New View of Molecular Gas
Distribution of the Southern Sky
CO Surveys with NANTEN
Toshikazu Onishi (Nagoya Univ.)and NANTEN group

NANTEN Telescope• A 4-m mm-submm telescope• Molecular cloud survey in the Galaxy, LMC,and SMC• Since 1996 (transferred from Nagoya Univ.)at Las Campanas Observatory• Upgrade: NANTEN2 project1

NANTEN• NANTEN=南天(Southern Sky)
• Diameter: 4m
CFRP + conductive paint• 85-115GHz, mainly CO (J=1-0)• Beam size 2.6 arcmin (@115GHz)• SIS receiver + 2 AOS backend• Velocity Res. 0.1 or 0.6 km/s
• Band Width 100 or 500 km/s
• Tsys ~ 140K @110GHz~ 170 – 270K @ 115GHzTargets• Galactic Plane Survey in Southern Sky• Magellanic Clouds (LMC and SMC)
• High-mass star forming region (GMCs)– Carina, Centaurus, Orion, Bright-Rimmed Clouds,• SNRs and Supershells– Vela SNR, Gum Nebula, Carina Flare• Galactic Center• Low-mass star forming region (Dense cores)– Ophuichus, Lupus, Chamaeleon, Pipe Nebula• Galactic High-Latitude Molecular Clouds– Aquila, Infrared-Excess Cloud, High-Latitude Survey

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GMCs in the LMC by NANTEN

Yellow:
CO J=1-0
at 2.6mm
5h0m

Contours from 1.2 Kkm/s Interval 1.2 Kkm/s

Fukui et al. (2001)

分子雲の銀緯方向分布• 高銀緯分子雲– Yamamoto et al. (2003, 2006)– 近傍(~100pc)、低密度• 分子雲スーパーシェル– Matsunaga et al. (2001)• 銀河系Warp領域– Nakagawa et al. (2005)

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高銀緯に存在する分子雲(高銀緯分子雲)
高銀緯領域 : 典型的に |b| ≧ 20゜ の領域
Side view
b=20°
b=-20°
太陽系
・太陽系に非常に近い。距離 〜 100 pc
・サイズ、密度が小さいものが多い
・視線方向上で他の天体と重なる可能性が低い
分子雲・形成の研究に非常に適している

他波長で見る高銀緯領域

・太陽系近傍におけるダスト、水素原子の分布は非一様・高銀緯領域にいくつかのフィラメント状、ループ状構造が存在

4HIに対する遠赤外線超過雲の観測結果「なんてん」望遠鏡から観測できる68天体について12CO(J=1-0)輝線で観測

・COの検出率=32/68 (47%)

光の減光等では見つけられない分子雲が数多く残っている
遠赤外線超過雲は分子雲探査のよい指標となる

Onishi et al. 2001

CO輝線が検出されなかった赤外線超過雲
赤外線超過の定義(超過量) = Fν−S×N(HI)−O

赤外線超過になる原因
・ 水素の大部分が水素分子にかわっている・ Dustの温度が高い
・ Gas to Dust ratioが異なっている
・赤外線超過雲のDustの温度はその周囲のDustの温度より小さい。
・Gas to Dust ratioが一様に分布する雲の中で異なっているとは考えにくい(Blitz et al. 1990)

赤外線超過は水素分子の寄与によるものであり、これらは水素分子雲。
CO形成前の分子雲である可能性がある。

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高銀緯大規模構造に対するCO輝線観測

高銀緯大規模構造に対するCO輝線観測
Arc1
MBM 53Arc1: MBM 53, 54, 55を含む高銀緯分子雲複合体の観測
Æ12CO,13CO,C18O(J=1-0)輝線で観測
1)

Arc2
MBM 542)

MBM 1

MBM 553)

MBM 2

Magnani et al. (1985)
MBM 53, 54, 55 が存在
HIの観測
Gir et al. (1994)
HIフィラメントの膨張を示唆
複合体までの距離
Welty et al. (1998) ⇒ 150pc

