南極望遠鏡に向けたX線化学と重水素化合物の観測的研究

渡邉祥正 (宇宙観測研究室)

南極テラヘルツ望遠鏡計画
新ドームふじドームC

南極10m電電波望遠鏡- 周波数:
200 GHz 〜 1500 GHz- 鏡面精度: < 20μm
- 指向精度: < 0.5”
- 視野: 〜1平方度- 電波カメラ- ヘテロダイン受信機

標高が高い
標高: 3,200 – 4,000 m
南極30m級級電波望遠鏡
気温が極めて低い(検討中)
平均気温: -54℃ (-20 ℃ 〜 -80℃)
水蒸気量が非常に少ない
晴天率が高いテラヘルツ帯での観測が可能

テラヘルツ帯における大気の窓
南極から観測が可能

下降水量

これまでのテラヘルツ帯の観測
Herschel衛星 (主鏡口径3.5 m)

Bergin et al. 2011

Orion KLSOFIA (主鏡口径2.5 m)

SH

Neufeld et al. 2012

衛星や航空機のため主鏡口径が小さい

南極テラヘルツ望遠鏡の観測ターゲット
南極望遠鏡：大口径(10m)のテラヘルツ望遠鏡- 銀河形成・銀河進化 (暗黒銀河探し)- 活動銀河核(AGN)- 近傍銀河- 銀河面サーベイ
本研究のターゲット- 星惑星形成- 星間化学- 時間変動天体- 惑星大気ヘテロダイン観測(分光観測)→星間分子の化学組成

分子雲・星間分子
分子雲: ~10 pc

星形成:< 0.1 pc

銀河:〜10 kpc(1 pc ~ 3 光年)
ESO

HST

Mt Fuji telescope

分子雲- 主に水素分子が主成分の分子ガス塊- 恒星の材料

星間分子- 分子ガスに含まれる微量の化学物質- 200種類程度の分子が検出されている

HST

星間分子の化学組成(e.g. NGC 2264 CMM3)

Watanabe et al. 2015

同じホットコアでも異なる化学組成
NGC 2264 CMM3: 炭素鎖分子、重水素化合物
Orion: 大型の有機分子、硫黄を含む分子

化学組成の違い- 天体の進化- 周囲の環境テラヘルツ帯での分子観測：高励起の遷移h2J(J + 1)
回転準位エネルギー EJ =28⇡ Ih2⌫(J ! J − 1) =J24⇡ I
HCN J=17-16 1505.029 GHz 650 K 2(9) cm-3
HCO+ J=17-16 1514.583 GHz 650 K 3(8) cm-3
J=15-14 1336.714 GHz 510 K 2(8) cm-3CO
J=13-12 1496.922 GHz 350 K 2(6) cm-3
J=11-10 1267.014 GHz 250 K 1(6) cm-3

高密度・高温の分子ガストレーサー(スペクトル線＆連続波)
星形成領域、原始惑星系円盤、衝撃波領域
活動銀河核(AGN)、爆発的星形成銀河

テラヘルツ帯での分子観測：基本的な分子
h2⌫(J ! J − 1) =J24⇡ I→ 慣性モーメントI：小→ 遷移エネルギー：大
基本的な分子の観測(スペクトル線)単純な水素化合物(HF, OH+, H2O+, H2D+ etc. )原子の微細構造線 (C, C+, N+, O etc.)
CH
p-H2D+
o-D2H+NII

N=1-0
J=1-0
J=1–0
2–1

1470.7 GHz
1370.1 GHz
1476.6 GHz
1461.1 GHz

星間分子の化学反応の基礎的分子1. M51のULX天体におけるX線化学- 活動銀河核の診断方法の確立

活動銀河核(AGN)
活動銀河核 (AGN)
Active Galactic Nuclei

AGNの模式図

銀河中心の巨大ブラックホール- ガスなどの質量降着- 強い電磁波放射
電波、可視光、X線、γ線- 特に非常に強いX線- ジェット(http://wwwj.vsop.isas.jaxa.jp)

AGNと銀河進化
Lookback time (Gyr)log ψ (M year –1 Mpc–3)–0.4024681012

ブラックホールへの降着率 巨大ブラックホールは銀河と
–0.8
共進化
星形成率
→ 星形成率–1.2
銀河の成長率–1.6→ 質量降着率–2100億年前
ブラックホールの成長率
過去
現在
–2.4
AGNの活動性
0123456
Redshift

