ブライトバー領域はHII領域と分子雲との相互作用の場:光解離領域である。この領域の水素分子輝線強度比(H22-1S(1)/1-0S(1)≡R2-1/1-0)の空間分布と1-0S(1)輝線の強度(≡I1-0)分布を比較するとI1-0の弱い領域では比が高く、強い領域では比が低いという、I1-0とR2-1/1-0とは反相関関係にある(図1a,2a)。一方、衝撃波領域の典型例であるオリオンKLの場合、強度比R2-1/1-0はI1-0に依らずほぼ一定となる(図2b)。つまり、この相関図により、衝撃波による励起と高密度な領域における紫外線励起を見分けることができる。また、R2-1/1-0とI1-0の結果を高密度な領域における光解離領域モデルと比較すると、ブライトバー領域は見かけの傾角82度、UV放射場10⁵G0、平均密度10⁴〜10⁵cm^-3の淡いガス成分中に10⁶cm^-3程度の高密度ガスクランプ成分が存在するという密度構造で非常によく説明できる。これまで、この領域で観測される低い強度比はHII領域の膨張に伴う衝撃波による衝突励起が原因であると考えられていたが、我々が発見した強度比と輝線強度の相関図を利用する方法は、衝突逆励起の効果を考慮した光解離領域のモデル計算と一致し、この領域の水素分子は紫外線により励起され、一部の高密度な領域で衝突逆励起の影響を受けている光解離領域であることを明らかにした。

　代表的な大質量星生成領域であるオリオンKL領域で観測される水素分子輝線は、原始星IRc2からのアウトフローが周囲の高密度ガスに衝突し、衝撃波が生じることに伴う衝突励起である。水素分子輝線強度比R2-1/1-0の分布(図2a)を調べると、中心領域は双極流の方向だけでなく円盤の方向でも強度比が約0.1と一定で、ほぼ2000Kの温度であることを明らかにした。この結果は我々の過去の観測より明らかにされた「アウトフローはもともと等方的である」という結果を支持するものである。一方、中心領域に比べてその縁の部分で比が0.05、温度が約1700Kと低くなっていることや、高速分子流より外側の領域で放射状に分布する水素分子輝線も比が約2000Kでアウトフローに伴う衝撃波により励起されていることを明らかにした。

　オリオンS領域はKL領域の約2分角南側に位置する大質量分子雲コアである。この領域の水素分子輝線は数個のクランプ構造をし、その励起機構は純粋に熱的な励起である。この領域の近傍には大質量星(トラペジウム)が存在するため、水素分子の励起起源が何であるのかについては、これまで全く議論されていなかった。水素分子輝線の分布を電波域の高速分子流(COJ＝2-1輝線)の分布や遠赤外点源の分布と比較すると、きれいな相関があり、水素分子輝線は少なくとも2個は存在する原始星からのアウトフローに伴う衝撃波起源であることを明らかにすることができた。

　オリオン大星雲をグローバルに観ると、Br輝線の分布は水素分子輝線の分布に比べてコンパクトである。これは、HII領域を覆うPDRから水素分子輝線が出ていると考えるともっともな結果と言える。更に、水素分子輝線がPDRから放射される領域についてH21-0S(1)とBr輝線の強度比(H21-0S(1)/Br≡R1-0(PDR)/Br)を求めると0.17となったこの値はスターバースト銀河で観測される値(0.4〜0.9)と比べると有意に小さい。もし、スターバースト銀河で観測される水素分子輝線が全てPDRから放射されているとした場合、この値の違いの原因としては次の2つが考えられる。

　(1)スターバースト銀河の方がHII領域を覆うPDRの表面積が大きい。

　(2)オリオンの励起星はO6型星であるが、スターバースト銀河の大質量星の平均的なスペクトル型はオリオンより晩期型になっている。

　前者の場合、系内とスターバースト銀河内における星生成の環境の違いを推定でき、一方、後者の場合には、R1-0(PDR)/Brの値から、星のポピュレーション分布(質量分布)を推定することができ、いずれの場合でも上記の線強度比はスターバースト銀河の物理状態を知るために有効な観測量と言える。

HII領域におけるBr/K強度比

　スターバースト銀河から放射される近赤外域の連続光は、オールドポピュレーションと呼ばれる赤い星からの放射に加え、ホットダストや電離ガスなどの寄与が考えられる。そのためスターバースト銀河を初めとして、活動銀河を構成する星のポピュレーションを正確に知るためには近赤外域でどの程度星以外の放射成分が効いているのかを調べる必要がある。そこで我々は系内のHII領域について独自で開発した近赤外ファブリペロ分光撮像装置を用いて調査した。その結果、2つのHII領域(S158,S206)についてBr/K,強度比はS158で0.025m、S206で0.028mと求まった(図3参照)。この値は電離ガスからの寄与のみを考慮したモデル計算結果0.047mと比べて小さく、ホットダストの寄与が電離ガスと同程度存在することを示している。この方法により、直接観測の困難なホットダストの量を間接的に求めることができる。

　S140はオリオンブライトバー領域同様、電離境界面をエッジオンで観ている光解離領域である。この領域を電離している励起星はB0型星で、ブライトバーと比べて紫外線放射場が約2桁弱いため、紫外線放射場の強度により水素分子輝線の励起機構がどのように変化するのかを調べるのに適している。観測の結果、R2-1/1-0とI1-0との間には弱いながらも比の値が約0.4〜0.6で反相関を示し、UV放射場強い場合に比べて衝突逆励起の影響が小さいことが分かった。また、光解離領域モデルと比較することにより、見かけの傾角84度、UV放射場400G0、平均密度10⁴cm^-3の淡いガス成分中に10⁵cm^-3程度の高密度ガスクランプ成分が存在するという密度構造でよく説明できることも明らかにした。

系内HII領域における蛍光H2/Br強度比

　HII領域の周りのPDRで検出される水素分子輝線は、紫外線励起に伴うUV蛍光放射で、エネルギーが11.2〜13.6eVのLymann-Wemerバンドと呼ばれるUV光子を吸収し励起される。一方、Brはエネルギーが13.6eV以上の電離光子により励起された水素原子の再結合線である。したがって、H2(PDR)/Br強度比はUV光子のスペクトルの傾きをトレースすると示唆される。そこで我々は、中心星のスペクトル型の異なるHII領域についてH2(PDR)/Br強度比を調べた。現段階ではO5型星(S206)、O6(オリオン)、O7(S158)、B0(S140)の4天体のみの観測結果しかないが、中心星が早期型、つまり有効温度が高い星ほどH2(PDR)/Br強度比が小さい傾向を示すことを確認することができた。この相関関係が統計的に有意となれば、この線強度比はスターバースト銀河の大質量星の平均的なスペクトル型を明らかにできるパラメータであり、年齢や星生成率を仮定することでIMFに制限を与えることができると考えられる。

図1.水素分子輝線強度比(R2-1/1-0)の分布。H21-0S(1)強度のコントアを重ねて示した。

図2.線強度比R2-1/1-0と1-0S(1)強度の相関図。点線は3レベルを表わす。星印はガス密度10⁴,10⁵cm^-3の場合、三角印は密度が(10⁴:10⁶cm^-3)＝(0.95:0.05)の2つの成分の場合の理論値を示す。

図3.Brg輝線とK’バンド連続光の強度相関図。実線は最小自乗フィットした結果、点線は5レベルを示す。