木曽 2kCCD を利用した暗黒星雲の多波長観測

学芸大学暗黒星雲チーム

　土橋一仁、神鳥亮、上原隼、

佐藤文男（学芸大学）、柳澤謙史（ OAO ）

木曽シュミット望遠鏡による暗黒星雲の研究

2000 年 11 月〜シュミット望遠鏡の広い視野（ 50’ 角）を活かし、

暗黒星雲を多波長（ BVRI ）でマッピングする。得られるもの：減光量マップ、色マップ、などこ

れらより、暗黒星雲内部での、暗黒星雲毎の、　赤化曲線の変化（→ダストサイズの変化）　分子ガスとの相関（→ガス・ダスト比の変化）　を調べることが目的。観測した天体： L1251 、 IC5146 、 Tau 、 OriA 、

Oph North 、その他比較的小さな暗黒星雲

B V

R I

４色測光の例： IC5146

木曽シュ

ミッ

トでは。。。

暗黒星雲はこんなふうに見えま

す

通常のスターカウントによる Aλ マップ

B V

R I

IC5146

L1251

B V

R I

2kCCD のデータの解析方法● 通常のスターカウント法で、減光量 マップを作成する。分解能〜４’程度（直径〜４’の固定円形ビーム）　　→ Aλ マップ　 ‥ （ 13CO 等のデータと比較）● 平均赤化法で、色マップを作成する。分解能＝５’〜 10’ （ 10 個の星が入るような可変ビーム）　　→ E(B-V) 、 E(V-I) 、 E(V-R) マップ●Cardelli et al. (1989) の Rv と Aλ/Av の経験則とこの観測から得られた E(B-V) 、 E(V-I) 、 E(V-R) を使って、 Rv を計算する。　　→ Rv マップ● 平均赤化法で使用したビームを使って、減光量マップを作り直す。　　→ Av と Rv の関係を調べる。

試行錯誤の果てに。。。

を下記のようにすることにした

L1251 の場合について

Av マップ（分解能は４’＝ 一定）

KISO 2kCCD

13CO との相関図（名大 4m 鏡）

星形成が起きている頭の部分では分子ガスも多い

L1251 ：コメタリーな形状の暗黒星雲濃い頭→星形成活動有り薄い尾→星形成活動無し

色マップ

E(B-V) のマップ

他の色マップも良く似ている

EB-V vs. EV-I Rv=Av/EB-V

ダストの大きさを反映

薄い尾の部分（ Rv~ ３ )

濃い頭の部分（ Rv=3 〜 6)

Rv の分布

星が形成されている高密度の部分で Rv が大きい→ ダストの成長？

Av 対 Rv の相関図

薄い尾 濃い頭

星形成の起きている濃い頭では、 Av と共にRv も増加、つまりダストが成長している。

結論L1251 について、 星形成の起きている濃い頭の部分と、星形成の起きていない薄い尾の部分では、 以下の違いが見られた。

濃い頭 薄い尾

分子ガス (13CO) Av とともに増加

Av の高い所では頭打ち

Rv の分布 ３〜６ 3 程度（フラット）

星形成活動 有り 無し

つまり、星形成が起きているような高密度 領域ではダストも成長し、分子ガスも多量に形成されている。

これらの結果は。。。Kandori, Dobashi, Uehara, Sato, Yanagisawa, 2003,“ Extensive Extinction Maps of Dark Clouds at Multiple Wavelengths”,The Proceedings of the IAU 8th Asian-Pacific Regional Meeting, Volume II,p. 153-154

及び、

Kandori, Dobashi, Uehara, Sato, Yanagisawa, 2003,“Grain Growth in the Dark Cloud L1251”,Astron. J., 126, in press

として世に出すことができました。 ご協力に感謝します。

今後の展望（１）他の暗黒星雲のデータ解析　　　 L1251 を綿密に調査し、解析方法をほぼ確立　　　できたので、これを他の暗黒星雲にも当ては　　　める。（２） NIR 、MIR　　　 2MASSや ASTRO-Fで近〜中間赤外での減光量　　　マップを作成し、赤化曲線の変化を暗黒星雲　　　内外で描く（３）分子輝線のデータ　　　東大 60cm グループおよび大阪府立大学受信器　　　開発チームとの連携のもと、２本以上の回転　　　遷移のデータ（ CO 等）を調べ、ガスの密度・　　　温度と赤化曲線の特徴の相関を調査する。