Madau & Dickinson 2014

AGNの活動が星形成を抑制？

AGNは宇宙における銀河進化史の理解に重要問題点：AGNが厚いガスや塵で覆われている→ X線でも観測できない→ AGNの有無の診断方法が必要

化学組成による埋もれたAGNの診断
AGNの特徴：非常に強いX線放射→ AGNを覆うガスの化学組成に影響 (X線化学)
AGN

Starburst
Izumi et al. 2016e.g.) AGNではHCNの存在量が高い (HCN > HCO+)

AGN周囲のガスの化学組成から診断できるのでは？
→南極望遠鏡での高励起の分子輝線の観測

観測とX線化学モデルの矛盾
HCNの存在量が多くなる現象をX線化学モデルでは説明できない
Meijerink et al. 2007 HCN(4-3)/HCO+(4-3)

HCN/HCO+比が1以下

X線強度

-

観測されたHCN/HCO+比: > 1

X線光度が上がると比が下がる-

X線がガスを電離するためHCO+が増加

ガス密度 (cm-3)

AGNの周辺は複雑な構造

降着円盤密度- 降着円盤
- ジェット
高温環境下の化学反応？
より単純な系でX線化学の検証が必要

温度
Harada et al. 2013

ピュアなX線化学の検証
ULX (Ultra-Luminous X-ray source)- X線連星 (中間質量(〜103M◉)ブラックホール)- X線光度： >1039 erg/s
物理的な構造は（おそらく）単純→ 降着円盤やジェットの影響は無視できる天体(M51 ULX source 26)(a)

X線X ray (1.5 - 10 kVe)
Background: UV(b)+47°12′15″

分子ガス

SMA FoV
Source 26AGN

Source 26

Dec. (J2000)

12′ 00″- 分子ガスに囲まれている

AGN

11′ 45″

理想的な天体11′ 30″

P1
Dewangan et al. 2005

- X線光度：> 2×1040 erg/s

11′ 15″hms

13 29 54s

52

R.A. (J2000)

s

50→ SMAで観測

SMAによるM51 ULXの観測
SMA (SubmilliMeter Array)
ハワイ・マウナケア山 (4080 m)

SMA

アンテナ: 6 m × 8台
周波数: 209 – 273 GHz (Total 64 GHz)
設定1: 209 – 217 GHz, 225 – 233 GHz
241 – 249 GHz, 257 – 265 GHz
設定2: 217 – 225 GHz, 233 – 241 GHz
249 – 257 GHz, 265 – 273 GHz

観測の実行 (割り当て回数は2回ですが。。)
3/4
3/25

→悪天候…
→悪天候…

4/1 →マシントラブル…
4/2 →悪天候…

観測データは取得できず。。。
→ 今年度、再挑戦する予定

2. 巨大分子雲の重水素濃縮度- テラヘルツ帯の重水素分子の観測の準備

銀河における分子雲と星形成
分子雲: ~10 pc

星形成:< 0.1 pc

銀河:〜10 kpc(1 pc ~ 3 光年)
ESO

HST

Mt Fuji telescope

HST

星形成の多様性- 小質量星、大質量星、星団形成など- 材料となる分子雲の性質の多様性？
- 銀河のダイナミクス？

分子雲の進化段階や星形成の良いトレーサーは何か？

重水素濃縮- H2D+ is a key molecule. 星なしコア(低温環境下)の進化トレーサー
H3+ + HD → H2D+ + H2 (発熱反応)
COの存在量が減少すると H2D+が増加
c.f. さらにCOが減ると、
H2D+ + HD → D2H+ + H2
D2H+ + HD → D3+ + H2星形成のトレーサー
H2D+ + CO → HD + HCO+
逆反応や蒸発したCOにより H2D+が破壊される
分子雲や星形成のよい進化トレーサーである

SOFIAによるp-H2D+の初検出

IRAS 16293-2422

0.8

o-H2D+0.6

0.4

372 GHz1.37 THzo-H2D+/p-H2D+ = 0.07 +/-0.03
SOFIA/GREAT

T*A (K)

ortho-H2D+ 372 GHz

APEX

0.8

0.6

p-H2D+0.4

0.20.0

南極望遠鏡でも観測可能！

para-H2D+ 1,370 GHz
024vLSR

SOFIA
6(km s‒1)8重水素分子で初期宇宙の分子ガス観測？
初期宇宙での元素合成- ビッグバン- H(D), He, Li現在あるほとんどの元素は存在しない

