SKAによる星間物質の研究

立原研悟（名古屋大学）

SKA-JP ISM Working Group•

2014年11月発足•メンバーシップ•

半田利弘（鹿児島大、代表）•

立原研悟（名古屋大、副代表）•赤堀卓也（鹿児島大、代表代理）•犬塚修一郎（名古屋大）•今井裕（鹿児島大）•竹内努（名古屋大）•中西裕之（鹿児島大）•井上剛志（国立天文台）

星間物質
•

銀河にある恒星の質量の10%は星間物質•

星間物質の質量の99%はガス、1%が塵（ダスト）•

ガスの74%は水素、25%がヘリウム•星形成を通して物質進化・循環に寄与

見える物質

暗黒物質

星間物質

星ダスト

ガス

その他
ヘリウム
水素

宇宙の物質循環
原子雲？

分子雲

実は分子雲がどうできるのか、あまりよく分かっていない
惑星状星雲

赤色(超)巨星

超新星

主系列星

Phases of Interstellar Gas•

Hot Ionized Medium (HIM; ~ 106 K) ••• Coronal gas, SNR•

Warm Ionized Medium (WIM; ~ 104 K) ••• HII region•

Warm Neutral Medium (WNM; ~ 103 K) ••• Diffuse HI•

Unstable Neutral Medium (UNM) ••• rare?

•Cold Neutral Medium (CNM; ≲ 100 K) ••• Cold HI•

Molecular Medium (MM; ~ 15 K) ••• CO cloud

2つの相転移（WNM => CNM, 原子=>分子）Phases of Interstellar Gas•

Hot Ionized Medium (HIM; ~ 106 K) ••• Coronal gas, SNR•

Warm Ionized Medium (WIM; ~ 104 K) ••• HII region•Warm Neutral Medium (WNM; ~ 103 K) ••• Diffuse HI•

Unstable Neutral Medium (UNM) ••• rare?

•Cold Neutral圧力平衡？
Medium (CNM; ≲ 100 K) ••• Cold HI•

Molecular Medium (MM; ~ 15 K) ••• CO cloud

2つの相転移（WNM => CNM, 原子=>分子）

0K
=
T

1000
1,0=

10410 30.1

UNM

T

WNM

=

10K

T

=

10 5

K,000K
10(a)Tthermal pressure : p/kB [ K cm-3 ]Two Phases of Interstellar Gas

CNM

1.0
10100
1000
total number density : n [ cm-3 ]10000(e.g.,&Field&et&al.&1969;&Wolfire&et&al.&1995;&Inoue&et&al.&2012)

ガスの熱力学的進化•高いcooling rateによる熱的不安定性•

WMN => CNM 相転移•

H2ガスがCNMの内部で形成（原子／分子相転移）•構造形成（フィラメント状、クランプ状構造）•

磁場と衝撃波の効果•

CNMの乱流的運動（星間乱流の起源）

dust cloudの構造 (by Herschel)Numerical Simulations
Colliding gas flow

The Astrophysical Journal, 759:35 (14pp), 2012 November 1(b) z = 0 plane

温度10-10-6(d) x = 0 plane

4 km/s-2x [ pc ]26log( T [ K ] )4 km/s

圧縮されたWNMから、CNMの小さな(フィラメント状)構造が形成される (Inoue & Inutsuka 2012)
1010log( T [ K ] )6124x [ pc ]6610(c) x = 0 plane-2-10-60-1034-3log( n [ cm ] )-10-6-6

12-2-2y [ pc ]2y [ pc ]223634-3log( n [ cm ] )610

密度20 km/s

1020 km/s

4(a) z = 0 plane

Inoue & Inutsuka

Molecular Gas Formation
非効率的な分子ガス形成 (τ ~ 107 yr; Goldsmith+ 2007)

(1)

(2)

(3)

物理的要求

(1)

低温、高密度なISM(2) スムースなダストの表面
北海道大学低温科学研究所
2010年プレスリリースより(4)（高橋 2000）

Tdust < 20 K

All-sky HI survey•

2005年 Leiden/Argentine/Bonn (LAB) サーベイ完成•

全天の水素原子ガスの分布を明らかにした•

天の川の赤道面から高く広がっている•

ガス温度は高い（数100–数1000 K）•

２つのマゼラン銀河とそれを繋ぐ構造も•

ただし分解能は0.5度

NANTEN CO サーベイ

GALFA HI survey•

アレシボ300m鏡により、分解能は4分角に改善•

固定鏡のため、帯状の観測領域のみ

The Dark Gas

γ-ray flux – NH
(Grenier&et&al.&2005)

HIでもCOでも観測されないガスの存在を示唆

The Dark Gas
Dust continuum
VS Gas
可能性
pure H2 gas• non-excited CO• dust property effect• HI opacity effect•(Planck&collaboration&20012

Optically thick HI gas

Fukui&et&al.&2014

ダスト連続波とHI積分強度の分布

相関の悪さはHIの光学的厚みで説明できる
銀河のガスの総質量を~1/2過小評価

CO以外の分子での分子雲サーベイ•SPLASH: The Southern Parkes Large-Area Survey in Hydroxyl 5
OH 18cm線をもちいて、分子雲の高分解能、広域サーベイが可能•

