NRO銀河面COサーベイ“FUGIN”久野成夫筑波大学

FOREST Unbiased Galactic plane Imaging survey with the Nobeyama 45-m telescope

Osaka Pref. Univ.Onishi, T.Tokuda, K.Takada, S.,Takahashi, R.

Members

Kagoshima Univ.Handa, T.Nakanishi, H.Omodaka, T.Shinnaga, H.Koide, N.Mizukubo, M.Uesugi, K.Ozawa, T.

Nagoya. Univ.Tachihara, K.Nishimura, A.Sano, H.Fujita, S.Hattori, Y. Yoshiike, S.Kohno,M., Okawa, K.Costes, J., Inoue, T.

Joetsu Edu. Univ.

Tosaki, T.

Kobayashi, Y.

ISAS/JAXA

Tsuboi, M.,Morokuma, K.

Yamagishi, M.

NRO

Umemoto, T.

Minamidani, T.

Torii, K.Matsuo, M.

NAOJ

Hasegawa, T.

Mizuno, N.

Muller, E.

Hirota, A.

Honma, M.

Matsumoto, N.

Kamegai, K.

Univ. TokyoSato, M.Kuwahara, S.Sofue, Y.

Meisei Univ.

Onodera, S.

Tsuda, Y.

RIKEN

Higuchi, A.

Ohashi, S.

Univ. Tsukuba

Kuno, N.

Saito, H.

Kuriki, M.

Saitama Univ.

Oasa, Y.

Univ. Nigeria

Chibueze, J.

Kwansei Gakuin

Univ. Seta, M.

Liverpool John

Moores Univ.

Moore, T.

Eden, D.

Cardiff Univ.

Rigby, A.

1. FUGINプロジェクトについて

2. これまでの結果

– 銀河系の構造と分子雲の性質の関係

１. FUGINプロジェクトについて

• NRO-45mによる銀河面のOTFマッピング

（2014年‐2017年）

• マルチビーム受信機 FOREST

– 4 ビーム x 2 偏波 x 2 サイドバンド

– IF: 8 GHz x 2

–観測周波数 : 80-120 GHz

多輝線マッピング観測に威力を発揮！

• 12CO(1-0), 13CO(1-0), C18O(1-0) (同時観測)

• HPBW ~15” （最高の角分解能）

NASA/R. Hurt

観測領域:inner disk: l = 10°～50°

|b|≦1°渦状腕, 腕間, 棒状構造

outer disk: l = 198°～236°|b|≦1°

ノイズレベル(Tmb)：13CO, C18O: 0.7K (dV =1.3km/s)12CO : 1.5K (dV =1.3km/s)グリッドサイズ： 8”.5実効的角分解能： 20”(12CO)

21”(13CO, C18O)

FUGINプロジェクト

• 3輝線：異なる密度範囲– 12CO：希薄なガス（～102 cm-3)

～ C18O：高密度ガス（～ 104 cm-3) JCMT: J=3-2輝線 ⇒ 分子ガスの物理状態（温度、密度）

• 高い空間ダイナミックレンジ– 銀河構造（kpc)～GMCスケール（数10pc）

～高密度クランプ（～1pc）

• 輝線観測 ⇒ 速度情報 ⇒ 距離

科学的目的

• 分子雲の形成–原子ガスから分子ガスへの相転移

• 分子雲の進化–分子雲の内部構造の変化

–高密度ガスの形成

• 星形成活動とフィードバック–分子雲衝突

– PDF

–超新星残骸

⇒ 銀河系の構造との関係

渦状腕・腕間での分子ガス

M51

(Koda et al. 2012)• 渦状腕下流で

CO(2-1)/CO(1-0)が上昇

⇒星形成による加熱、渦状腕によるガスの圧縮

⇒高温・高密度ガス

CO(2-1)/CO(1-0)

Hα FUV

CO(2-1)/CO(1-0)

GMCの性質の環境依存性M51 (Colombo et al. 2014)

PAWS (beam size ~40pc)CO (Scinnerer et al. 2013)

