Transcript 銀河系と近傍銀河に共通する遠赤外輻射の特徴

銀河系と近傍銀河に共通する
遠赤外輻射の特徴
平下 博之 (筑波大学)
日比 康詞 (国立天文台)
芝井 広、川田 光伸、大坪 貴文 (名古屋大学)
土井 靖生(東京大学)
内容
1.
2.
3.
4.
5.
銀河の遠赤外輻射を理解する意義
銀河系の遠赤外輻射の特徴
遠赤外SEDモデルによる解析
「あかり」への展望
まとめ
1. 銀河の遠赤外輻射を理解する意義
COBE 140 mm (星間塵：ダスト)
可視光で見る天の川（主に星）
系外銀河 M33
Optical (B-band): stars
Hinz et al. (2004)
FIR (70 mm): dust
銀河の遠赤外光度は、可視光度に匹敵する。
Radiative Processes
(l = 0.1 – 3 mm)
UV, opt, NIR
extinction
(l = 10 – 1000 mm)
reemission
MIR, FIR, sub-mm
Dust grain
a < 1 mm
T ~ 10 – 1000 K
Si化合物、Cなどから
なると考えられている。
(銀河系では、重元素の半分はダスト)
ダスト質量の評価
単位質量当たりの光度
Mdust ～ Ln / knBn(Tdust)
遠赤外光度やダスト温度をいくら精度良く決めても、
遠赤外吸収係数(物質に依存)が分からなければ、ダスト
質量は分からない。
ダストの遠赤外輻射特性を知ることが、宇宙の重元素
固体物質量を評価するときに必須。
2. 銀河系の遠赤外輻射の特徴
Intensity
Excess by very small grains
(VSGs) ← stochastic heating
140 mm
FIR
Wavelength (mm)
Large grains (LGs)
in radiative
equilibrium with the
interstellar radiation
field
Désert et al. (1990)
The FIR SED can be used to constrain the emission properties of dust
grains ranging from VSGs to LGs.
FIR Color Relation of the Galactic Plane
60 mm – 100 mm color
各点：DIRBEの各ピクセル(視線方向)
Hibi et al. (2006)
DIRBE/ZSMA data at
sub-correlation l = 60, 100, and 140 mm
⇒Pixels with
I(60 mm) > 3MJy/sr are
used to avoid the
uncertainty caused by the
zodiacal emission.
Strong data concentration along
this relation: main correlation
Galactic Plane
140 mm – 100 mm color
|b| < 5°
Common Correlation between the Galaxy
and the Magellanic Clouds
“Sub-correlation”
Hibi et al. (2006)
LMC/SMC data ⇒主相
関の延長上にある
⇒銀河系と共通する遠
赤外輻射特性を示唆
Contours: Distribution of
the Galactic plane data
“Main correlation”
近傍系外銀河も主相関に従う
Hibi et al. (2006)
Observational sample from
Nagata et al. (2002): IRAS,
KAO, and ISO data are used.
Main correlation
Dust temperature derived from l > 100 mm
The main correlation also reproduces the FIR colors of
nearby galaxies! (⇒The FIR color is universal!?)
｢主相関」の性質
Contours: Data
toward the Galactic
center
(1) Longitude (l) dependence
The main correlation is almost
independent of l.
⇒ The main correlation is robust
against the change of environment in Contours: Data
toward the anti-center
the Galaxy.
The data shift along the main correlation.
Mean dust temperature
T ~ 18 K (toward the Galactic center)
T ~ 16 K (toward the anti-center),
which reflect the difference in the
radiation field intensity.
(2) Galactic latitude (b)
The correlation is robust
against the change of b.
Contours: Data of
the Galactic plane
|b| < 5°
主相関：高銀緯でも見られる⇒
星形成領域などに起因する輻
射場の局所的非一様性の影
響が少ない。
副相関：高銀緯には見られな
い⇒銀河面に特有の輻射場の
Contours: Data of
強い領域の影響を示唆
high Galactic latitudes
|b| > 5°
電波強度との相関
電波強度が強い視線方向
電波強度が弱い視線方向
I(10 GHz) > 0.5 K
I(10 GHz) < 0.5 K
副相関は輻射場の強い領域に付随
するという描像と矛盾しない
Hibi et al. (2006)
3. 遠赤外SEDモデルによる解析
Li & Draine (2001)
Inputs:
＊Grain properties (heat capacity,
absorption coefficients)
＊Interstellar radiation field
Temperature distribution function
of each grain size: dP/dT
Grain size distribution
n(a)∝ a–3.5
Output:
FIR SED of dust
ダストサイズが大きくなる
ほど温度平衡に近くなる。
Results
c: Radiation field
intensity normalized
to the solar vicinity
value
Silicate from Draine & Lee (1984)
Graphite from Draine & Lee (1984)
c = 10
c = 10
c=3
Draine & Lee (1984)
の「標準的な」ダストの
遠赤外吸収係数は銀
河系の観測を再現で
きない！
c=3
c=1
c=1
c = 0.3
c = 0.3
Dependence on the FIR emissivity index
吸収断面積
sl ≡ pa2Ql
Ql ∝ l-b (l > 100 mm)
[Emission∝QlBl(T)]
b is called emissivity
index.
For l < 100 mm, we adopt
the optical constants of
graphite in Draine & Lee
(1984).
b ~ 1 is consistent with the
observed colors.
cf. b ~ 2 for Draine & Lee (1984).
b=1
b = 1.5
c = 10
c=3
c = 0.3
c=1
b ~ 1の物質はあるか？
MgO・2SiO2 (amorphous) b = 1.2 (Agladze et al. 1996)
EmissivityはDraine & Lee (1984)の値の11倍
（もしこの物質が星間ダストを担っているとすると、
これまで遠赤外線から求められていたダスト質量は
過大評価）
←アモルファス内のポテンシャルの乱れが原因？
(Meny et al. 2007)
副相関
c= 1 contaminated
by 10% c = 10
A minor correlation:
sub-correlation
c= 1 contaminated The sub-correlation is
explained if a region
by 10% c = 3
with high radiation field
c=1
is contaminated in the
line of sight.
銀河系の星形成率から
予想される星形成領域
近傍を見込む確率とも
整合的。
4. 「あかり」への展望
Doi et al. (2007)：LMC「あかり」65, 90, 140 mm
(1) COBEより空間分
解能良く
(2) Spitzerにない多く
の遠赤外バンドで
(3) マゼラン雲のfaceon geometryを生か
した
観測ができる。
⇒解析中
5. まとめ
(1) Observational Analysis (Hibi et al. 2006)
a. A common correlation between 60 mm – 100 mm
color and 140 mm – 100 mm color is found for the
Milky Way, the LMC, and the SMC.
b. This “main correlation” also explains the FIR colors
of nearby galaxies, which suggests a universal
nature of the FIR SEDs of nearby galaxies.
(2) Theoretical Analysis (Hirashita et al. 2007)
a. The grain emissivities often assumed (Q ∝ l–2) are
not successful in reproducing the main correlation.
b. Our results strongly suggest that the FIR emissivity
index is ~ 1 (Q ∝ l–1).