HIとCOの中間の密度域 (~ 数10 cm3)をトレース•

分子ガス形成、ダークガスの正体を調査•

超微細構造線による温度測定（昨日の海老澤さんの講演）•SPLASH OH survey•“no evidence of OH envelopes extending beyond CO…”

Figure 2. Combined peak emission and peak absorption maps for all four ground state OH lines in the SPLASH pilot region, createdby plotting the most extreme value of the brightness temperature at each spatial position. Only detections significant at the 4 level areshown. Small black-bordered white circles overlaid on the left-hand panels show the peak positions (to the nearest 3 arcmin pixel) ofmasers and maser candidates. Contours overlaid on the right-hand panels show the continuum brightness temperature at the line rest
frequency. Contour levels run from 10.0 to 20.0 K at intervals of 2.5 K, then from 20.0 to 50.0 K at intervals of 5.0 K. Contour colours
are chosen to aid visibility and have no physical meaning. The panels are ordered with the main lines (1667 and 1665 MHz) first andsatellite lines (1720 and 1612 MHz) second to highlight the corresponding or conjugate nature of the four transitions.

Dawson et al. 2013

Numerical Simulations
Colliding gas flow

The Astrophysical Journal, 759:35 (14pp), 2012 November 1(b) z = 0 plane

温度10-10-6(d) x = 0 plane

4 km/s-2x [ pc ]26log( T [ K ] )4 km/s

圧縮されたWNMから、CNMの小さな構造が形成される==> 超音速乱流として見える (Inoue & Inutsuka 2012)
1010log( T [ K ] )6124x [ pc ]6610(c) x = 0 plane-2-10-60-1034-3log( n [ cm ] )-10-6-6

12-2-2y [ pc ]2y [ pc ]223634-3log( n [ cm ] )610

密度20 km/s

1020 km/s

4(a) z = 0 plane

Inoue & Inutsuka

Cloud edgeの乱流的CO
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)

43pillar
2

arc
1
0-1

12

3

4

567

VLSR (km/s)

Channel map

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

原子ガスの速度構造 MBM53-55

水素原子CO

複雑な速度構造に分解される

HI spectra
1510低温(~ 100 K)のガス高温(~ 5000 K)のガス

50-40-200~ 1 pc

0.5 Mo, 15 cm–32040

星間磁場の観測•••

分子雲のフィラメント状構造は星間磁場とよく相関偏光による磁場構造
HI, OHのZeeman効果による磁場強度の定量•

ダスト放射偏光 (BLASTPol)

構造形成の理解には低密度領域の磁場構造の理解が大事

Matthews&et&al.&2013

背景光偏光

超新星爆発による宇宙線加速[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

ハドロン起源による高エネルギーガンマ線
X

π0π+

CMB	

SUZAKU X-ray image(π0)π-NANTEN CO contours

細かいピークのズレ⇩

不均一なISM中の衝撃波伝搬による磁場の増幅日本からの貢献•

臼田64mアンテナによるHI観測の取り組み•

広帯域デジタル分光計の開発
臼田64アンテナ

ASKAP

オーストラリアのSKA precursor, GASKAP

ROACHデジタル分光計

他のSWGとのシナジー•

銀河進化グループ ··· ダスト進化、ガス／ダスト比•

パルサーグループ ··· DM, RMによる星間電子密度の測定•

宇宙磁場グループ ··· ファラデートモグラフィー法による星間磁場測定•

宇宙論グループ ··· 銀河によるCMBの前景成分の見積もり

SKAで進むISMの研究•

高い空間的ダイナミックレンジによるHI雲のサーベイ観測•

スケール ~ 数百 AU – 数百 pc (50 dB) ···> 1″ – 40° @ 150 pc•

高分解能＋低いmissing flux ···> 定量的議論•

CO以外の輝線での分子雲探査•

OHは比較的低密度の分子ガスをトレース•

HI/OH輝線Zeeman効果による低密度領域の星間磁場の測定•CO, dustなどの観測との比較•

SKAで物質循環のmissing linkを明らかに！

Nagoya Workshop on theInterstellar Hydrogen
Date
March 26–28, 2015

Registration
March 6, 2015

明日です！

Confirmed invited speakers
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Jean-Philippe Bernard (Toulouse)
Isabelle Grenier (Saclay) "Mapping the Gas Mass across the HI-Bright to CO-Bright Transition in Nearby Clouds"
Tsuyoshi Inoue (NAOJ)
Shuichiro Inutsuka (Nagoya) "The Formation and Destruction of Molecular Clouds and Galactic Star Formation"
Ming-Yang Lee (Saclay) "The Perseus Molecular Cloud: A Local Laboratory for Studying the HI-to-H2 Transition"
Naomi McClure-Griffith (ANU)
Hiroyuki Nakanishi (Kagoshima)
Naoki Watanabe (Sapporo) "Experimental Approach to the Formation of H2 Molecules on Dust"