Arc2: ペガサス座領域の大規模ループ構造に対する観測Æ12CO,13CO(J=1-0)輝線で観測
1)

2つのフィラメント状またはループ状構造が存在12CO(J=1-0)の観測

12CO(J=1-0)の観測

Magnani et al. (1985)
MBM 1, 2 が存在

6観測結果 : 12CO(J=1-0)
検出限界 : N(H2) 〜7.7×1019 cm-2・ 110個の分子雲を同定
MBM 53・ 総質量 : 約1200 M◎
MBM54
HLCG92-35

質量 : 330 M◎
サイズ : 2.6 pc

検出限界 : N(H2)=1.5×1020 cm-2

MBM 53

78個の分子雲を同定
総質量 : 〜64M◎
New Cloud
HLCG92-35

分子雲の物理量の平均

MBM 54分子雲の物理量の平均
ピーク温度: 3.0 K
線幅: 3.4 km s-1
半径: 0.3 pc
MBM 55柱密度: 5.6×1020 cm-2
質量: Magnani
10.4 M◎et al. (1985)

ピーク温度: 1.4 K
線幅: 1.1 km s-1
半径: 0.2
MBM55 pc
柱密度: 3.6×1020 cm-2
質量: 0.8 M◎

全領域の分子雲の物理量
３つの観測で同定された12CO分子雲の物理量のヒストグラム

ペガサス座領域の観測においてサイズ、質量の小さい分子雲を検出7小分子雲の起源
・複数の小分子雲群が分布
・小分子雲は星形成の残骸でない

T=10 K, n(H2)=100 cm-3におけるJeans length〜 1.3 pc
分子雲の形成において自己重力以外の寄与が存在小分子雲の形成
・Koyama & Inutsuka (2002)
Jeans Length 以下の大きさの分子雲がshocked layer内で熱的不安定により形成〜106年程度で0.2×0.1 pc 程度の密度の高い領域(n > 100 cm-3)を形成
COの速度分散8

12COとHI
CO / HI 質量比
西側 : 〜0.97
東側 : 〜0.10

カラー : HI (-19.7<VLSR<1.0 km s-1)
コントア : 12CO

HIの積分強度比
西側/東側 : 〜 1.1
HI cloud内の進化は一様ではない
・Gir et al. (1994)はHIフィラメントの膨張を示唆
HLCG92-35は過去の爆発的現象の影響によって形成されたまとめ
今回検出した分子雲の進化段階
HIに対する遠赤外線超過雲の観測

大規模構造の観測

CO輝線を検出できなかった遠赤外線超過雲
HLC G92-35
CO形成段階の分子雲の検出
ペガサス座の小分子雲
サイズが0.1pc以下の分子雲を検出
CO輝線を検出した
遠赤外線超過雲

ペガサス座の13CO輝線を検出した分子雲
13COが見え始めた分子雲の検出

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Discovery of Carina flare

Fukui et al. 1999

color : IRAS 100 m
contour : 12CO

•M 〜 Msun•500pc distant from disk
•Induced high mass star formation•Not identified by HI, Columbia survey

天の川銀河・円盤銀河（ディスクの厚み〜数百pc）
分子雲のR・質量~ 1011 Mo分布・分子雲リング（R ~ 4 kpc）

R = 13.5 kpc
・半径(R) ~14-15 kpc、Ro = 8.5 kpc

14.5 kpc

1) 星の分布にcut-off：R = 14.5 kpc (Robin et al. 1992)
Heyer et al. (1998)2) 分子雲の分布にcut-off：R = 13.5 kpc (Heyer et al. 1998)→ R ≧ 14.5 kpcを最外縁部と定義
Molecular Clouds in the Galactic Warp10

