2004, 1, 72004, 1, 7 理論懇シンポジウム理論懇シンポジウム

銀河間ダストの起源：銀河間ダストの起源：存在量の上限とその特質解明への存在量の上限とその特質解明への

道道井上　昭雄 井上　昭雄

（京都大学理学部物理学第二教室）（京都大学理学部物理学第二教室）&&

釜谷　秀幸釜谷　秀幸（京都大学理学部宇宙物理学教室）（京都大学理学部宇宙物理学教室）

MNRAS, submitted (astro-ph/0310401)MNRAS, submitted (astro-ph/0310401)

z=3z=3[cm[cm-2-2]]

9.6 Mpc

[O/H]~-2.2[O/H]~-2.2 ーー -1.3-1.3 for logN for logNHIHI=13.2=13.2 ーー 14.2 (Telfer et al.2002)14.2 (Telfer et al.2002)

Dusty Universe?Dusty Universe?宇宙の星形成史宇宙の星形成史宇宙の重元素量進化史宇宙の重元素量進化史

H0=70 km/s/Mpc, M=0.3, =0.7

太陽の太陽の 100分の 1 程度の重元素が程度の重元素が銀河間空間に存在するに存在する重元素があれば塵（ダスト）もある？？？重元素があれば塵（ダスト）もある？？？

（銀河系のダスト・金属比は（銀河系のダスト・金属比は約０．５））

重元素の約半分重元素の約半分はは IGMIGM にある？にある？

銀河間ダスト銀河間ダスト !?!?

背景光源からの光を吸収・散乱する！背景光源からの光を吸収・散乱する！ 遠方天体の光度、その他物理量を誤る！！遠方天体の光度、その他物理量を誤る！！

銀河間ダストの量を知りたい！銀河間ダストの量を知りたい！

少なくとも、減光量が無視で少なくとも、減光量が無視できるかどうかを知りたい！！きるかどうかを知りたい！！

本研究の概念図本研究の概念図

mass metal

massdust IG

宇宙の星形成史宇宙の星形成史

宇宙の金属量進化史宇宙の金属量進化史

遠方遠方 SNeSNe の観測の観測

銀河間ガスの熱史銀河間ガスの熱史

制限

銀河から銀河間空間へ銀河から銀河間空間へのダスト輸送メカニズのダスト輸送メカニズムム

銀河間ガスの熱史の利用銀河間ガスの熱史の利用Inoue & Kamaya 2003, MN, 341, L7Inoue & Kamaya 2003, MN, 341, L7Inoue & Kamaya 2003, MN, submittedInoue & Kamaya 2003, MN, submitted

銀河間ガスの観測的熱史

ダスト光電効果を考慮した銀河間ガス

の理論的熱史比較

銀河間ダスト量への制限(( ダストのサイズに依存ダストのサイズに依存 ))

Nath et al.(1999): Nath et al.(1999): 銀河間空間でのダスト光電加熱の重要性を指摘銀河間空間でのダスト光電加熱の重要性を指摘

ダスト光電効果ダスト光電効果基本的に photoionization heating と同じメカニズム。ただし、ダストの方が high energy photon に対する cross section が大きい

hUV e-

e-

“hot” photo-electron

e-

e-

e-

dust

eUW

hh

min

W: W: 仕事関数仕事関数U: U: 塵粒子の静電ポテンシャル塵粒子の静電ポテンシャル

光電子の放出率は光電子の放出率は塵粒子の静電ポテ塵粒子の静電ポテンシャルに依存ンシャルに依存

Grain electric potentialGrain electric potential

K10

cm10

Hz/sr/erg/s/cm 10

4

gas4,

3-5-

gas5,

221912A

,-21

TT

nn

JJ

青線： 青線： critical potential of critical potential of dust destruction by dust destruction by ion field emissionion field emission(Draine & Hao 2002)(Draine & Hao 2002)

spectral indexspectral index

ダスト加熱　ｖｓ　水素光電離ダスト加熱　ｖｓ　水素光電離加熱加熱

ダスト加熱：ダスト加熱：背景放射強度に正の相関背景放射強度に正の相関ガス密度に負の相関ガス密度に負の相関ガス温度の依存性弱いガス温度の依存性弱い粒子サイズに負の相関粒子サイズに負の相関

ダスト・ガス比：ダスト・ガス比：銀河系の約銀河系の約１００分の１

IGM temperature evolutionIGM temperature evolutionIGM temperature at an ideal fluid element with IGM mean density:

number ratio of gaseous particle to baryon particle

gaseous species: HI, HII, HeI, HeII, HeIII, electronabundance: non-equilibrium rate equations

initial condition: T=25,000 K at z=3.4cosmology: H0=70 km/s/Mpc, M=0.3, =0.7, b=0.04, and Y=0.24

Xnkdt

dX

X

THT

dt

dT

bB3

)(22

b/nnX i

ダスト光電加熱ダスト光電加熱

Example thermal historiesExample thermal histories

観測値：ライマン観測値：ライマン αα雲の線幅から推定雲の線幅から推定（（ Schaye et al. 200Schaye et al. 2000)0)

線幅分布の最小値は純粋に熱線幅分布の最小値は純粋に熱運動によるものと仮定して推運動によるものと仮定して推定定

mass metal

massdust IG

IGM ダストなし

IGM ダスト多い

Constraint from thermal historyConstraint from thermal history

< 0.1 for grain size < 0.1< 0.1 for grain size < 0.1mm

赤：熱史；　青：赤：熱史；　青： SNeSNe 　（　（ high SFHhigh SFH ））

Upper limits of IG dustUpper limits of IG dust=0.1 case=0.1 case

ダスト密度の上限：ダスト密度の上限： z=0z=0でで 1010-34-34g/cmg/cm33 、、 z>1z>1でで 1010-33-33g/cmg/cm33

