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神戸大大学院集中講義
銀河天文学:講義1
銀河を構成する星、星間物質(ガス、ダスト)
1. 太陽系から銀河系へ空間スケール
2. 銀河を支配する時間スケール
3. 銀河を構成する要素
2010/09/13
空間スケールについて
太陽系近傍のダストの分布の様子 :
Hipparcos 衛星の観測による年周視差で太陽からの距離のわかっている星(up to 200pc)
について 赤化量を求めてそれぞれの方向についてダストの柱密度を推定する。ガス・ダスト
比を用いてガスの柱密度へと焼きなおす。
Frisch et al. 2007, Space Sci Rev, 130, 355
太陽系近傍の中性ガス(T<1000K)の分布の様子 : Local bubble
Hipparcos の観測による年周視差で太陽からの距離のわかっている星について NaI D-line
(5890A) の吸収線の深さから中性ガスの柱密度を測定。太陽の周りのそれぞれの方向につ
いて中性ガスの分布を出す。
Sfeir et al. 1999, A&A, 346, 785
太陽系近傍の中性ガス(T<1000K)の分布の様子 : Local bubble
銀河面上の方向
銀河面に垂直の方向
Lallement et al. 2003, A&A, 411, 447
似たような仕事:
Paresce 1984, AJ, 89, 1022
Vergely et al. 2001, A&A, 366, 1016
太陽系近傍の高温度ガスの分布の様子 : North Polar Spur
ROSAT 衛星のソフトX線の全天マッピング観測によって得られた高温ガス(密度
0.004個/cm3 温度10^6-7K と推定される)のマップ。
Snowden et al. 1995, ApJ, 454, 643
Snowden et al. 1997, ApJ, 485, 125
太陽系近傍の高温度ガスの分布の様子 : Local Bubble
0.13-0.188keV のソフトX線の全天マッピング観測によって得られた高温ガスマップ。高温ガ
スは一様な温度を持って分布している、強度は視線方向の深さによって決まる、と仮定して
求めた。
Snowden et al. 1990, ApJ, 354, 211
太陽系近傍の高温度ガスの分布の様子 : North Polar Spur
kT=0.3keV (T= 3e+6 K) のプラズマのスペクトルモデルでよく記述される。
Miller et al. 2008, PASJ, 60, S95
太陽系近傍の高温度ガスの分布の様子 : North Polar Spur
電波連続波観測から得られたシンクロトロン放射の分布
Haslam et al. 1982,
A&AS, 47, 1 @408MHz
Reich et al. 2001,
A&A, 376, 861 @1420MHz
太陽系近傍の高温度ガスの分布の様子 : Local Bubble – North Polar Spur
隣のバブルにぶつかる境界が見えている?
(銀河中心付近からのアウトフローを見ているという説もあり。)
太陽系近傍のHI ガスシェルの分布の様子 :
HI ガスのマッピングによって見えてきた太陽系近傍にあるガスシェルの分布。
Huthoff & Kaper 2002, A&A, 383, 999
ただし元のデータは Heiles 1979, 1984
太陽系近傍の分子ガスの分布の様子 :
広い視野の CO 分子輝線探査で明らかになった太陽系近傍の分子雲の分布。
Dane et al. 1987, ApJ, 322, 706
太陽系近傍の星、星形成領域、などなどまとめ
緑:分子雲
水色:個々の星
オレンジ:星団
赤:超新星残骸
http://galaxymap.org
太陽系近傍の星、星形成領域、などなどまとめ
http://galaxymap.org
HI ガスの分布から見た銀河系の構造
Oort et al. 1958, MNRAS, 118, 379
HI ガスシェルの分布から見た銀河系の構造
McClure-Griffiths et al. 2002, ApJ, 578, 176
HII 領域の分布から見た銀河系の構造
星形成領域(HII領域, 分子雲)の分布、銀河回転を仮定して距離を推定している。
星の明るさで距離を確認。方向と合わせて銀河系内での位置を推定した結果。
銀河系平面からずれている様子。= “ warp “
励起パラメータが大きい(=たくさんの若い星を持つ)領
域を大きい印でプロットしてある。
Russeil 2003, A&A, 397, 133
初期の仕事:
Georgelin&Georgelin 1976, A&A, 49, 57
似たような仕事:
Paladini et al. 2004, MNRAS, 347, 237
HI ガスの分布から見た銀河系の構造
分子ガス(CO)の分布から見た銀河系の構造
Dane et al. 1987, ApJ, 322, 706
外から見た銀河で想像する:アンドロメダ銀河のガスの構造
Nieten et al. 2006, A&A, 453, 459
外から見た銀河で想像する:M33 の中の HII 領域、星形成領域、HI ガス
Ha+GALEX