最外縁部（系外銀河）の特徴<円盤最外縁部の特徴>
円盤銀河 → ウォープ（Warp）している= たわみ：円盤をエッジ-オンで見た時
H I（可視光）による系外銀河の観測→ Warpは円盤銀河に一般的に見られる現象

コントア = H I

Molecular Clouds in the Galactic Warp

最外縁部分子雲の観測
IRAS点源方向観測(Brand)

低感度の無バイアス(Heyer)

高感度の無バイアス(中川)

最外縁部の分子雲/星形成を発見
問題 - 全体的な質量/分布、物理的性質

16%にIRAS点源→6倍以上の分子雲問題 - 分子雲中の高温部にバイアス

分子雲の分布、物理量を正確に求める

Molecular Clouds in the Galactic Warp11

本研究の観測12CO(J=1-0)輝線 with NANTEN望遠鏡

1) 無バイアス

252度 < l < 266度、-5度 < b < -1度 → 2) 広域

3) 高感度

銀河系を上から見た図

NANTEN 銀河面サーベイ
GPS
最外縁部

Molecular Clouds in the Galactic Warp

結果(1-1)：l - b 分布
Warp分子雲の分布 (銀経-銀緯）
R = 15.2 [kpc]R = 16.9 [kpc]Heyer(北) 研究者
MCO 中川(南)= 8.3*104[Mo] MCO = 780 [Mo]3300.9

Tr* = 0.7 [K]Tr* = 1.7 [K]r = 4.2 [pc]r = 27.6 [pc]感度 2.0*10
0.08[K]
5 Mo
複合体

観測領域 56 [deg2]

0.35 検出率
123 検出率1.25 [個/deg2]1070 [Lo/deg2]

Molecular Clouds in the Galactic Warp12

結果(1-2)：分布
銀河系の円盤を横から見た図[pc]1) Warped disk : R ~ 13-14 kpcから始まる、シフトz > 1 kpc
2) フレア: dzの増加 → R大で重力場[弱]R = 17 kpcの「円盤の厚み」はR = 15 kpc の約２倍
Molecular Clouds in the Galactic Warp

考察１：X ファクター
質量 - LCO図
同質量の分子雲のLCOを比較
Inner disk > カリーナ > WarpR = 4 kpc < 10 kpc < 16 kpc

Warp領域 LCOは円盤内部の1/3
Xファクターは３倍X(warp) = 5.6*1020<原因> 温度、メタリシティー
Molecular Clouds in the Galactic Warp13

考察２：H I との比較
銀経 - 銀緯

高感度観測により、初めてH Iとの直接比較が可能になった
65/70(=93%) Warp分子雲はH I コントア > 800 K km/s
分子雲形成の研究には
高空間分解能 H Iデータ必要
銀河系を上から見た図

Molecular Clouds in the Galactic Warp

今後の展開
新鏡面によるサブミリ波帯の観測
アタカマに新なんてん
492GHz CI
炭素をカギとしてCI , CII, CO
銀河系全体の構造
巨大分子雲＋シェル=> マゼラン他の系外銀河との比較

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Dome and Telescope

受信機Nagoya RX
SiO maser 86GHz

3.’5 (HPBW)

CO(J=1-0) 115 GHz

2.’6 (HPBW)

CO(J=2-1) 230 GHz

1.’3 (HPBW)

CO(J=3-2) 345 GHz

0.’9 (HPBW)

CO(J=7-6) 806 GHz

22” (HPBW)

CI (3P1- 3P0) 492 GHz

37” (HPBW)

CI (3P2 - 3P1) 809 GHz 22” (HPBW)KOSMA SMART (8 beam x 2)

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サブミリ波ではじめて見える星間雲の全貌
サブミリ波ではじめて見える星間雲の全貌

一酸化炭素分子ミリ波輝線
これまでの観測

一酸化炭素分子サブミリ波輝線
窒素イオン
テラヘルツ輝線

中性炭素原子サブミリ波輝線

すべての星間相の総合的理解

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