平成24年度（後期） 総合研究大学院大学 宇宙科学専攻 第５章　参考資料 平成24年度（後期）　総合研究大学院大学　宇宙科学専攻 飛翔体天文学特論II 松原英雄（ISAS、JAXA）

宇宙の物質循環と銀河進化 銀河間ガス 銀河内物質循環 銀河進化 星の形成（光度進化） 重元素の生成（化学進化） ダスト形成 惑星形成 宇宙の物質循環と銀河進化　 星間ガス雲(“星の胎盤”) 星は何をきっかけに、どのような場所で生まれる？ 銀河間相互作用 （重力相互作用、衝突） 重力相互作用に よる物質流出 銀河間ガスの 降着 銀河間ガス 大規模な超新星爆発に よる物質流出 星の終焉：ガス放出／超新星爆発、塵の生成／破壊 星の誕生 星内部での重元素生成 銀河内物質循環 銀河衝突による爆発的星形成 塵も流出している？ 星のガス放出は、どの進化段階で、どのように起きるのか？ 超新星は塵を作る？壊す？ 銀河進化 星の形成（光度進化） 重元素の生成（化学進化）　　　　ダスト形成 　　惑星形成

星間塵 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

星間塵はどこから？（１） 「あかり」が明らかにした ～中小質量星からの放出ガスからダスト形成～ 星間塵はどこから？（１）　「あかり」が明らかにした ～中小質量星からの放出ガスからダスト形成～ Oxygen-rich stars Carbon-rich stars S-type star Izumiura, Ueta et al. 質量放出星のダストシェルの遠赤外線観測 140天体を観測して、以前のサンプル数を10倍の規模に拡大（約半数の星の周囲に広がったダストシェルを検出）、系統的に研究。 赤色巨星初期段階の質量放出 球状星団 NGC104 の観測で、これまで考えられてきたよりも初期段階の赤色巨星からの質量放出を確認。赤色巨星期初期段階での質量放出が定常的ではなく間欠的に起きている事を示唆。 質量放出の初期と後期では、放出される物質の化学組成が異なる。

星間塵はどこから？（２） 「あかり」が明らかにした 大質量星の超新星爆発によるダスト形成と破壊 星間塵はどこから？（２）　「あかり」が明らかにした 大質量星の超新星爆発によるダスト形成と破壊 赤:18mm (AKARI) 緑:CO (CGPS) 青:X線 (Suzaku) Tycho超新星残骸 超新星残骸と星間物質の相互作用の観測 X線で見える高温プラズマとダストの相互作用を、赤外線でクリアに捉えた。星間空間にダストと共に存在する巨大有機物分子（多環式方向族炭化水素）が壊されていることを確認。 （Ishihara et al. 2011） 5 ’ 9mm (PAH) 母銀河UGC4904 1万光年 超新星2006jc Ib型超新星2006jcの近•中間赤外線分光•撮像観測 超新星爆発放出物質中で生成されたダスト量（高温成分）は、ダスト形成理論計算の予測より大幅に少ないことが示された。 一方、超新星爆発前に形成されたダスト(低温成分)を検出し、星間空間への年老いた大質量星からのダスト供給について新しいデータを得た。（Sakon et al. 2009） 爆発後200日後でも超新星周囲のダスト放射により赤外線で明るく輝いている

光学的厚み ds I(s) I(s) + dI n＝吸収体の数密度[m-3] ρ＝質量密度 [kg/m3] σ＝吸収断面積 [m2] 面積 dA 体積　dA・ds n＝吸収体の数密度[m-3]　ρ＝質量密度　[kg/m3] σ＝吸収断面積　[m2] 　 吸収係数 [m-1] a = ns a = rk ( κ＝質量吸収係数) 領域内の全吸収面積は

星間減光 Ｄ Ｆ＝Ｌ / （４πＤ２） ｍ＝Ｍ＋５ｌｏｇ（Ｄ/１０ｐｃ） Ｄ Ｆ＝Ｌ ｅｘｐ（－τ）/ （４πＤ２） ｍ＝Ｍ＋５ｌｏｇ（Ｄ/１０ｐｃ）＋Ａ Ａ＝２．５（ｌｏｇｅ）τ＝１.０８６τ 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

星間減光曲線 星間吸収曲線 Log(Ａｖ/Ａλ) -1 -2 -3 -1 0 1 log(λ) 2 「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 -1 -2 -3 -1 0 1 log(λ) 2

星間塵による減光断面積 sＥＸＴ＝ sＡＢＳ＋ sＳＣＡ＝減光断面積 sＡＢＳ＝吸収断面積 sＳＣＡ＝散乱断面積 星間物質の約１％は固体微粒子＝星間ダスト 星間ダストのサイズ：　０．０１～０．１μｍ程度 sＥＸＴ＝ sＡＢＳ＋ sＳＣＡ＝減光断面積 　　　　　　　　　　　 sＡＢＳ＝吸収断面積　　　　　　　 sＳＣＡ＝散乱断面積 　　　　　　　　　　ＱＥＸＴ＝ sＥＸＴ/ pａ２　　ＱＡＢＳ＝ sＡＢＳ/pａ２　　ＱＳＣＡ＝ sＳＣＡ/ pａ２　　

Extinction Curves（減光曲線） MW LMC SMC Dot-dashed： graphite Dotted：　silicate Dashed： PAH Solid： total extinction Takagi et al.(2003)

UV-optical extinction curve Calzetti et al. 1994

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

結晶質シリケイト すばる／COMICS Honda et al. ２００３

本田充彦 2005年2月23日＠ISAS

非常に小さい塵からの赤外線放射 T= h/CH=10/0.01=1000 [K] !! 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=h)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h=10eVに対して T= h/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。

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 PAH（？） バンド ホットダスト （～200K) 波長〔ミクロン〕 5 10 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〕

多環芳香族炭化水素 (polycyclic aromatic hydrocarbons, PAH) Draine & Li 2006 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

NGC7027（上） Orion Bar（下） の 中間赤外SED

PAHの強度：Charge Stateに激しく依存 Calculated / measured absorption cross section is remarkably different (CC mode increased relative to C-H mode when ionized) Peeters et al. 2002

IRTSの成果ー我々の銀河系からの拡散UIB放射の発見 星（波長3ミクロン連続波）の分布 3.3ミクロンUIB放射の分布 http://www.ir.isas.ac.jp/irts/nirs/uir_intro.html

拡散UIB放射の性質 G0：　FIR放射量から見積もった紫外光強度 （Onaka, T. 2003)

我々の銀河系の星間塵からの放射SED Dot-dashed： graphite Dotted： silicate Dashed： PAH Solid： total (Dwek et al.1997 & Takagi et al.2003)