Transcript 国際会議成果報告会 Small Ionized and Neutral Structures in the

国際会議報告会
Small Ionized and Neutral Structures
in the Diffuse Interstellar Medium
Socorro, New Mexico, May 21-24, 2006
物２ 天体核 D2 井上 剛志
会議の概要
テーマ：星間媒質（イオン化媒質、中性原子媒質、分子ガス媒質）
における小スケールの構造について
場所：ニューメキシコ州、ソコロ（アレーオペレーションセンター）
開催期間：５月２１日～２４日
参加者：米（７割）、豪、英、仏、蘭、印、韓、メキシコ、
日本（井上、犬塚（京大理）、長島（長崎大）） 全６６名
観測家７割、理論家３割で C.Heiles教授、E.Jenkins教授、D.Cox教授、
R. Reynolds教授等、星間媒質研究における指導的専門化が多く参加し
た ＊懸案事項となっていた収録については会議後に出版が決定されました
Outline of This Talk
1.星間媒質における小スケール構造と
我々の星間媒質進化モデルとの関係
2. 会議で発表を行った研究について
アレーオペレーションセンター
@ニューメキシコ州、ソコロ（空港の
あるアルバカーキから南約100 km）
Very Large Array
ソコロの西約100 km
直径 25 m のアンテナ
が27個並ぶ
最大 36 km まで広が
る
Interstellar Medium (星間媒質)
星間媒質がどのようなプロセスで進化して星になっていく
のかは理解されていない
Hot Ionized Medium
希薄な電離ガス ： T
~ 106 K
Warm Medium
中性の星雲間ガス：
恒星風、超新星
T
大質量星周りの電離領
域：
T ~ 104 K
輻射電離
log(K )
星
重力収縮
Cold Neutral Medium
3
log(n=cm )
観測された星間物質の相図（Myers1978）
HI 雲： T
~ 100 K
分子雲： T
~ 10 K
WNM と CNM
WNMとCNMは 加熱 , 冷却 が効く開放系（光学的に薄い媒質）
加熱源 ： External Radiation Field, CR 等
冷却源 ： 輝線放射・・・Ly-alpha, C+ fine structure, 等
冷却損失
加熱利得
[ erg/cm3/s ]
正味の冷却関数：
加熱,冷却が釣り合う輻射平衡状態：
P [K/cm3]
104
WNM :
CNM :
冷却優勢
WNM 不安定
CNM
CNMとWNMは安定に
等圧下で共存可能
加熱優勢
10-1
101-2
n [cm3]
Tiny Scale Atomic Structure とは
近年発見された 10-4 pc（数10 AU）スケールの非常に小さな CNM
電波観測 ： 水素原子の 21cm 線 (超微細構造)の吸収線を見る
Very Long Baseline Array
Quasar
1秒角
角度分解能 ~ 20 ミリ秒角 (~1-10 AU)
Single dish telescope
Pulsar
102à 3 km/s
TSAS はどの方角を見ても普遍的に存在する (Heiles 1997)
星間雲の新しい population ?
TSAS の性質
TSAS
HI cloud
size ~ 10-4 pc
density ~ 105 cm-3
temperature ~ 100 K
nT [K/cm3] = P/kB
107
104
TSAS
size ~ 1-10 pc
density ~ 102 cm-3
temperature ~ 100 K
TSAS は非常に小さく、typical なCNM
より圧力が高い状態にある
こんな小さなものをどう作る？？
HI cloud
10-4
100-1
Scale [pc]
我々の星間雲形成モデルでは
自然に形成できる
我々の考える星間雲形成モデル
Inutsuka, Koyama & Inoue 2005
超新星衝撃波を引き金とする熱的不安定でCNMを形成する
P
熱的不安定
不安定のScale :
衝撃波圧縮
WNM
~ 10-4~-3 pc
冷却優勢
・・・Field length
CNM
加熱優勢
n
~ 104 yr ・・・ 冷却時間
<< Shock の寿命 ~ 1 Myr
Shock による CNM 形成の Simulation (Koyama & Inutsuka, 2002)
密度高 3
2
1
0
密度低 -1
Log n
Shock 面
TSAS ?
