Transcript 銀河円盤輻射輸送と実効的ダスト減光曲線、 および

銀河円盤輻射輸送と
実効的ダスト減光曲線、
および、電離背景放射
井上昭雄（大阪産業大学）
1
２００９年２月２５日 北大 「宇宙の構造形成と物質進化」
銀河円盤輻射輸送と実効的ダスト減光曲線

ダスト減光： ダスト粒子の性質も教えてくれるが、
多くの天文学者にとっては邪魔物


ダスト減光を補正して銀河の真のスペクトルを知りた
い！
銀河は一般に個別の恒星に分解できない
銀河系などの「ダスト減光曲線(extinction law)」は恒
星と観測者の間のスクリーン
 銀河内の恒星、ダスト分布や散乱を考慮した「実効的
ダスト減光曲線(attenuation law)」が必要

銀河円盤での輻射輸送問題を解いて「実効的ダスト
減光曲線」をモデル化
 ＧＡＬＥＸによる近傍円盤銀河の紫外線観測結果と
比較

2
輻射輸送方程式
dI

(as)Ij*aBs
Id

ds

(a
s)s
II0e

(a
s)(
s's)
Se
ds
'
s
0
j*
S
(1
)B

Id


(as)
I
輻射平衡や散乱がある
場合は反復解法が必要
s
3
輻射輸送方程式の反復解法（１）

Λ-iteration method
S→I→S→I→…
 S(n+1)=Λ[S(n)]という形式：”Λ-operator”
 光学的厚みの大きいところで収束が非常に遅い


Accelerated Λ-iteration (ALI) method
行列反転し易い形の近似的なΛ-operator, Λ*を用いて
S(n+1)=Λ*[S(n+1)]+(Λ－Λ*)[S(n)]
とすると収束が劇的に加速される
 Λ*の与え方にはいろいろ流派がある


さらなる収束加速手法

Ng法: 過去数回の線系結合により収束先を予測
4
輻射輸送方程式の反復解法（２）

variable Eddington factor (tensor) method
I→J(E)（０次）、H(F)（１次）、K(P)（２次）モーメ
ントをとる
 f=K/Jでclose
 f=1/3とするとEddington近似
 形式解をray-traceして得たIから直接fを与えると
VEF(T)法



モーメント方程式系の積分と形式解ray-traceを交互に行なう
収束は非常に早い
5
銀河円盤の輻射輸送

平均的な光学的厚みは＜１０なのでΛ-iterationで
十分
ただし、解像度を上げて見ると？
 ＵＬＩＲＧ的なものは？

ダスト放射も含めるためには輻射平衡計算が必要
 ダスト減光曲線（紫外・可視・近赤）を出すには輻
射平衡計算不要、ただし散乱は重要

6
Ｉｎｏｕｅ ２００５， Ｉｎｏｕｅ ｅｔ ａｌ．２００６
銀河円盤輻射輸送計算
ｚ
ｉ
観測者
古い星のスケールハイト
ダスト・ガス円盤のスケールハイト
若い星のスケールハイト

空間１次元平行平板＋メガグレイン近似

Literation＋Ｎｇ－ａｃｃｅｌｅｒａｔｉｏｎ
多相星間ガスモデルによりクランピー媒質をモデル
化
 星の年齢に応じたスケールハイト（３成分）




若い星 ＜ ダスト・ガス ＜ 古い星
もっとも若い星は分子雲（クランプ）内に存在
近傍銀河のさまざまな物理量のかなり広い範囲を調
査
7
Ｉｎｏｕｅ ２００５，Ｉｎｏｕｅ ｅｔ ａｌ．２００６
メガグレイン近似
Neufeld (1991)
Hobson & Padman (1993)
Városi & Dwek (1999)
grain
absorption
absorption
grain
scattering
scattering
mega-grain
 輻射輸送の観点からは、両者は等価である



extinction Q-parameter: Qgrain → Qmega-grain
scattering albedo: grain → mega-grain
asymmetry parameter: ggrain → gmega-grain
 Városi
& Dwek (1999)の定式化を採用
8
Ｉｎｏｕｅ ２００５，Ｉｎｏｕｅ ｅｔ ａｌ．２００６
クランピー媒質の物理モデル
冷却卓越
平均
圧力
熱的安定な２相：
赤：warm neutral medium
p/k  n
青：cold neutral medium
p/k  n0.7
(depends on cooling/heating function)

平均
密度
加熱卓越
緑: energy balance points
by Wolfire et al.(2003)
多相星間ガスモデル
星間ガスのエネルギー・化学・圧力平衡を仮定
 平均星間ガス圧力 → クランプと媒質の密度 （密度コント
ラスト）
 平均ガス密度 → クランプ体積占有率


