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銀河系・近傍銀河の星生成と物質進化 班 検討報告
銀河中の星生成と物質進化の相互作用の解明
石原大助(名古屋大学)金田英宏・鈴木仁研・永山貴宏・山岸光義
2015年9月15日 @ 光天連シンポ
2020年代の課題
1. 銀河の星生成率の多様性- 見えないH2ガス (CO-dark gas) の定量化
2. 銀河の物質 (ガス・ダスト) 進化- 低金属量銀河の星生成- ガス・ダスト進化の多様性- 氷で探る銀河の現在と過去
3. 銀河の磁場の進化
⇒ 星・惑星形成
⇒ 恒星物理・超新星・晩期型星
⇒ 銀河・銀河団
2
星生成率と[OI]輝線光度の関係
De Looze +14
1. 銀河の星生成率の違いを生んでいる物理条件は?
※ Kennicut-Schumidt則(経験則)…ガス(材料)の量と星生成率に相関
星生成率と[CII]輝線光度の関係
星生成率は銀河ごとに異なり、8桁の幅を持つ
Herschelによる近傍銀河の統計・輝線によって相関が異なる
[OI]は8桁に渡って良い相関を示すが[CII]は分散が大きい・Populationによって相関が異なる
星生成率と[OI]輝線光度の関係
De Looze +14
1. 銀河の星生成率の違いを生んでいる物理条件は?
星生成率と[CII]輝線光度の関係
星生成率は銀河ごとに異なり、8桁の幅を持つ
3
これまでの研究 (Herschelの成果)・明るい領域(銀河中心、巨大星形成領域)に限る・限られた輝線(おもに、[OI]、[OIII]、[CII])のみ
⇒ 銀河中あらゆる領域において、複数のラインを用いたガス診断により、星生成率の違いを生む背景物理に迫る
1-2 星形成をトリガーするメカニズムの多様性
「あかり」全天サーベイ9μm帯マップPAH放射 (=中性物質の分布)
Closed bubble
Broken bubble
S137
N107
あかり9μm帯
あかり9μm帯
Hattori+ 2015
Lwarm /Lcold
放射場強度LPAH /Ltotal
PAH存在比 (破壊度?)
⇒ 系統的に異なる形成起源
1-2 星形成をトリガーするメカニズムの多様性
Closed bubble
Broken bubble 分子雲衝突による大質量星生成
Habe&Ohta 1992
S137
N107
あかり9μm帯
あかり9μm帯
Deharveng+ 2010
励起星による周囲物質の加熱
⇒ 星生成をトリガーするメカニズム (radiation, shock, etc.) ⇒ ダスト診断や複数の輝線によるガス診断
Hattori+ 2015
C, C+
H26
1-3. 見えないガス (CO-dark gas)
Diffuse分子雲では、H2の殆どがCO-dark。
CO-d
arkな
H 2分子
の割
合
Langer+ 2014
⇒ HD輝線、[CII]輝線の高感度観測
Herschelによる銀河系の広域 [CII] 輝線の観測
我々銀河系では、H2の30〜100%はCOで見えない。
観測されたI[CII]は、IHIから見積もられる強度を大きく超過
Diffuse cloudTransition cloudDense cloud
12COH2
C+
HI
PAH放射とCO分布
「あかり」9μm帯マップPAH放射 (=中性物質の分布)
Sano+ 2014
0.1 0.2 0.3 0.4 [MJy/sr]
高銀緯分子雲MBM 53, 54, 55
Image : PAH (AKARI 9μm)Contour : Dust Opacity (Planck)
3 deg.(5.8 pc @110 pc)
0 20 40 60 [MJy/sr]
銀河面
Image : PAH (AKARI 9μm)Contour : Dust opacity (Planck)
3 deg.(450 pc @8.5 kpc)
PAH放射とCO分布
0.1 0.2 0.3 0.4 [MJy/sr]0 20 40 60 [MJy/sr]Image : PAH (AKARI 9μm)Contour : 12CO (NANTEN)
Image : PAH (AKARI 9μm)Contour : 12CO (NANTEN2)
3 deg.(5.8 pc @110 pc)
3 deg.(450 pc @8.5 kpc)
高銀緯分子雲MBM 53, 54, 55
銀河面
Sano+ 2014
見えないガスはdiffuse H2に多い⇒ 低金属量銀河のダスト・ガス質量比に影響⇒ 次の星生成の材料を担う貯蔵庫
星間輻射場の増加
- 銀河進化とガス・ダスト進化は密接に関連している。
2 ガス・ダスト進化と銀河成長の関係を理解する
星生成活動
星の質量放出
超新星爆発 ダスト生成
金属量増加
分子生成
分子乖離
ダスト成長
ダスト破壊 ダスト変性(結晶化・非結晶化)
冷却効率の向上
衝撃波破壊・破砕
銀河中心核活動
光変性光解離
凝縮
表面反応降着
光昇華
- 指標: ガス進化(金属量の増加)、ダスト進化(ダスト・ガス質量比の増加、組成・結晶度変化)
Color: HST/ACS 555nmContour: ALMA 870 μm
10
Fisher+ 2014, Natur
Color: 100 µmContour: HI
予想の1/200のダスト量
Hunt+ 2014
2-1 銀河成長初期の星生成・金属量・ダスト進化の関係低金属量の矮小銀河 (~1/30 Z◉): 宇宙初期銀河のanalog
I Zw18 SBS 0335-052
ダスト・ガス質量比、金属量、星生成率の関係を決める本質の物理条件とは?