私が発表した研究について
星間雲（HI雲、分子雲）における乱流状態
星間雲の観測に見られる輝線幅
は音速に比べて優位に大きい
星間雲は超音速の乱流状態に
あると考えられている
一般に考えられている星間雲、星間乱流像（１相モデル）
WNM
CNM
問題点：
乱流の起源が謎
超音速乱流は衝撃波
散逸によりすぐに decay
1-10 pc
私が発表した研究について
我々の考える星間雲、星間乱流像 ・・・ 小さなCNMがWNMの
中に幾つも埋まっていてそれらがランダムに運動する
青：CNM
赤：WNM
小さなCNMの大き
さ：
Field length ~ 0.1 pc
Simulation by Koyama & Inutsuka 2006
この“乱流”状態はCNMとWNMの遷移層(黄色部分)
の不安定によって駆動されているように見える
遷移層の安定性について研究を行った
遷移層の種類
Zel’dovich & Pikel’ner ’69, Penston & Brown ’70
 非摂動状態･･･簡単のため定常で plane parallel な geometry
遷移層（熱伝導による厚み）～0.1 pc
T
WNM
CNM
x
 輻射平衡状態は van der Waals の状態方程式に似た形
Maxwellの面積則に類似の条件
･･･静的な２相構造
P
冷却優勢
Condensation
･･･WNMからCNMへCondensation
･･･CNMからWNMへEvaporation
Saturation
Evaporation
加熱優勢
n
遷移層の種類
Zel’dovich & Pikel’ner ’69, Penston & Brown ’70
 非摂動状態･･･簡単のため定常で plane parallel な geometry
遷移層（熱伝導による厚み）～0.1 pc
T
定常流
CNM
WNM
Condensation
x
 輻射平衡状態は van der Waals の状態方程式に似た形
Maxwellの面積則に類似の条件
･･･静的な２相構造
P
冷却優勢
Condensation
･･･WNMからCNMへCondensation
･･･CNMからWNMへEvaporation
Evaporation
加熱優勢
n
遷移層の種類
Zel’dovich & Pikel’ner ’69, Penston & Brown ’70
 非摂動状態･･･簡単のため定常で plane parallel な geometry
遷移層（熱伝導による厚み）～0.1 pc
T
定常流
CNM
WNM
Evaporation
x
 輻射平衡状態は van der Waals の状態方程式に似た形
Maxwellの面積則に類似の条件
･･･静的な２相構造
P
冷却優勢
Condensation
･･･WNMからCNMへCondensation
･･･CNMからWNMへEvaporation
Evaporation
加熱優勢
n
安定性解析：２つのアプローチ
長波長解析：
短波長解析：
遷移層の厚みよりも十分長い波長の揺
らぎを考えて遷移層を不連続面近似
y
y
遷移層
CNM
等圧近似、ただし遷移層の厚み
や熱伝導の効果を考慮
遷移層
CNM
WNM
WNM
flow
flow
x
x
長波長解析の結果と解釈
Evaporation ：不安定
Condensation：安定
不安定のメカニズム
遷移層
 遷移層で flow が曲がる
Flux 保存側：
Momentum保存側：
 flow の集中部で圧力が高まり
遷移層を押して不安定
CNM
WNM
 不安定の成長率
成長率は波数に比例
小 scale ほど不安定
不連続面近似のため特徴的な scale 無し
厚みを考慮した解析が必要
長波長解析の結果と解釈
Evaporation ：不安定
Condensation：安定
不安定のメカニズム
遷移層
 遷移層で flow が曲がる
Evaporation
Flux 保存側：
Momentum保存側：
 flow の集中部で圧力が高まり
遷移層を押して不安定
不安定
CNM
 不安定の成長率
成長率は波数に比例
WNM
小 scale ほど不安定
不連続面近似のため特徴的な scale 無し
厚みを考慮した解析が必要
長波長解析の結果と解釈
Evaporation ：不安定
Condensation：安定
不安定のメカニズム
遷移層
 遷移層で flow が曲がる
Condensation
Flux 保存側：
Momentum保存側：
 flow の集中部で圧力が高まり
遷移層を押して不安定
安定
CNM
 不安定の成長率
成長率は波数に比例
WNM
小 scale ほど不安定
不連続面近似のため特徴的な scale 無し
厚みを考慮した解析が必要
短波長解析の結果
短波長解析の結果・・・熱伝導の影響のより不安定性は遷移層
の厚みのスケールで安定化される
赤線：長波長解析
青線：短波長解析
緑線：近似無しの解析で
得られると期待され
る分散関係
最も不安定なスケールは
厚みの２倍程度
Evaporation 遷移層の分散関係
まとめ
 CNMとWNMの遷移層の安定性を線形解析の手法で調べた
Evaporation の場合、遷移層は不安定
不安定の成長時間
星間媒質の Dynamical timescale ~ 1-10 Myr
乱流を駆動・維持するのに十分！
星間乱流の駆動メカニズムの候補となる不安定性を発見した
会議での発表
会議初日最後のセッション
J. Slavin : 星間媒質のダイナミクスを考える上で熱伝導は重要だ。
だけど誰も熱伝導を考慮した研究を行っていない！？
直後に発表した我々の研究は熱伝導をちゃんと考慮して
いる為、インパクトのある発表になりよい宣伝になった。