝突で誘発されていそう• どの程度支配的なモードなのか？
• E-B:W$#';R;;2$などの系統的サーベイを実施中
赤:24um緑:8um!:励起星

2. Interstellar turbulence• Observed by broad (super-sonic) molecularlines• Ubiquitous from diffuse cloud to dense cores• !V( CO) ~ 1.5-2.5 km/s ≫ C ~ 0.2 km/s for12s

20 K gas, !V(H13CO+) ~ 0.5 km/s

• Important for cloud evolution and dense
core dynamics

Paradigms of dense core evolution
Self-gravity

Klessen et al. 2000

Magnetic fields
orInterstellar turbulence

Tomisaka et al. 1988

Line width - mass relations

NANTEN C18O core survey in nearby clouds

Diamonds: Star-forming cores
Squares: Cluster-forming cores

Tachihara et al. 2002

Where the inter-stellarturbulence comes from?

• excited by large-scale wave (e.g., galactic
density wave, SN, outflow, SW, etc...)• cascade into smaller-scale waves(Kolmogorov turbulence)• but the super-sonic wave forms shock anddecays very rapidly• Magnetic field does not help much to sustain
turbulenceThe two-phase gas model
SHOCK!

• ISM consist of warm (~104 K) and cold (< 100 K)
neutral medium (WNMand CNM)

• shock compression ofdiffuse WNM =>turbulent CNM by TI• sustained long due tosubsonic random motion
wrt the warm gas

Thermal instability of shocked layer(Koyama & Inutsuka 2000, 2002)(See also Hennebelle et al. 2007)

Numerical simulations

l Journal, 759:35 (14pp), 2012 November 1

Inoue & Inutsuka•3D MHD simulation of colliding flow
•Chemical reaction•Radiative heating & cooling,•Thermal conduction, etc...

log n [cm-3]

zyx

probability density

100
10-1
10-2
10-3
10-4
1.010
nember density : n [ cm-3 ]100

endering map of the density resulting from 8 Myr integration (several cooling times for the initial thermally unstable gas). Regions in blue are H i
cm−3 and T ∼ 100 K that are formed as a consequence of the thermal instability. Magnetic field lines are shown as black lines. A two-dimensionale top surface in which red represents n < 3 cm−3 , yellow and green represent 3 cm−3 < n < 10 cm−3 , and blue represents n > 10 cm−3 . The PDF
ty is plotted in the bottom panel.

Thermal instability

w and green represent 3 cm−3 < n < 10 cm−3 ,blue represent n > 10 cm−3 . The probability
ction (PDF) of the number density is plottedshows good agreement with the theoretical mass spectrum of
H i clouds formed as a result of thermal instability (Hennebelle& Audit 2007; Hennebelle & Chabrier 2008).

Larson’s law
Inoue & Inutsuka 2012

12Ophiuchus North CO observation•NRO 45m + BEARS; 12CO J=1–0• HPBW = 15˝; 2300 AU at 150 pc• L204 cloud surface on S27 excited by ! Oph• Repeat scans of a 11´ ! 22´ region• T ~ 0.35 Krms•

ASTE 10m; 12CO J=3-2, (22” beam)••T4x4 and 3x3 arcmin2 around small structuresrms ~ 0.13 and 0.1 k

L204 cloud complex & ! OphThe nearest O-type (9.5V)
star at 150 pc
4 ! 10 5 yr

Runaway star ejected fromSco OB2
NANTEN 8° × 8° survey =>cloud acceleration
Only a few YSOs

12CO J=1–0

Small scale structures of the cloud surface
Peak TaChannel map
3.1-3.4 km/s

3.4-3.7 km/s

18

3.7-4.0 km/s
10000 AUHPBW

16UV

1412

4.0-4.3 km/s

4.3-4.6 km/s

4.6-4.9 km/s

10864.9-5.2 km/s

5.2-5.5 km/s

5.5-5.8 km/s4

small scale structurescomplex velocity field
20Complex velocity field
6average V = 1.48 km/s
A V = 0.57 km/s
B V = 0.63, 0.59 km/s
C V = 0.51 km/s

5clumpR = 6300 AU,
M = 0.03 Mo

Ta (K)

4
3pillar
2

arc
1
0-1

1

2

3

4

5

6

7

VLSR (km/s)

Channel map

12CO spectra "Vsmall ~ 0.6 km/s, "Vave ~ 1.5 km/s

Tkin and n(H2)the arc!