Thilker et al. 2005 (ApJ, 619, L67)
右:HI(blue) + Ha(red) + optical (yellow)
左:HIガスの速度場
時間スケールについて
星の進化のタイムスケール 1: 原始星から主系列星へ。
左)進化トラックと時間スケール ~ Kelvin-Helmholtz timescale
右)実際に観測されている原始星の分布
Palla & Stahler (1993) ApJ, 418, 414
星の進化のタイムスケール 2: 主系列星以降
Iben QJRAS (1985, 26, 1)
Schmidt 則 : 銀河のガス密度と星形成率密度の間の(経験)則
もともとは Schmidt (1959, ApJ, 129, 243) で銀河の中での単位体積あたりの星
形成率は星間ガスの密度の n 乗に比例すると「仮定した」ことからはじまる。太陽
系近傍の z 方向の若い星、ガス分布は n~2 を示唆していた。
観測的にはディスク銀河においてガス表面密度 (Msolar/pc2) と星形成率の表面
密度 (Msolar/year/pc2) の間の関係が調べられた (新しくは Kennicutt 1998,
ApJ, 498, 541 (n~1.4), Gao&Solomon 2004, Komugi et al. 2005, PASJ, 57,
733)
Kennicutt 1998 (ApJ, 498, 541)
Schmidt 則 : 銀河のガス密度と星形成率密度の間の(経験)則
Komugi et al. 2005, PASJ, 57, 733
Schmidt 則 : 個別の銀河の中での分布の様子 : M51 の場合
Schuster et al. 2007, A&A, 461, 143
Schmidt 則 : 個別の銀河の中での分布の様子 M33 の場合
Molecular
Total
M33 の場合: Heyer et al. 2004 (ApJ, 602, 723)
12CO(1-0), Optical, HI21cm, IRAS60um, [0.0035, n=3.3]
(M31 の場合:Tenjes&Haud 1991 (A&A, 251, 11) [0.1, n=1.30+-0.22])
銀河全体での星形成史 : 模式的に書いてみると
Kennicutt 1998 ARAA 36, 189
銀河を構成する要素
さまざまな波長で見た銀河
– 銀河の中にある星の分布 ~目で見えている銀河の「形」
– 銀河の中で星を盛んに作っている領域の分布
– 銀河の中のガスの分布 ~星を生み出す材料
銀河系内のガスの概観
Myers et al. 1978, ApJ, 225, 380
熱的安定性 : 星間ガス(電離していない場合)の冷却曲線
Dargarno&McCray 1972 (ARAA, 10, 375)
Spitzer 1978 (“Physical Processes in the
Interstellar Medium “)
熱的安定性 : HII 領域(電離している場合)の冷却曲線
3726,3729
5007,4959
6548,6583
88356,32550
2471
Spitzer 1978 (“Physical Processes in the Interstellar Medium “)
熱的安定性 : 冷却率と加熱率のつりあう点=平衡状態として存在できる
加熱率を10倍した場合
銀河系ディスク面での典型的
圧力
銀河系ディスク面での典型的
磁気圧
低温の
高温の
密度が薄いところで
はCII, OI の輝線の
冷却は効かず Lya
の冷却が効き始める
10^4 K まで加熱さ
れる。
密度が高くなる
中性水素ガス と冷却が効いて
不安定になる。
温度が <100K になると CII
中性水素ガス の冷却が効かなくなりそれ以
上冷却できない。
Cox et al. 2005, ARAA, 43, 337
ダストによる減光 : 紫外線から可視域
ダストによる紫外線から可視域にかけての減光曲線。紫外線では 2175A のフィー
チャーが特徴的。 このフィーチャーの起源については graphite が有力ではあるが異論
もあり。
Draine&Lee 1984, ApJ, 285, 89
ダストによる減光 : 全体でみた場合、吸収と散乱の効果の比較
特に紫外線波長域と長波長側で吸収が顕著になる。
10um 付近で silicate の吸収が顕著になる。
AK/AV=0.15, A(10um)/AV=0.01、可視波長域で 1mag の減光に対して、近赤外線では
0.15mag、中間赤外線では 0.01mag の減光しかない。
Draine 2003, ARAA, 41, 241
環境によるダストの性質の違い : 銀河毎の違い
Galliano et al. 2005, A&A, 434, 867
ダストによる減光 : 赤外線波長域での吸収バンド
銀河系中心方向にある天体を観測して見られるダストによる赤外線での吸収フィー
チャー、3.0um に H2O の吸収、9.7um、18um に Silicate (Si-O stretch, bending) の
吸収が見られる。
Chiar et al. 2000, ApJ, 537, 749
Gibb et al. 2004, ApJS, 151, 35