(天文学者　岡本丈典氏による隷書)

野辺山宇宙電波観測所４５ｍ電波望遠鏡の長期共同利用で採択された国際共同研究「Planck Cold Clump観測」のリーダー。2年間で350時間の観測。重水素を含む分子を使って、星が誕生する直前直後の分子雲コア（星の材料）をみつけ、どうして星の誕生プロセスがはじまるのか（安定な星なしコアが不安定になり、星の誕生がはじまるのか？これは未解明の問題です！）を調べている。オリオン座で100天体、それ以外の大質量星形成領域で100天体を観測した。うち、75天体はアルマ望遠鏡で詳細追加観測済み。関連研究論文はすでに5本出版された。

アルマ望遠鏡が観測した重力レンズ銀河SDP.81,Credit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO); B. Saxton NRAO/AUI/NSF; NASA/ESA Hubble Space Telescope; ALMA Partnership, C. Vlahakis, et al. (K. Tatematsu as the last author), "The 2014 ALMA Long Baseline Campaign: Observations of the Strongly Lensed Submillimeter Galaxy HATLAS J090311.6+003906 at z=3.042," ApJ, 808, L4 (2015)

（左）アルマ望遠鏡が観測した惑星誕生の現場HL Tau, Credit: ALMA(ESO/NAOJ/NRAO); ALMA Partnership, C. L. Brogan, et al. (K. Tatematsu as the last author), "The 2014 ALMA Long Baseline Campaign: First Results From High Angular Resolution Observations Toward the HL Tau Region," ApJ, 808, L3 (2015)
（右）惑星系形成の理論シミュレーション（理論的予想）。アルマ望遠鏡の建設前に我々が目指していたもの。真実は、想像より奇なり！
G. Bryden et al. ApJ, 540, 1091 (2000); see also G. Bryden et al. ApJ, 514, 344 (1999)

オリオン分子雲中の星誕生直前のコアの発見 Ken'ichi Tatematsu, Tomoya Hirota, Satoshi Ohashi, Minho Choi, Jeong-Eun Lee, Satoshi Yamamoto, Tomofumi Umemoto, Ryo Kandori, Miju Kang, Norikazu Mizuno, "Thermal Starless Ammonia Core Surrounded by CCS in the Orion A Cloud," Astrophys. J., 789, 83 (2014); Erratum: 790, 165 (2014)
太陽を含めた大多数の恒星は「巨大分子雲」という宇宙にうかぶ雲で誕生すると考えられている。これまで、恒星が誕生する直前と思われる場所が、数か所程度発見されてきたが、それらはすべて、「暗黒星雲」という、より小さな雲においてのみであった。今回、オリオン座の大星雲のすぐ近くにあるオリオン座「巨大分子雲」において、恒星が誕生する直前である可能性が極めて高い場所「コア」を発見した。これは巨大分子雲における初めての例である。このコアからは星が数個程度の集団で誕生する可能性があると考えられる。このコアは、太陽のような恒星が、どのように誕生するかを調べるうえで大変貴重な天体と考えられる。

右上: オリオン大星雲の光学写真：(c)Hiromitsu Kohsaka
背景：オリオン座分子雲の電波写真（野辺山45m電波望遠鏡、立松ほか）。オリオン大星雲から南（下）にのびる分子雲が見える。
左：米国ジャンスキーVLA電波望遠鏡（25mアンテナ27台）の観測で発見された星誕生直前の分子雲コア(立松ほか2014)。70倍の拡大画像となる。

我々はJansky Very Large Arrayを用いて、オリオン座A巨大分子雲中の２つの星なしコア TUKH083とTUKH122をCCS輝線とNH3（アンモニア）輝線で観測した。 TUKH022は、１つのNH3コアTUKH122-nを持ち、単純な楕円形の形をしていることが分かった。 CCS輝線は、NH3コアを囲むように分布していることが分かった。この形状配列は、原始星降着運動を示す牡牛座暗黒星雲内の星なしコアL1544 に酷似している。 TUKH122-nのNH3輝線ライン幅は0.2 km/sと細く、熱的運動が優勢である。 TUKH122-nは、運動温度(10 K)、サイズ(0.03 pc)、ビリアル質量（2 Mo)の点で、L1544に類似している。星なしコアの中では最も高いN2H+/CCS柱密度比（立松+2014a）を持つことも合わせて判断すると、 TUKH122-nは、巨大分子雲中の星形成直前のコアと考えられる。これは、巨大分子中で最初の発見であり、銀河系の星のほとんどが巨大分子雲で生まれることを考えると、普通の星がどう生まれるかを理解するために極めて重要なターゲットと考えられる。 TUKH122-nは30 Moの乱流的なparent core中にあるのに対し、 L1544は10 Moの熱的なparent core中にある。 TUKH122は、クラスター形成領域TUKH123に隣接している。 parent coreの質量の違いが、クラスター形成の可能性の違いに結びついている可能性がある。 TUKH083は、NH3輝線では複雑な形状を示すが、CCSでは受からなかった。 CCSは広がっており、干渉計観測ではresolved outしているらしい。

オリオン座分子雲
野辺山宇宙電波観測所の45m電波望遠鏡でとったオリオン座の分子雲の電波写真です。

オリオン座 A　巨大分子雲　野辺山４５ｍ電波望遠鏡
右のカラー： N2H+輝線 (Tatematsu et al. 2008)
右のグレースケール：CO輝線 (Shimajiri et al. 2011)
左: 参考のための光学写真：(c)Hiromitsu Kohsaka