自己重力的なクランプを仮定


クランプサイズ
ジーンズ長
9
Ｉｎｏｕｅ ２００５，Ｉｎｏｕｅ ｅｔ ａｌ．２００６
年齢依存減光

銀河系の恒星年齢－スケールハイトの相関
若い恒星（年齢＜３００Ｍｙｒ）：５０ｐｃ
 ＨＩガス（およびダスト）：１５０ｐｃ
 古い恒星（年齢＞３００Ｍｙｒ）：３００ｐｃ


恒星はすべからく分子雲内で生まれる

もっとも若い恒星（年齢＜１０Ｍｙｒ）は分子雲（ク
ランプ）内に埋まっている


ｅｍｉｓｓｉｖｉｔｙにローカルな強い減光を与えることで
実装
銀河スペクトルの各波長を担う恒星の年齢が異なる

恒星種族iの光度割合fiλ、円盤の透過率Tiλとすると
T  exp(   )
実効的透過率：Tλ=ΣfiλTiλ
10
Ｉｎｏｕｅ ２００５
年齢依存減光の例（２種族系の場合）
 若い星種族（年齢＜ty）
T

f
T

(
1

f
)
T


y
,


o
,
はクランプ(i.e., birth
clouds)内に分布する。
→ 年齢依存減光
 若い星種族の
luminosity fractionは
波長に依存する。
thick: constant SFR,
thin: exponential SFR
11
Ｉｎｏｕｅ ２００５
年齢依存減光の例（２種族系の場合）
T  exp(   )
 赤実線：非一様ＩＳＭ、
一様光源→古い星
 青実線：非一様ＩＳＭ、
年齢依存減光:
非一様光源（クランプへ
•UVは埋め込まれた若い星種族
の埋め込み）→若い星
•NIRはdiffuseな古い星種族
↓ 緑実線：赤実線と青実線
の合成
ＵＶに向かって透過率の急激な下降
→「赤い」スペクトル
 黒点線：一様なスクリーン

(extinction law)
黒実線：一様なＩＳＭ
12
散乱の効果
短波長で小さいアルベド：
ＦＵＶを吸収しやすい
→ 赤くなる
ただし、測定値の分散大
Ｄｒａｉｎｅ （２００３）
13
Ｉｎｏｕｅ ｅｔ ａｌ．２００６
実効的ダスト減光曲線（近傍円盤銀河用）

ＦＵＶ減光量の関数としてきれいに多項式フィット
できる
銀河の進化
にともない実
効的ダスト減
光曲線も進
化するかもし
れない
14
ＧＡＬＥＸ紫外線観測との比較
可
視
光
で
規
格
化
し
た
減
光
量
２１７５Å
バンプ
ＮＵＶ
ＦＵＶ
15
１／波長（ミクロン）
ＧＡＬＥＸ紫外線観測との比較
Ｉｎｏｕｅ ｅｔ ａｌ．２００６
実線：減光曲線
破線：Ｃａｌｚｅｔｔｉ ｌａｗ
緑：Ｉｎｏｕｅ ｅｔ ａｌ．‘０６
２１７５Åバン
プに打ち勝っ
て「赤い」紫外
線を再現
16
仮定したダストモデル

Ｄｒａｉｎｅ ２００３
ＬＭＣ平均には
顕著なバンプ有
17
赤：銀河系，緑：ＬＭＣ平均，青：ＬＭＣ２，ピンク：ＳＭＣ
Ｉｎｏｕｅ ｅｔ ａｌ．２００６
「赤い」紫外線を生み出すのは？
1.
2.
散乱（短波長ほどアルベド小さい場合）
恒星年齢依存減光


クランピー媒質：グレイ化
実効的ダスト減光曲線の進化？



ダストの種類、サイズ分布による散乱係数の変化
年齢依存減光→星形成史の影響
年齢依存減光→年齢依存スケールハイト？
18
電離背景放射
宇宙再電離、銀河形成抑制？など影響大
 ｚ＜３程度ではＱＳＯによる寄与
 ｚ＞４程度では銀河による寄与？
 銀河の電離光子放射率は？脱出率は？
 電離光子直接観測により解決したい
 ライマンαエミッターが非常に面白そう
 銀河間ダストによる光電加熱率？

19
Inoue, Iwata, Deharveng (2006)
電離背景放射
20
Inoue, Iwata, Deharveng (2006)
脱出率の進化？
C49
D3-ap1
Grimes et al.
Haro11(re.) Siana et al.
stack
(21)
(11)
Shapley et al.
composite(14)
An average
IGM correction
is applied.
UVB data
red: Scott+02
green: Bolton+05
blue: Fan+06
open symbols:
high UV emissivity case
21
Ｉｗａｔａ， Ｉｎｏｕｅ， ｅｔ ａｌ．２００９
電離光子観測用特製フィルター