• GMCの質量関数

– 渦状腕（星形成活発）で大質量GMCが形成

– 中心の棒状構造では大質量GMCが少ない

• 棒状ポテンシャルによる非円運動

⇒シェア、分子雲衝突による破壊？

（星形成不活発）

GMCの質量関数

渦状腕 腕間

棒状構造

星形成活動とGMCの性質IC342 （Hirota et al. 2011)半径

速度幅

質量HIIありHIIなし

• 銀河の構造とGMCスケールでの性質の関係

GMCの進化に伴ってどのように高密度ガスが形成されるか？

• それぞれの構造でのGMCの性質– 質量, ビリアル比, 高密度ガスの割合, 星形成活動

• GMCの内部構造 （クランプ、 コア、フィラメント）– クランプ/フィラメントの質量・分布, ガス密度頻度分布, 密度・温度– GMC内の速度構造

• 分子雲衝突、乱流

• 十分な数のGMCサンプル• 高い空間ダイナミックレンジ

– GMCの巨視的な性質から高密度クランプまで

• 高密度ガスのトレーサー

⇒ FUGINプロジェクト

２．これまでの結果‐銀河系の構造と分子雲の性質

W33M17&M17SWex

M16

W43

W51W49

赤：12CO緑：13CO青：C18O

W51

W49W43

大質量星形成領域

Spitzer + 21 cm 連続波+: 21cm連続波ローカルピーク

W51距離：～5.4kpc (年周視差）巨大分子雲サイズ：～100pc質量：～1×106 M

W43距離：5.5kpc （年周視差）サイズ：>100pc質量：HI+H2 ~107 M

⨀

Reid et al. 2016

Aql spur

Barred spiral galaxies

1kpc

2kpc2kpc

CO

Ha

HaHa

NGC3627

NGC4303

M83

Bar-end活発な星形成領域 ミニスターバースト

kpcスケール

M83の分子ガスとHII領域の分布

Hirota et al. 2014

BarendHII領域の分布コントア：CO

Bar-end付近でのガスの運動

• 渦状腕とバーからのガスの集中⇒星形成

分子雲はどう変化するのか？

Kenney & Lord 1991

大質量星形成領域 W51

Spitzer + 21 cm 連続波+: 21cm連続波ローカルピーク

Kang et al. 2010

距離：～5.4kpc巨大分子雲サイズ：～100pc質量：～1×106 M

Onodera et al. 2012 (resolution ~100 pc)

質量 vs. 12CO(3-2)/12CO(1-0)

W51（分解能100pc）

Red: high SFR

Tosaki et al. 2011

65 GMCs in M33

W51巨大分子雲

カラー：13CO(1-0)gray scale: Spitzer 8μm

銀経 (ℓ) –銀緯 (b) 図 速度 (v) –銀緯 (b) 図

速度分布空間分布

Fujita, PhD thesis, 2017

High velocity stream

• 長さ~100pcの細長い構造

12CO (1–0) integrated intensity 65 – 75 km/s (HVS)

~20 pc

Fujita, PhD thesis, 2017

–中間速度に多くのYoung Stellar Object (YSO) が分布(YSO(☆)年齢 < 0.03 Myr (Kang+ 09))

MarkerYSO candidate (Kang et al. 2009)◯: <5 MSUN

△:5–8 MSUN

☆: >8 MSUN

red: class 0/Iyellow: IIgreen: ambiguous

視線速度差 ~5–6 km/sblue質量 ~1.1×104 MSUN

(red質量 ~1.0×104 MSUN)

PC 4YSO

×は電波連続波のローカルピーク

High velocity streamと分子雲の衝突

Fujita, PhD thesis, 2017

分子雲の集積⇒大質量GMC形成＆星形成？

Cloud collision cooling Li 2017いかに大規模なガスの塊（数100pc）を作るか？

Clumpy galaxy

Cloud collision cooling

Li 2017

• 銀河系のBar-end 領域

– 分子雲の衝突合体 ⇒ 巨大なGMC/GMA形成？

星形成？

contours: 13CO (J=1–0)gray scale: Spitzer 8μm

PC 2

W51GMC内部の速度構造

PC 2銀経 (ℓ) –銀緯 (b) 図

速度 (v) –銀緯 (b) 図

銀経 (ℓ) –速度 (v) 図

Fujita, PhD thesis 2017

50 60 70(km/s)

視線速度で~20km s-1/60pcの速度勾配を持つ構造

SNR:W51C

Fujita, PhD thesis, 2017

カラー：ガンマ線（>60MeV）コントア（黒）：13COコントア（黄）：21㎝ cont.

超新星残骸W51Cとの相互作用？

カラー：13CO (1-0) 速度場コントア：ガンマ線（>60 MeV）

~30 pc

molecular cloud

blue shift

red shift

周囲と異なる大きな速度勾配⇒GMC内部での衝突促進⇒さらに星形成？

超新星エネルギーの10%以上

今後

• FUGINデータと理論との比較ガスの分布・運動

＋構造ごとの分子雲の性質

• 分子雲の形態、質量関数• 高密度ガスの割合• 分子雲衝突の頻度‥（e.g., GMF: Duarte-Cabral&Dobbs 2017,質量関数・衝突：Kobayashi et al. 2017）

・構造ごとの分子雲の同定・距離の決定⇒ 分子雲の内部構造

Baba et al. 2010

データ公開

• 2018.6公開

• 3-D FITS (全体、分割：数度) & 積分強度図–国立天文台JVO（準備中）

• カタログ–分子雲、クランプ、フィラメント、シェル