第3章「星間物質」参考資料

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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

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