野辺山観測所レガシープロジェクトの2014-2017期のデータリリース

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「野辺山観測所レガシープロジェクト」の2014-2017期に採択された、3つのプロジェクトの観測データが公開された。

【2018年6月6日 国立天文台 野辺山宇宙電波観測所

「野辺山観測所レガシープロジェクト」は、国立天文台野辺山宇宙電波観測所の45m電波望遠鏡で観測されたデータを、次世代の研究の土台として残すことを目的としたプロジェクトだ。これらのデータはアルマ望遠鏡をはじめとする電波望遠鏡を用いた観測のみならず、赤外線など他の波長の観測にも有効に活用されることが期待されている。

このたび、2014-2017期野辺山観測所レガシープロジェクトに採択された3つのプロジェクト、「Star Formationレガシープロジェクト」、「COMINGレガシープロジェクト」、「FUGINレガシープロジェクト」で得られたデータがリリースされた。

各プロジェクトの目的や概要などを紹介しよう。


《Star Formationレガシープロジェクト》

Star Formationレガシープロジェクトでは、天の川銀河内で星ができる仕組みを理解するため、私たちから近いところに位置する「オリオン座A分子雲」や「M17オメガ星雲(いて座)」などについて、一酸化炭素の同位体分子などで広視野マッピング観測を行っている。この研究から、分子雲の構造と物理的な条件を明らかにしようとしている。

オリオン座A分子雲の12CO積分強度マップ
野辺山45m電波望遠鏡と米国CARMA電波望遠鏡システムで得られたデータを統合して作成された,オリオン座A分子雲の12CO積分強度マップ(提供:米国国立科学財団)

理論的な研究では、宇宙空間に浮かぶ分子雲の中に濃い部分(分子雲コア)ができると、分子雲コアのガスが互いの重力の影響で中心部に集まり、より濃くなって縮んでいく(重力収縮)ことで速いペースで星ができてくると考えられている。

しかし、様々な研究から、銀河の中で星が生まれるペースは非常にゆっくりであり、理論で示されるような速いペースではないことが知られている。また、実際にどのような仕組みが働いてゆっくりとしたペースにになるのかは明らかになっていない。

星のできるペースを調整している仕組みとして、他の星からの影響、磁場、分子雲の中に生じる不規則な流れ等が議論されている。その仕組みがどのように分子雲の構造と星のでき方に影響しているのかを、観測によって明らかにすることが重要であり、Star Formationレガシープロジェクトの目標となっている。


《COMINGレガシープロジェクト》

COMING(CO Multi-line Imaging of Nearby Galaxies)レガシープロジェクトでは45m電波望遠鏡を使って、世界最大級となる127個の銀河の電波写真を撮影した。

銀河の電波写真の例
COMINGプロジェクトで取得された銀河の電波写真の例。画像クリックで表示拡大(提供:COMINGチーム)

銀河を電波で撮像観測すると、銀河を形作る恒星が生まれるもとになる低温の分子ガスが銀河の中のどこでどのように分布しているのかという情報や、分子ガスの密度や温度といった性質を知ることができる。

これまでに撮られたデータから、分子ガスの密度が低いため恒星を作りにくい領域が銀河内部のあちこちにあることが明らかになった。現在、最終のデータ解析が進められており、多数の銀河のデータを比較することで、銀河の中のどこでどのようにして恒星ができてきたのかを解明する手がかりが得られると期待される。


《FUGINレガシープロジェクト》

FUGIN(FOREST unbiased Galactic plane imaging survey with the Nobeyama 45m telescope)プロジェクトでは、45m電波望遠鏡に新たに搭載されたマルチビーム受信機「FOREST」を使い、45m電波望遠鏡の視力を生かした観測によって大規模かつ最も詳細な天の川銀河の電波地図作成を行っている。

電波強度マップ
FUGINプロジェクトで得られた電波強度マップ。(最上段から順に)銀経10~50度における天の川3色電波画像(擬似カラーは、赤、緑、青の順でそれぞれ12CO、13CO、C18O分子からの電波強度)、NASAの赤外線天文衛星スピッツァーによる上段と同じ領域の赤外線画像(赤:24μm、緑:8μm、青:5.8μmの赤外線の強度)、FUGINで得られた銀経12~22度の3色電波画像(配色は上段上と同様)。左下はW51付近の拡大図、右下はM17付近の拡大図(提供:NAOJ/NASA/JPL-Caltech)

2014年から2017年までに、天の川に沿った約130平方度の範囲が1100時間かけて観測された。角分解能は約20秒角、分子の速度分解能は1.3km/sで、角分解能については従来の天の川観測と比べて約3倍の精度となっている。12CO, 13CO, C18Oの3つの一酸化炭素同位体分子を同時に観測し、観測した分子ガスの分布や運動の様子だけでなく、温度や密度といった性質なども一挙に調査することができる。