Transcript 銀河の遠赤外カラーに関する研究

銀河系とマゼラン雲に共通する
ダストの遠赤外輻射特性
平下 博之(H. Hirashita)
（筑波大学）
共同研究者：
日比 康詞、芝井 広（名古屋大学）
内容
1.
2.
3.
4.
銀河系の遠赤外SED
「主相関」の性質
遠赤外SEDモデルによる解析
まとめ
COBE 140 mm
1. 銀河系の遠赤外SED
Hibi et al. (2006)
DIRBE/ZSMA data
太陽系ダストの差し
引きの不定性の影
響を受けない
I(60 mm) > 3MJy/sr
のpixelのみ使用
銀河面
|b| < 5°
マゼラン雲にも共通の傾向
Hibi et al. (2006)
銀河系とマゼラン雲
に共通するダストの
遠赤外輻射特性を
示唆する。
Li & Draine
(2001)
主相関
副相関
(主相関の足し
合わせで説明可)
銀河中心方向
2. 主相関の性質
(1) 銀経依存性 Hibi et al. (2006)
主相関は銀経に依らない。
銀河中心方向では主相関に
沿って上方にシフトする。
主相関は銀河構造の複雑さ
に依らない。
シフトは輻射場の違いを表
すと解釈できる。
銀河中心と
反対方向
主相関の性質
(2) 銀緯依存性
（高銀緯←低銀緯よ
り輻射場の非一様性
が小さい）
• 低銀緯とほぼ同
じ主相関を示す。
主相関は一様輻射場
に照らされたダストの
カラーで説明するの
が自然。
3. 遠赤外SEDモデルによる解析
Li & Draine (2001)
ダストの物性
（比熱、吸収係数）
星間輻射場
ダストの遠赤外
スペクトル(SED)
ダストサイズ分布
dn/da ∝ a–3.5
ダストの温度分布関数
結果
星間輻射場
 = 0.3, 1, 3, 10
太陽近傍の値で
規格化
graphite
silicate
他のMgSiO3, Mg2SiO4,
FeO, Fe3O4なども再現
できない。
比熱、輻射場スペクトル、
サイズ分布を変えても再現できない。
l > 100 mmのemissivity index依存性
星間輻射場
 = 0.3, 1, 3, 10
Q ∝ l-b
(l > 100 mm)
b=1
4. まとめ
(1) Hibi et al. (2006)
a. 銀河面・LMC・SMCに共通するカラーの系列:
「主相関」（太陽系ダストの差し引きの不定性を
受けない遠赤外輝度のみを使用）
b. 主相関は銀経・銀緯依存性が弱い⇒輻射場や
ダスト分布の非一様性による影響は少ない。
(2) 遠赤外SEDモデルによる検証
a. 従来のシリケートやグラファイトではカラーの系
列が説明できない(Q ∝ l–2)。
b. 遠赤外emissivity indexが1 (Q ∝ l–1)を強く示唆。
副相関の起源
近傍銀河のカラーとの比較
Hibi et al. (2006)