ダスト・ガス比の上限：ダスト・ガス比の上限： z=3z=3で銀河系ので銀河系の 100100分の分の 11

Maximum IG extinctionMaximum IG extinction

AABB < 0.2 mag for z < 1 < 0.2 mag for z < 1

AABB < 1.0 mag for z > 1 < 1.0 mag for z > 1

Maximum IG reddeningMaximum IG reddening

E(B-V)~0.1magE(B-V)~0.1mag を検出すればダストサイズは１００を検出すればダストサイズは１００AA 以下以下E(B-V) vs redshiftE(B-V) vs redshift 図に図にへこみがあればがあれば小さい graphite

100A

10A0.1m

1m0.1m以上

粒子サイズ0.1m以下

0.1m以上

0.1m以下

graphite 2175 A featuregraphite 2175 A feature

Implication of Implication of <0.1<0.1

Z

Z

Z

D

Z

D IGM

IGM

IGMIGM

ZZIGMIGM/Z~0.5 (Aguirre 1999), /Z~0.5 (Aguirre 1999),

(D/Z)(D/Z)IGMIGM<0.2<0.2

(D/Z)(D/Z)MWMW~0.5~0.5

銀河間空間のダスト・金属比は銀河系に比べて小さい？

SummarySummary 銀河間空間ではダスト光電加熱が効果的銀河間空間ではダスト光電加熱が効果的 粒子サイズが粒子サイズが 0.10.1mm 以下なら銀河間ダスト量は宇以下なら銀河間ダスト量は宇

宙全体の金属量の１０％以下宙全体の金属量の１０％以下 銀河間空間のダスト・金属比は銀河系より小さいか銀河間空間のダスト・金属比は銀河系より小さいか

もしれないもしれない 銀河間ダスト密度はｚ＝０で銀河間ダスト密度はｚ＝０で 1010-34-34g/cmg/cm33 、、 ｚ＞ｚ＞

１では１では 1010-33-33g/cmg/cm33

銀河間ダスト減光量（銀河間ダスト減光量（ BB バンド）はバンド）は z<1z<1 の天体にの天体についてついて 0.2mag0.2mag 以下、以下、 z>1z>1 については１については１ magmag 減光減光もありうるもありうる

E(B-V)E(B-V) を調べれば銀河間ダストのサイズ、組成がを調べれば銀河間ダストのサイズ、組成がわかるかもしれないわかるかもしれない

Total photoelectric heating rateTotal photoelectric heating rate

spectral index: -1J912A=5x10-22 [erg s-1 cm-2 sr-1 Hz-1]D=1/100 [Galactic value]T=104 [K]

red ： 10 A dustblue ： 300 A dustgreen ： HI photo-

ionization

Dust heating is efficient in low density part.

∝n2

∝n1.3

Grain charging processesGrain charging processes

0ph RRi i

minv d

2 v)v(v),,v( iiiiiiiiii dfZZnsZaR

equilibrium grain charge: equilibrium grain charge:

collisional charging rate:collisional charging rate:

photoelectric charging rate: photoelectric charging rate:

max

min

4),,(),( d

2ph

dh

JZaYaQaR

Zdgrain properties: Draine & Lee modelgrain properties: Draine & Lee modelphotoelectric yield: Weingartner & Draine (2001)photoelectric yield: Weingartner & Draine (2001)

charging time-scale: ~10—100 yrscharging time-scale: ~10—100 yrs

Photoelectric yieldPhotoelectric yieldneutral chargeneutral charge Weingartner & Draine (2001)Weingartner & Draine (2001)

入射光子のエネルギー

光電子放出確

光電子放出確

率率

Photoelectric heating rate Photoelectric heating rate

max

min

4)( pe

2

dh

JQYEaa

max

0pe )(E

dEEEfE

heating rate per a grain:heating rate per a grain:

mean kinetic energy of photoelectrons:mean kinetic energy of photoelectrons:

ff((EE) is assumed to be a parabolic function) is assumed to be a parabolic function(Weingartner & Draine 2001).(Weingartner & Draine 2001).

Total photoelectric heating rateTotal photoelectric heating rate

Total photoelectric heating rate:Total photoelectric heating rate:

grain mass:grain mass:

dbHdpe /)()( mDnmana

3d )3/4( am

pe Da∝ -0.5(a) a∝ 2.5

Total photoelectric heating becomes Total photoelectric heating becomes efficient as grain is smaller.efficient as grain is smaller.

ダスト光電加熱ダスト光電加熱 低密度低密度 高エネルギー、高強度の輻射高エネルギー、高強度の輻射の下で効果的になるの下で効果的になる

銀河間空間ではダスト光電効果銀河間空間ではダスト光電効果が効果的である可能性が効果的である可能性

Heating/cooling processesHeating/cooling processes

photoionization heatingphotoionization heating recombination coolingrecombination cooling collisional ionization/excitation collisional ionization/excitation

heating/coolingheating/cooling Compton cooling/heatingCompton cooling/heatingdust photoelectric heatingdust electron capture cooling adiabatic cooling by Hubble expansionadiabatic cooling by Hubble expansion

UV background radiationUV background radiation

5.2A,-21912 )1(025.0 zJ

Hz/sr/erg/s/cm 10 221912A

912A,-21 J

J

data from Scott et al.(2002)data from Scott et al.(2002)

From QSO proximity From QSO proximity effect:effect:

vJ