初期宇宙でも分子ガスが星の材料
100(b) H2 Fraction

H + e → H- + hν
H- + H → H2 + e
H2がガスの冷却に寄与-110 2
M

100010 3M

10 4M(a) Temperature

10-2fH2T [K]10-310100

10-4P3P2P1100

102104106-3nH [cm ]1081010

Hirano et al. 2017

-5101012100- HD: 2.674 THz- p-H2D+ : 1.370 THz- o-H2D+ : 0.372 THz

102104106-3nH [cm ]10810101012

赤方偏移した輝線
宇宙最初の分子の検出？！

他の分子の重水素濃縮
H3+以外の分子も重水素濃縮するH3+ + HD → H2D+ + H2
X + H2D+ → XD+ + H2e.g.) CO + H2D+ → DCO+ + H2

暗黒分子雲コア（<0.1 pc）L134Nで高い重水素濃縮度
DCN: 5 ± 2%, CCD: 6 ± 4%, DCO+: 18%, N2D+: 35%
c.f.: 宇宙の平均D/H比 ~ 10-3 %巨大分子雲スケール(>10 pc)の重水素濃縮度は?
- 分子雲コアスケール(< 0.1 pc)では測られている- 近傍銀河の観測例はほとんどない- 銀河円盤内での巨大分子雲の進化？

→ IRAM 30m望遠鏡を使い重水素化合物の観測

M51: IRAM 30 m
HST

渦状腕を観測• M51 (距離：~ 8.4 Mpc)

IRAM 30m

スペイン・Pico Veleta山
標高 2900 m
割り当て時間：50時間(+30時間)観測分子: DCO+(1-0)
DCN (1-0)
N2D+ (1-0)

Schinnerer et al. 2010

M51の重水素化合物

On-Source 積分時間：26時間
達成感度(Tmb)：400μK

DCO+は検出されず

DCN, N2D+も検出せず

M51 (~ 1kpc): DCO+/HCO+ < 0.5 %(Tine et al. 2000)
暗黒分子雲コア(~ 0.1 pc): DCO+/HCO+ = 18 %大マゼラン雲 (~ 6 pc): DCO+/HCO+ = 2 – 0.8 % (Chen et al. 2004)

1 kpcスケールでは顕著な重水素濃縮はないFuture Work: 重水素化合物
近傍銀河の高空間分解能観測(M83)

分子ガス

高密度ガス

星形成

空間的な重水素濃縮度の勾配があるか？ →ALMAに提案中
遠方銀河のHD、H2D+観測
赤方偏移した重水素分子の観測
HD (10-00): 2674.986 GHz→ 401.951 GHz
H2D+ (101-000): 1370.085 GHz→ 205.873 GHz
ALMAでの観測可能な周波数！

ADS-27 (z=5.655)

出版論文
1. Watanabe, Yoshimasa; Nishimura, Yuri; Harada, Nanase; Sakai, Nami; Shimonishi, Takashi; Aikawa, Yuri;
Kawamura, Akiko; Yamamoto, Satoshi“Molecular-Cloud-Sacle Chemical Composition I: Mapping Spectral Line Survey toward W51 in the 3 mm Band”
2017, The Astrophysical Journal, 845, 116 (30 pages)
2. Watanabe, Yoshimasa; Sakai, Nami; López-Sepulcre, Ana; Sakai, Takeshi; Hirota, Tomoya; Liu, Sheng-Yuan; Su,Yu-Nung; Yamamoto, Satoshi“Discovery of Striking Difference of Molecular-Emission-Line Richness inthe Potential Proto-Binary System NGC 2264 CMM3”
2017, The Astrophysical Journal, 847, 108
3. Nishimura, Yuri; Watanabe, Yoshimasa; Harada, Nanase; Sakai, Nami;
Shimonishi, Takashi; Aikawa, Yuri; Kawamura, Akiko; Yamamoto, Satoshi“Molecular-Cloud-Sacle Chemical Composition I: Mapping Spectral Line Survey toward
W3(OH) in the 3 mm Band”
2017, The Astrophysical Journal, 848, 17 (18 pages)
4. Oya, Yoko Oya; Sakai, Nami; Watanabe, Yoshimasa; Higuchi, Aya E.; Hirota, Tomoya; López-Sepulcre, Ana;
Sakai, Takeshi; Aikawa, Yuri; Ceccarelli, Cecilia; Lefloch, Bertrand; Caux, Emmanuel; Vastel, Charlotte; Kahane, Claudine;
Yamamot, Satoshi“L483: Warm Carbon-chain Chemistry Source Harboring Hot Corino Activity”
2017, The Astrophysical Journal, 837, 174 (15 pages)
5. Tatsuya Soma; Nami Sakai; Yoshimasa Watanabe; Satoshi Yamamoto“Complex Organic Molecules in Taurus Molecular Cloud-1”
2018, The Astrophysical Journal, 854, 116

他３報