$%(!"%

the clump

!

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+%(+%)-./0"3452(")("&("%*+,-"2341!

!%.50+(!"#!

!"#$$"#%%"###"#&&"#'*+,-!./!01$$%&''%&((%&&&%&))%&*-./0!!1$#2

1000 < n(H2) [cm-3] < 6000=> 0.008 < M [Mo] < 0.05
40 < Tkin [K] < 300

2000 < n(H2) [cm-3] < 11000=> 0.005 < M [Mo] < 0.03
25 < Tkin [K] < 150

R = 6300 AU, "V = 0.6 km/s

R = 3000 AU, "V = 0.6 km/s

Z = 5 # 10-5, 1 # 10-5, 5 # 10-6星間乱流のまとめ• 分子雲は多数の微細構造（≤10000 AU）からできている• 視線方向の重なりが超音速乱流的なスペクトルをつくる• 二相ガスモデルで星間乱流は説明できそう• 磁場・WNMの観測がまだない3. 超新星残骸における粒子加速

GB! 超新星残骸：大質量星が超新星爆発した後に残される残骸# 1051 erg のエネルギー放出# 超音速衝撃波層の形成・膨張
星間空間へ多大な影響を与える– 衝撃波と星間物質との相互作用– 星間空間への重元素の供給

x– 新たな星の誕生(e.g., Sano+10)–– 衝撃波面（~1000 km/s）における宇宙線粒子加速＿"SNR Cassiopeia A (NASA/JPL-Caltech/STScI/CXC/SAO)＿＿etc.

GE

SNR as a Cosmic Ray Accelerator (~1015.5 eV)
宇宙線電子

星間磁場

宇宙線電子

シンクロトロンX線
ガンマ線

宇宙線陽子
ガンマ線
星間陽子

$0($0崩壊)（逆コンプトン散乱）
CMB光子$+$-ガンマ線○ 宇宙線電子：シンクロトロンX線の検出により、加速は証明 (e.g., Koyama+95)○ 宇宙線陽子：スペクトルの違いから逆コンプトン散乱と $0-2% を切り分けを試み、Middle Aged SNR については、加速が示唆されつつある# 非一様ISM中にあるSNRは、スペクトルによる切り分けは困難 (Inoue+12)

SNRで宇宙線陽子が加速されているか否かを明らかにすることがこの研究分野の最大の焦点の１つ

TeV %-ray vs. Target ISM Proton! RX J1713.7#3946- 水素分子と原子の質量比は同程度（H2: 0.9"104 M◉, HI: 1.1"104 M◉）- 宇宙線陽子の加速効率は 0.1% (~1048 erg) 程度# 宇宙線陽子が加速されていると考えても矛盾はしない[左図] イメージ: 全星間陽子柱密度 Np(H2+HI), コントア: TeV ガンマ線強度（Fukui, Sano et al. 2012）[右図] TeVガンマ線, 水素分子（!2） Np(H2), 水素原子 Np(HI), 全星間陽子 Np(H2+HI) の方位角分布

GP

LB

Numerical Simulation! MHD Simulation of Shock-cloud interaction（Inoue+12）
熱的不安定性により形成された clumpy な ISM（Inoue&Inutsuka+08,+09）へ衝撃波伝搬

Inoue+12○ 衝撃波速度 Vsh は 1/（星間ガス密度）0.5で減速#密度差の大きな分子雲周辺（"n~103-5）で速度差発生 % 乱流の生成○ 分子雲近傍に強いシア流（回転電場）＋乱流が磁場を巻き上げ増幅（乱流ダイナモ）#磁場 B ~0.1-1 mG まで増幅される % 分子雲周辺でX線放射がエンハンスされる

星間ガス周辺のＸ線増光が期待/ /観測でも見えはじめている

LE

粒子加速のまとめ• !$Y'Z線の起源として、陽子加速はありそう• 電子起源との切り分けはまだむずかしい• 磁場・および十分な分解能での密度構造の情報から、理論モデルの検証を試みる

全体のまとめ• 星間物質はとてもダイナミック• 衝突・加速・加熱・冷却・相転移．．．
• 観測データは増えてきた（あとは高分解能の原子ガスと磁場の情報が）• More to come with the NASCO survey!