予想の4倍のダスト量⇒ 同じ金属量でも、
ダスト・ガス質量比に2桁以上の差。星生成活動度は既に高い。ダスト生成が始まったばかり?現在の星生成メカニズムと異なる(ダストcoolingが働かない)
I Zw18SBS 0335-052
11
Herschel 70 μm
Aniano+ 2012
2-2 近傍銀河におけるダスト形成・進化
ダスト・ガス質量比が、一つの銀河の中で1桁も違う
Dust: Herschel70〜500μm SED
例: NGC6946
Dec
. (de
g.)
60.1
60.2
12
(MJy
/sr)
3
Gas:HI: THINGS
(Walter+ 2008)
CO: HERACLES(Leroy+ 2009)
HI + H2
308.8 308.6R. A. (deg.)
Dec
. (de
g.)
60.1
60.2
56
(log(
M◉/k
pc2 )8
7
ダスト・ガス質量比
308.8 308.6R. A. (deg.)
Dec
. (de
g.)
60.1
60.2
0.04
0.4
< 500 pcスケールで空間分解
⇒ SED→スペクトルマッピング
Image : PAH (AKARI 9μm)・ C-rich AGB stars・ O-rich AGB stars
2-3 我々銀河系におけるダストの組成進化
Image : AKARI 9 μm / 90 μm ratio(PAH / silicate grains)
星間ダスト
ダスト供給源
0.20.1 0.150.05
Ishihara+ 2011
AKARI mid-IR PSC(in galactic coordinates)9 μm & 18 μm sources
AKARI mid-IR diffuse maps(in galactic coordinates)
9 μm & 18 μm bands⇒ 数千個の多様な近傍銀河に対して、
星からのダスト供給の様子・化学進化を調査
2-4 氷で探る銀河の現在と過去 Yamagishi+ 13
「あかり」によるM82のスペクトルマッピング
星生成活動が、分子進化・組成に与える影響
⇒ CO2/H2O比 … 分子雲における紫外線照射 (SNRの影響) の歴史
H2O氷 … 分子雲内部の低温環境 (AV~10 mag.T~10 K) で、ダストの表面反応で生成。
CO2氷 … H2O - CO氷への紫外線照射で生成
より詳細な空間分布 ←高空間分解氷の結晶構造 (熱史) ← 44, 62 µm帯観測
カラーマップ: H2O+CO2 iceの柱密度Contour: 分子雲 (12CO)
カラーマップ: H2O ice Contour: PAH (星生成)
カラーマップ: CO2 ice Contour: PAH (星生成)
NGC891 (Fendt+ 96)M51 (Scarrott+ 87)
Face-on
星形成領域Serpense
by IRSF/SIRPOL
Interacting/merger 銀河
ローカルな磁場構造と銀河スケールの磁場の関係?
Mergerによって磁場はどのように進化するのか?
宇宙初期から普遍なのか?
磁場の進化は銀河の星生成にどう影響するのか?
Edge-on
Sugitani+ 09
磁場は星生成に重要 銀河スケールでの磁場
3. 銀河の磁場の進化
広視野・高空間分解偏光マッピング
遠くの銀河の空間分解偏光マッピング
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