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星形成率は、銀河の進化を理解する上で重要な要素の一つである。星形成率の決定には、若い大質量星からの放射による紫外線/可視光データ、周りのダストによる赤外線放射などのデータを使うのが一般的である。しかしながら、前者はダストによる吸収の影響が大きい、後者は空間分解能が他に比べて低いという欠点があった。一方、電波データから星形成率を推定することもあるが、これらのデータは比較的放射が弱く、検出できる天体が限られるという欠点があった。しかし、ALMA望遠鏡を使えばこれらの欠点を補うような高い感度・空間分解能の電波データが取得可能である。本課題では、ミリ波サブミリ波水素再結合線、および100GHz帯連続波を用いた新しい星形成率測定方法の有用性を検証する。2022年度は、電波連続波データについて、ALMAアーカイブで公開されている他のBand3の連続波データを加算したが、新たに優位に信号検出できた領域はなかったため、連続波を優位に検出した領域は80星形成領域中16領域のみで比較した。M33北側南側渦状腕の近赤外データで得られた若い大質量星候補星(MYSO) とALMA望遠鏡で得られた電波データ(分子雲分布と自由自由放射検出領域)とを空間的比較を行なったところ、MYSOの場所と密度は、連続波のそれと強い相関関係があることが分かった。さらに、MYSOの数と、連続波から推定される大質量星の量的比較を行うと、これも良い相関があることが分かった。一方、Halphaデータや赤外線データから見積もられた星形成率を計算すると、大まかには一致するものの、ばらつきが大きいことが分かった。これは、中赤外線データの分解能や減光補正の仮定に起因するためと考えられる。
以上の結果については、ALMA望遠鏡で取得された分子ガス輝線との比較も含めながら、現在論文執筆を進めている。
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