Transcript 「星間塵」参考資料
第５章 参考資料 平成24年度（後期） 総合研究大学院大学 宇宙科学専攻 飛翔体天文学特論II 松原英雄（ISAS、JAXA） R2-p1 宇宙の物質循環と銀河進化 星は何をきっかけに、どのような 場所で生まれる？ 星間ガス雲(“星の胎盤”) 銀河間相互作用 （重力相互作用、衝突） 重力相互作用に よる物質流出 銀河間ガスの 降着 銀河間ガス 星の終焉：ガス放出／超新 星爆発、塵の生成／破壊 大規模な超新星爆発に よる物質流出 星の誕生 星内部での重元素生成 銀河内物質循環 銀河衝突による爆発的星形成 塵も流出している？ 星のガス放出は、どの進化段階で、 どのように起きるのか？ 超新星は塵を作る？壊す？ 銀河進化 星の形成（光度進化） 重元素の生成（化学進化） ダスト形成 惑星形成 星間塵 • 固体の星間物質（質量で１～２％） • 星間ガスに比べて光の吸収・放射が非常に 強い 減光 ＝ 吸収 ＋ 散乱 星間塵はどこから？（１） 「あかり」が明らかにした ～中小質量星からの放出ガスからダスト形成～ Oxygen-rich stars S-type star Carbon-rich stars Izumiura, Ueta et al. 質量放出星のダストシェルの遠赤外線観測 140天体を観測して、以前のサンプル数を10倍の規模に拡大（約半数の星の周囲に広 がったダストシェルを検出）、系統的に研究。 赤色巨星初期段階の質量放出 球状星団 NGC104 の観測で、これまで考えられ てきたよりも初期段階の赤色巨星からの質量放 出を確認。赤色巨星期初期段階での質量放出が 定常的ではなく間欠的に起きている事を示唆。 質量放出の初期と後期では、放出される物質の 化学組成が異なる。 4 星間塵はどこから？（２） 「あかり」が明らかにした 大質量星の超新星爆発によるダスト形成と破壊 9mm (PAH) Tycho超新星残骸 X線で見える高温プラズマとダストの相互作 用を、赤外線でクリアに捉えた。星間空間 にダストと共に存在する巨大有機物分子 （多環式方向族炭化水素）が壊されている ことを確認。 5’ 赤:18mm (AKARI) 緑:CO (CGPS) 青:X線 (Suzaku) 超新星2006jc 1万光年 母銀河UGC4904 爆発後200日後でも超新星周囲 のダスト放射により赤外線で明る く輝いている 超新星残骸と星間物質の相互作 用の観測 （Ishihara et al. 2011） Ib型超新星2006jcの近•中 間赤外線分光•撮像観測 超新星爆発放出物質中で生成さ れたダスト量（高温成分）は、ダスト 形成理論計算の予測より大幅に少 ないことが示された。 一方、超新星爆発前に形成された ダスト(低温成分)を検出し、星間空 間への年老いた大質量星からのダ スト供給について新しいデータを得 た。（Sakon et al. 2009） 5 光学的厚み ds I(s) I(s) + dI 面積 dA 体積 dA・ds n＝吸収体の数密度[m-3] ρ＝質量密度 [kg/m3] σ＝吸収断面積 [m2] 吸収係数 [m-1] a = ns a = rk ( κ＝質量吸収係数) 領域内の全吸収面積はns dA ds dI dA d I (ns dA ds)d dI a I ds 星間減光 Ｄ Ｆ＝Ｌ / （４πＤ２） ｍ＝Ｍ＋５ｌｏｇ（Ｄ/１０ｐｃ） Ｄ Ｆ＝Ｌ ｅｘｐ（－τ）/ （４πＤ２） ｍ＝Ｍ＋５ｌｏｇ（Ｄ/１０ｐｃ）＋Ａ τ Ａ＝２．５（ｌｏｇｅ）τ＝１.０８６τ Ａ＝星間減光（Ｉｎｔｅｒｓｔｅｌｌａｒ Ｅｘｔｉｎｃｔｉｏｎ）と呼ばれ、星間空間中の微小な 固体微粒子が原因と考えられている。 