星間物理学 講義２： 星間空間の物理状態 星間空間のガスの典型的パラメータ どうしてそうなっているのか 星間物理学　講義２： 星間空間の物理状態 星間空間のガスの典型的パラメータ どうしてそうなっているのか 2012/10/24

銀河系内のガスの諸相 Myers et al. 1978, ApJ, 225, 380

星間ガス(Protosolar)の組成比 “Physics of the Interstellar and Intergalactic Medium” Draine 2011

さまざまな銀河におけるダストの組成 (ガスダスト比) 赤外SEDから推定されるダスト量とガス(HI+H2(from CO)) の比を金属量、銀河のタイプに対してプロットしたもの。H2/CO 比を仮定。 Draine et al. 2007, ApJ, 663, 866

星間ガスの平衡温度、密度 ： 冷却率と加熱率のつりあう点＝平衡状態として存在できる 星間ガスの平衡温度、密度　：　冷却率と加熱率のつりあう点＝平衡状態として存在できる 加熱率を10倍した場合、低温のモードでは周りの圧力より大きくなる。 銀河系ディスク面での典型的圧力 銀河系ディスク面での典型的磁気圧 低温の 中性水素ガス 温度が <100K になると CII の冷却が効かなくなりそれ以上冷却できない。 高温の 中性水素ガス 圧力平衡にある場合この領域では不安定：密度が少し高くなってカーブの上に出た場合、冷却率が加熱率を上回り、温度が下がり密度がさらに高くなる。 密度が薄いところではCII, OI の輝線の冷却は効かず Lya の冷却が効き始める 10^4 K まで加熱される。 Cox et al. 2005, ARAA, 43, 337

水素のエネルギー準位図 (Grotorian Diagram) 重要な点： 電離に必要なエネルギー 13.53eV (912A) 第一励起状態へのエネルギー　 10.15 eV (1216A:Lya) 小暮　1994 星間物理学

ヘリウムのエネルギー準位図 (Grotorian diagram) 小暮　1994 星間物理学 重要な点： １階電離に必要なエネルギー 24.47eV(504A)、２階電離に必要なエネルギー 54.12eV(228A) 第一励起状態へのエネルギー　19.77eV(624A)　と　40.50eV(304A)

電子の速度分布(Maxwell-Boltzmann分布)、エネルギー分布 20,000K 程度の温度であっても電離エネルギーに匹敵するようなエネルギーを持つ電子はほとんどない。 100,000K を超える温度になると衝突による電離が効いてくる。 水素やヘリウムなどを電離するにはほかの電離過程が必要。 “Atomic Astrophysics and Spectroscopy” Pradhan & Nahar 2011

電離の断面積：水素、ヘリウム “Atomic Astrophysics and Spectroscopy” Pradhan & Nahar 2011

紫外線の光子による電離過程：星の有効温度と電離光子の数 Sternberg et al. 2003, ApJ, 599, 1333

Teff (K) Log Q (ph/s) O3V 51,200 49.87 O4V 48,700 49.70 O5V 46,100 紫外線の光子による電離過程：星の有効温度と電離光子の数 Teff (K) Log Q (ph/s) O3V 51,200 49.87 O4V 48,700 49.70 O5V 46,100 49.53 O6V 43,600 49.34 O7V 41,000 49.12 O8V 38,400 48.87 O9V 35,900 48.56 B0V 33,300 48.16 “Astrophysics of Gaseous Nebulae and Active Galactic Nuclei” Osterbrock & Ferland 2006

各原子の電離エネルギー “Physics of the Interstellar and Intergalactic Medium” Draine 2011

電子の速度分布(Maxwell-Boltzmann分布)、エネルギー分布 酸素なども電離するためには数10eVのエネルギーが必要であり電子との衝突による電離が起こるためには 100,000K を超える温度が必要。 電子と陽子のスピンの向きによって決まる水素の超微細構造線 (Hyperfine structure line) は低い温度でも励起される。 電子のスピンの向きで決まる炭素などの微細構造線 (fine structure line) も低い温度でも励起される。 酸素などは水素と違い基底状態から比較的低いエネルギーで励起されるエネルギー順位を持つ。 “Atomic Astrophysics and Spectroscopy” Pradhan & Nahar 2011

酸素原子、イオンのエネルギー順位：微細構造線

酸素 O のエネルギー準位図　点線は禁制遷移 Partial Grotrian Diagrams of Astrophysical Interest http://ned.ipac.caltech.edu/level5/Ewald/Grotrian/frames.html

1回電離酸素 OII (O+) のエネルギー準位図 点線は禁制遷移 3727A ~ 3eV Partial Grotrian Diagrams of Astrophysical Interest http://ned.ipac.caltech.edu/level5/Ewald/Grotrian/frames.html

2回電離酸素 OIII (O++) のエネルギー準位図 点線は禁制遷移 Partial Grotrian Diagrams of Astrophysical Interest http://ned.ipac.caltech.edu/level5/Ewald/Grotrian/frames.html