Transcript 第3章「星間物質」参考資料

第３章 参考資料
平成２６年度 東京工業大学 大学院基礎物理学専攻
宇宙物理学（前半）
松原英雄（ISAS、JAXA）
太陽系の元素組成
• 太陽光球のスペクトル、太陽風、（始源的な）隕石の化学
分析より
Data from: Katharina Lodders (2003). "SOLAR SYSTEM ABUNDANCES AND CONDENSATION TEMPERATURES
R2-p2
OF THE ELEMENTS". The Astrophysical Journal 591: 1220–1247.
中性水素（ＨＩ）ガス
• 銀河系円盤の主要部分を占めるＨＩガス雲の分
布は、水素原子自身の放つ波長21cmの電波輝
線の観測によって調べられました。
• ＨＩ 21cm線の起源：
– 陽子と電子のスピンの向きが並行か、
反並行か、でほんのわずかに束縛エネ
ルギーに差が出ます（反並行の方がエ
ネルギーが低い）
– HIガスの柱密度[ １cm2あたりの水素原子の数] がHI 21cm
線の観測で得られる輝度温度TBから求められます：
2
v
32 n 0 k v
-2
18
N ( HI ) 
T d v  1 . 823  10
T d v [cm ] (3.1)
3
3 c hA ul


2
B
v1
v1
2
B
– TB=TStn , TS (スピン温度）はほぼガスの温度と一致、場所に依らず一
定とした。
–
tn 

l
0
 n ds
：光学的厚み
我々の銀河系のＨＩガスの分布
• 銀河円盤の回転
則を使って各速度
成分の太陽から
の距離を割り出し、
2次元的な分布図
を作ることができ
ます。
分子雲
• 低温高密度の星間ガスは分
子状態。
• 水素分子は電気双極子モー
メントをもたないので、電磁波
を出しにくい。
• 一方一酸化炭素分子は、大
きな電気双極子モーメントを
持つ直線状分子。
• 回転エネルギー準位：
E J  hBJ ( J  1)
• 従ってJ+1  Jへの遷移に
伴って
n
 (E
J  1 J
J 1
 EJ ) / h
 B ( J  1)( J  2 )  BJ ( J  1)  2 B ( J  1)
小暮智一「星間物理学」（ごとう書房）
ＨＩＩ領域
• 若い大質量星（や白
色矮星）の紫外線に
よって、水素原子が
電離したような領域。
• ガスの加熱は、電離
した光電子の余剰運
動エネルギー。一方、
冷却は、金属イオン
からの禁制線（光学
的に薄いのでガスを
効率的に冷やすこと
ができます）。
禁制線の例
Spinoglio and Malkan 1992
代表的な赤外禁制線
line
λ rest (μm)
Probes of
HI Brα
4.05
metallicity (H) / extinction
HI Pfα
7.46
metallicity (H) / extinction
ArII
7.0
excitation
ArIII
9.0, 21.8
excitation
NeII
12.8
SFR / excitation / metallicity
NeIII
15.6, 36.0
SFR / excitation / metallicity
NeV
14.3, 24.3
AGN indicator
SIV
10.5
Excitation
SIII
18.7, 34
Excitation
SiII
34.8
PDR
OIV
25.9
AGN indicator
OIII
51.8, 88.3
Density / metallicity
OI
63.1, 145
PDR
NII
122, 205
Metallicity
NIII
57.3
Metallicity
CI
370
Molecular gas
CII
158
PDR
HII領域における加熱・冷却率
小暮智一「星間物理
学」（ごとう書房）
ＯｒｉｏｎＮｅｂｕｌａ
オリオン分子雲
左： 近赤外線（２ＭＡSS），生まれた星の分布、ＨＩＩ領域
右： 野辺山45m電波望遠鏡によって取得された一酸化炭素分子のイメージ。
（国立天文台）
光解離領域
Photodissociation Region
電離源
Orion
Bar
赤：CO J=1-0
黄：H2 1-0 S(1)
青: 3.3um PAH
星間塵による減光と放射
(紫外～赤外）
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
星間塵の元素組成
D  log( 星間ガス中の元素量
/ 太陽組成 )
酸素・炭素・マグネシウム・シリコン・鉄 などが主成分
結晶質シリケイト
すばる／COMICS
Honda et al. ２００３
R2-p18
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-p19
星間減光
Ｄ
Ｆ＝Ｌ / （４  Ｄ２）
ｍ＝Ｍ＋５ｌｏｇ（Ｄ/１０ｐｃ）
Ｄ
Ｆ＝Ｌ ｅｘｐ（－t）/ （４Ｄ２）
ｍ＝Ｍ＋５ｌｏｇ（Ｄ/１０ｐｃ）＋Ａ
t
Ａ＝２．５（ｌｏｇｅ） t ＝１.０８６ t
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）
中田好一先生講義資料
http://www.ioa.s.u-tokyo.ac.jp/kisohp/STAFF/nakada/intro-j.html
Log(Ａｖ/Ａλ)
星間減光曲線
「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)
2
Extinction Curves（減光曲線）
LMC
MW
SMC
Dot-dashed： graphite
Dotted： silicate
Dashed： PAH
Solid： total extinction
縦軸：λσH
水素原子一個あたり換算の
星間塵による減光断面積×
波長
Takagi et al.(2003)
UV-optical
extinction curve
Calzetti et al. 1994
減光係数の計算例（Ｍｉｅ散乱・吸
収）
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0.001m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=hn)は1～10eV(=1.2～0.12m)。
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0.001mの塵の場合hn=10eVに対して
T= hn/CH=10/0.01=1000 [K] !!
半径0.03m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-p25
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-p26
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
銀河系の星間塵からの放射スペクトル
中性水素ガスの分布と良
く相関している。
Dot-dashed： graphite
Dotted： silicate
Dashed： PAH
Solid： total
(Dwek et al.1997 &
Takagi et al.2003)
R2-p28