「天体輻射論I／恒星物理学特論IV」 東京大学（学部／大学院） R2-p7 中田好一先生講義資料 http://www.ioa.s.u-tokyo.ac.jp/kisohp/STAFF/nakada/intro-j.html 星間減光曲線 Log(Ａｖ/Ａλ) 「天体輻射論I／恒星物理学特論IV」 東京大学（学部／大学院） 中田好一先生講義資料 http://www.ioa.s.u-tokyo.ac.jp/kisohp/STAFF/nakada/intro-j.html 星間吸収曲線 0 -1 -2 -3 -1 0 1 log(λ) R2-p8 2 星間塵による減光断面積 星間物質の約１％は固体微粒子＝星間ダスト 星間ダストのサイズ： ０．０１～０．１μｍ程度 sＥＸＴ＝ sＡＢＳ＋ sＳＣＡ＝減光断面積 sＡＢＳ＝吸収断面積 ＱＥＸＴ＝ sＥＸＴ/ pａ２ sＳＣＡ＝散乱断面積 ＱＡＢＳ＝ sＡＢＳ/pａ２ ＱＳＣＡ＝ sＳＣＡ/ pａ２ R2-p9 Extinction Curves（減光曲線） LMC MW SMC Dot-dashed： graphite Dotted： silicate Dashed： PAH Solid： total extinction Takagi et al.(2003) R2-p10 UV-optical extinction curve Calzetti et al. 1994 原始星周辺の塵に見られる様々な氷 の吸収スペクトル Whittet et al. (1996） A&A R2-p12 結晶質シリケイト すばる／COMICS Honda et al. ２００３ R2-p13 本田充彦 2005年2月23日＠ISAS R2-p14 非常に小さい塵からの赤外線放射 宇宙塵が小さくなればなるほど，その熱容量は小さくなる。 （半径0.001mmの塵は 熱容量CH=0.01 [eV/K]くらい。） 一方星間空間の光子のエネルギー(E=h)は1～10eV(=1.2～0.12mm)。 このため一個の光子が吸収されると塵の温度は非常に上がる！ 半径0.001mmの塵の場合h=10eVに対して T= h/CH=10/0.01=1000 [K] !! 半径0.03mm以下の塵についてはこの効果が顕著に見られる。 一個の光子のエネルギー 温度 大きな塵の熱容量 小さな塵の熱容量 R2-p15 スターバースト銀河の 中間赤外スペクトル フ ラ ッ ク ス の 対 数 ISOの15μmバンド ISOの7μmバンド PAH （？） バンド ホットダスト （～200K) 5 10 15 20 波長〔ミクロン〕 R2-p16 多環芳香族炭化水素 (polycyclic aromatic hydrocarbons, PAH) ベンゼン環 • 中間赤外線スペクトル でしかはっきりと同定で きない星間塵種族 Draine & Li 2006 NGC7027（上） Orion Bar（下） の 中間赤外SED PAHの強度：Charge Stateに激しく依存 • Calculated / measured absorption cross section is remarkably different (CC mode increased relative to C-H mode when ionized) Peeters et al. 2002 IRTSの成果ー我々の銀河系からの 拡散UIB放射の発見 星（波長3ミクロン連続波）の分布 3.3ミクロンUIB放射の分布 http://www.ir.isas.ac.jp/irts/nirs/uir_intro.html R2-p21 拡散UIB放射の性質 • G0： FIR放射量から見積もった紫外光強度 （Onaka, T. 2003) R2-p22 我々の銀河系の星間塵からの放射SED Dot-dashed： graphite Dotted： silicate Dashed： PAH Solid： total (Dwek et al.1997 & Takagi et al.2003) R2-p23