| 研究課題/領域番号 |
21J00108
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| 配分区分 | 補助金 |
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| 研究機関 | 東京大学 |
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研究代表者 |
前田 郁弥 東京大学, 大学院理学系研究科, 特別研究員(PD)
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| 研究期間 (年度) |
2021-04-28 – 2024-03-31
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| キーワード | 銀河 / 星形成 / 分子雲 |
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| 研究実績の概要 |
本研究の目的は、近傍銀河を対象に、分子雲衝突によって星形成が誘発(抑制)されるための物理条件を解明することである。分子雲衝突は、分子ガスを高密度に圧縮し大質量形成を促進させると考えられており、銀河の星形成における重要なプロセスであると近年注目されている。しかしながら、分子雲衝突によって星形成が誘発されるために必要な物理量（衝突速度や分子雲質量）の条件は正確には求められていない。また、天の川銀河以外の銀河を対象とした分子雲衝突の観測的研究例は少なく、調べられている環境が限られていることも問題である。本年度は銀河の形態や内部の環境の違いによって、分子雲衝突による星形成がどのような影響を受けるか観測的に明らかにするため、棒渦巻銀河NGC1300を対象に行なったGMCの衝突速度の推定方法(Maeda+21)をNGC5236やNGC3627など複数の近傍銀河に適用を試みた。現在、GMCの同定作業が終わり、衝突速度を求めるための速度場のモデルづくりを行っているところである。
以上の研究に関連して、近傍の棒渦巻銀河の分子ガスの物理状態を調べるためNGC1300におけるCO輝線比の調査を行った。NGC1300は、上述の通り、分子雲の衝突速度が推定された銀河で、大質量星の形成が見られない強い棒状構造を持つ棒渦巻銀河である。ALMAと野辺山宇宙電波観測所45m電波望遠鏡で得られたCO(J=1-0)輝線とCO(2-1)輝線のデータを基に、この銀河のGMCにおけるCO(2-1)/CO(1-0)輝線強度比を調査した（分解能約100pc）。その結果、棒部のGMCにおける強度比は腕部や腕部と棒部の結合部のGMCに比べて有意に低いことを明らかにした(Maeda+22)。この結果は、棒部のGMCは他の領域に比べて密度または、温度が低いことを示唆する。
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| 現在までの達成度 (区分) |
現在までの達成度 (区分)
3: やや遅れている
理由
本研究では、分子雲の衝突速度を求めるために、Maeda+21の手法以外に、衝突中の分子雲をALMA望遠鏡を用いて、高角分解能で直接観測する手法を用いる予定である。そのため、ALMA望遠鏡へ観測を提案したが、残念ながら採択されなかったため、こちらの手法による作業は遅れている。
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| 今後の研究の推進方策 |
本年度はMaeda+21の手法による解析を一通り終わらせる。また、衝突中の分子雲を高角分解能で直接観測するためにALMA望遠鏡に観測を提案する。それに関連して、近傍銀河で10-20 pcの分解能で観測されているアーカイブデータを対象に分子雲衝突の直接検出を試みる。
また、本研究に関連して棒渦巻銀河の星形成の統計的な調査を行う。特に、CO輝線の速度幅と星形成効率の関係について詳しく調べ、分子雲衝突との関係を調べる。
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