すばる望遠鏡主焦点カメラ専用

大阪産業大学産業研究所の資金援助
１７．０ｃｍ
２０．５ｃｍ
22
Ｉｗａｔａ， Ｉｎｏｕｅ， ｅｔ ａｌ．２００９
すばる望遠鏡による観測

すばる望遠鏡主焦点カメラ＋特製フィルター
観測対象銀河：１０００個以上！
 ２００７年９月９日から１３日（５夜）
 山麓施設からのリモート観測

23
Ｉｗａｔａ， Ｉｎｏｕｅ， ｅｔ ａｌ．２００９
初期成果

１９８個の分光ｚのある銀河
Steidelカタログ：４４個
 U-drop LBGｓ by 香西君＠東北大：２９個
 LAEs ＆ LABs by 松田君＠天文台：１２５個
 既知のAGN/QSOは除いてある


１７個をNB359で＞３σ検出
LBGs：７個／７３個
 LAEs：１０個／１２５個

24
Ｉｗａｔａ， Ｉｎｏｕｅ， ｅｔ ａｌ．２００９
25
Ｉｗａｔａ， Ｉｎｏｕｅ， ｅｔ ａｌ．２００９
26
Ｉｗａｔａ， Ｉｎｏｕｅ， ｅｔ ａｌ．２００９
27
SOME LAES AS AN “IONIZER”

ＦＬＣ／ＦＵＶ＞１のライマンαエミッターがある！


零年主系列星でも説明できない？
分光スペクトルにはＡＧＮの兆候はないが？

金属輝線の無いＡＧＮもいる（Ｆａｎ ｅｔ ａｌ．
１９９９，Ｈａｌｌ ｅｔ ａｌ．２００３）
28
そもそもＬＡＥとは？
ｚ＞３で見つかっているライマンα輝線銀河
 ＬＢＧより恒星質量が小さい、若い、ダストが少な
い
 観測的な光度関数はｚ＝３－６まで変化ない

ＩＧＭ吸収補正するとｈｉｇｈ－ｚほど個数あるいは
光度増える（Ｏｕｃｈｉ ｅｔ ａｌ．２００８）？
 ｚ＞６では急に個数あるいは光度が減る→再電離期


最近、ｚ＝２ ＬＡＥへの展開の兆し
ダスト多め、ＡＧＮ多め？（Ｎｉｌｓｓｏｎ ｅｔ
ａｌ．２００９）
 ＦＭＯＳによる近赤分光のターゲット（ＯＩＩ，ＯＩ
ＩＩ，Ｈβ，Ｈα）

29
Ｉｎｏｕｅ ＆ Ｋａｍａｙａ ２００３，２００４，２００９
銀河間ダスト光電効果加熱

紫外線－Ｘ線背景放射がダスト粒子に当たると光電
子が出る→ガスの加熱
0.1 micron, neutral grain
old
Ｗｅｉｎｇａｒｔｎｅｒ ｅｔ ａｌ．２００６
old new
Yield
new
auger
primary
secondary
auger
primary
secondary
30
Absorbed photon energy [eV]
Ｉｎｏｕｅ ＆ Ｋａｍａｙａ ２００９
Heating rate [erg s-1 cm-3]
銀河間ダスト光電効果加熱率
ダストガス比：銀河系の１％、ＭＲＮサイズ分布
ガス温度：１０，０００Ｋ、ＵＶ－Ｘ線背景放射
old Y model new Y model old Y model new Y model
HeII
HI
HeII
HI
31
3
1
Gas number density [cm-3]
Ｉｎｏｕｅ ＆ Ｋａｍａｙａ ２００９
ダストサイズの影響
ＭＲＮ
黒太線
＞0.1ミクロン
ピンク
超新星ダスト
（破壊なし）
赤
超新星ダスト
（破壊あり）
緑
＜２５０Ａ
黒細線
32
Ｉｎｏｕｅ ＆ Ｋａｍａｙａ ２００９
銀河間ダスト光電効果加熱率レシピ
グラファイトとシリケイトを５０％ずつ混ぜた
ＭＲＮサイズ分布の場合
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Ｉｎｏｕｅ ＆ Ｋａｍａｙａ ２００９
銀河間ダスト加熱：再電離期では？
log J nonionizing
UV background
X-ray background
13.6 eV 300 eV
log E
temperature doubling time-scale
34