Study of star formation in galaxies based on precise measurement of mass of interstellar gas

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本研究は，銀河内部において恒星の材料となる星間ガスの質量を空間分解した上で正確に測定し，星生成率，ガス質量，星質量の間の関係を定量化することを目的とする。研究は，１）近傍銀河内部の領域ごとの高精度な分子ガス質量の導出，２）近傍銀河内部の領域ごとの原子ガス質量及び暗黒ガスの質量の導出，３）星質量-星生成率-ガス質量の関係の定量化と大局的な星生成過程の解明，という3つの観点から進める計画である。基本となる一酸化炭素分子の複数のスペクトル線の撮像データは，既に私たちが国立天文台野辺山宇宙電波観測所45 m電波望遠鏡で取得した147銀河のデータと，同望遠鏡の共同利用観測で追加観測した12天体と高感度に観測した1天体である。これらの観測で取得した一酸化炭素分子の回転量子数が1から0に遷移するスペクトル線(12C16Oと同位体の13C16O)に加え，遷移の異なるスペクトル線(12C16Oの回転量子数が2から1及び3から2へ遷移するもの)のデータは，海外の望遠鏡で取得されアーカイブされているものを利用した。また，より高い空間分解能を得るため，アタカマミリ波サブミリ波干渉計のアーカイブデータも利用した。１）に関しては，22天体について12C16Oのスペクトル線強度から分子ガス質量を推定する変換係数を個別に求め，銀河の内側では外側に比べて変換係数が小さくなることを確認した。２）に関しては，約30天体について原子ガス質量の導出と，回転曲線の導出を行い，力学質量推定の最適化を行なっている。暗黒ガスの探査については，南極大陸内陸部での小型望遠鏡による観測の準備を開始した。３）については，多数の銀河について，13C16O輝線放射を伴う分子ガス（分子雲成分）と伴わない分子ガス（希薄な成分）に分類し，前者の方が星生成との相関がよいことを確認できた。