1. W4 West(AFGL 333)領域におけるアンモニア分子輝線観測
副島隆史 (大分大学M2)
仲野誠（大分大学）
面高俊宏, 半田利弘, 亀﨑達也, Ross Burns, 馬場達也,
松尾光洋, 宮崎竜之介, 吉田友哉（鹿児島大学）
永山匠, 砂田和良, James Chibueze, 久野成夫（NAOJ）
「W4 west(AFGL 333)領域におけるアンモニア分子輝線観測」という題目で発表させていただきます。
31th NRO Users Meeting (2013)

2. Fig.2. IR image by Spitzer IRAC
Introduction
W3 Main W4 W3
W3(OH)
Interaction HII region with molecular cloud
W3/W4 HII region
- High density layer
- - W3Main, W3(OH), AFGL333
AFGL333-Ridge
(Rivera-Ingraham et al. 2013)
- 2.0 kpc (Xu et al. 2006)
- chemical properties of massive clumps (Sakai et al. 2007)
AFGL333-Ridge
本研究の動機はHII regionと分子雲の相互作用の場を見たいと考えたことです。
銀河系内でよく知られているO,B型星の誕生場の一つとして, Perseus Armに位置するW3/W4 HII regionがあります。それらの境界にはhigh density layer - HDLと呼ばれる, 物質に富んだ層が存在します。 HDL内には活発な星形成を示す3つの領域があり, それぞれW3Main, W3(OH), AFGL333です。今回AFGL333領域を対象に観測を行いました。尚, 2013年Rivera-ingrahamらは, AFGL333の北西に広がる分子雲まで含んだ範囲をAFGL333領域と呼び, その領域内でより濃い分子雲の範囲をAFGL333-Ridgeとしました。これに従うと私たちが観測した黄色の長方形で囲んだ領域はAFGL333-Ridgeとなります。対象までの距離は2.0kpcとしました。図2はSpitzer IRACによる観測領域の赤外線画像です。この領域の先行研究として2007年にSakaiらが領域中心に位置するclumpの物理的, 化学的特性について調べています。
Fig.2. IR image by Spitzer IRAC
Fig.1. Optical image by Roger Rao

3. Observations – Backup program
Instruments
NRO 45m telescope
H22 + SAM45
Period
2013/1/26 – 2013/6/11 (total ~ 135 h)
Lines
NH3(J,K) = (1,1), (2,2), (3,3) and H2O maser
- velocity resolution ~ 0.38 km/s
- HPBW ~ 73’’
Method
1grid=37.5”×37.5”, total 267 positions
NewStar – Noise level Trms ~ K
本観測はbackup programの一環です。観測は野辺山45m電波望遠鏡に, 受信機 - H22, 分光器 - SAM45を使用して行いました。期間は2013/1/26から6/11であり, 約135時間データを取得しました。観測したのはNH3(1,1),(2,2),(3,3)回転状態の反転遷移に対する分子輝線と水maserであり, これらの周波数約23GHzにおいて, 速度分解能は約0.38km/s, beam sizeはhalf-power beam widthで約73”です。1辺37.5”のgrid で計267点の観測を行いました。解析はNewStarで行い, Noise level Trms　は約0.043 Kでした。

4. Fig.3. NH3(1,1) Integrated intensity map
Results
NH3
Main cloud
- 11.8’×6.2’ (6.9×3.6 pc)
- dent in the east
BRC (SFO 05)
- northeast
H2O
2 H2O masers
- one is newly detected
BRC
maser
dent
preliminary
(K km/s)
結果です。
図3はNH3(1,1)輝線の積分強度mapです。最も低い等高線は平均Noise levelの2σを取っています。積分強度のpeakは, 赤色の範囲において縦に3箇所あります。これ以降便宜的に上から2つ目のpeak位置をAFGL333-Ridgeの中心と呼びます。
(1,1)は縦11.8’, 横6.2’の範囲に渡って検出されました。概形は南北を長軸とする楕円形のようですが, 中心から見て東側の位置に凹みがあり, くびれて見えます。北東にも微弱に検出された領域があり, これはSFO 05と呼ばれるbright rimmed cloudです。
水maserの観測では, 領域内に2つのmaser源を検出しました。それぞれNH3のpeak付近と, BRC付近に位置しています。このうちNH3のpeakにある水maserは新検出です。
Fig.3. NH3(1,1) Integrated intensity map

5. Results preliminary preliminary τ = 0.63 ± 0.14 Trot = 16.1 ± 0.4 [K]
Ta(K)
preliminary
(K km/s)
(km/s)
Fig.4. observed spectra in the NH3
τ = ± 0.14
Trot = 16.1 ± 0.4 [K]
N(NH3) = 1.55×1015 [cm-2]
R = 0.9×2.9 [pc]
MLTE = 2600 M☉, Mvir = 1800 M☉
図4は観測されたNH3分子輝線のpeak付近におけるspectrumの一例です。(1,1)輝線はsatellite lineも確認されています。
各観測点で得られたspectrumを用いて, AFGL333-Ridgeの物理量を求めました。光学的深さは, main lineとsatellite lineの強度比から求められます。 satellite lineの強度にはinner satelliteの値を使い, τ=0.63となりました。回転温度は光学的深さと(1,1),(2,2)輝線の強度比から得ることができ, 16.1 Kとなりました。柱密度は光学的深さと回転温度, 速度の半値幅を用いて得ることができ, 1.55×1015 cm-2と求められました。
LTE質量はH2分子に対するNH3分子の存在比を10-7と仮定し, 柱密度から換算しました。LTE質量が得られたのは図5に示す短半径0.9, 長半径2.9pcの楕円で囲われた領域であり, その質量は2600M☉となりました。 Virial質量は分子雲の半径と速度の半値幅から求められます。半径は楕円の短半径と長半径から1.6pcとした結果, Virial質量は1800M☉となりました。
Fig.5. The black eclipse shows the extent obtained N(NH3)

6. Fig.7. Rotational temperature map
Results 30 28 26 24 22 20 18 16 14
(K)
2.5
1.5
1.0
3.0
2.0
(km/s)
preliminary
preliminary
次に速度幅と回転温度の分布において特徴的な傾向が見られたので示します。図6は速度幅のmapです。赤の十字はAFGL333-Ridgeの中心を示します。速度幅は中心付近において約1.5km/sですが, その東側では2倍の約3km/sの広がりを示しました。
図7は回転温度のmapです。回転温度も中心付近で温度が低く, 分子雲の北側, 東側で高くなっている様子が確認できます。
本日のDiscussionでは, なぜ分子雲の東側で速度幅の広がりと回転温度の上昇が見られるのかについて考えたいと思います。
Fig.6. Velocity width map
Fig.7. Rotational temperature map
Broad velocity width - east
High temperature - north, east

7. Broad velocity width and high Trot in the east
Discussion
Broad velocity width and high Trot in the east
1.4GHz (CGPS)
2 clusters
- IRAS
- IRAS
IRAS
b (degree)
preliminary
IRAS
- B0.5 star
- compact HII region
(Hughes & Viner 1982)
IRAS
Discussionです。左の図はSpitzerによるAFGL333-Ridge領域の赤外線画像です。領域内には２つのclusterがあります。このうち東側に位置するcluster-IRAS はB0.5型星を持ち, compact HII regionを形成しています。右の図は赤外線画像にNH3(1,1)輝線の等高線を白色で, 1420MHz連続波の等高線を緑色で重ねています。図からHII regionの広がりが分かり, そのpeakが分子雲東側の凹みと重なっている様子が確認されます。
Fig.8. IR image of the AFGL333-Ridge (left). The green contour shows the extent of the compact HII region (right).

8. Broad velocity width and high Trot in the east
Discussion
Broad velocity width and high Trot in the east
2.5
1.5
1.0
3.0
2.0
(km/s)
Cluster
position
Center
position
preliminary
b (degree)
preliminary
Fig.10. The relation of HII region to Trot
図9は, DSS-Redの画像に速度幅のmapと1420MHz連続波の等高線を重ねたものです。分子雲東側のcompact HII regionを南北から挟むように速度幅の広い領域があることが確認されます。図10は, 銀経に対する回転温度の変化を示したものです。黒線はclusterの位置, 赤線は分子雲中心の位置を指しています。誤差範囲が大きいものの分子雲の中心付近よりHII regionを持つ東側のcluster付近で回転温度の上昇傾向が見られます。
以上の考察により, AFGL333-Ridgeの東側領域で見られる広い速度幅と高い回転温度はIRAS clusterが持つcompact HII region によってもたらされていると思われます。
今後の研究ですが, 2MASSやSpitzerを活用しAFGL333-Ridge領域, 特にcluster周囲のYSO分布を得ることに加え, 今回は東側のcompact HII region と分子雲の相互作用に限った話になりましたが, 本来この領域はW4 HII regionの影響が考えられる場所なので, それも鑑みた上で星形成が自発的なのか誘発的なのか等, AFGL333-Ridgeにおける星形成過程を調べていきたいと思います。
Broad velocity width and high Trot and in the east would be originated with compact HII region.
l (degree)
Fig.9. The relation of HII region to velocity-width