Damped Lya Clouds ダスト・水素分子

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1 Damped Lya Clouds ダスト・水素分子
平下 博之 (H. Hirashita)

2 発表内容 DLA (Damped Lya Clouds)とは 水素分子とダスト DLAの水素分子・ダストの観測 DLAの星形成活動
学会発表の予告編

3 1. Damped Lya Cloud (DLA)とは
QSO吸収線系 Murray 2002 1216(1+zDLA) A 1216(1+zQSO) A

4 Lya雲 大きなH I柱密度( )を持つものをDLA と呼ぶ。 Lya absorbing clouds QSO
“Damped” Lya cloud zQSO zDLA 大きなH I柱密度( )を持つものをDLA と呼ぶ。

5 なぜDLA: その１ Redshift ~ 3にあるH Iの多くを含む Péroux et al. (2004)

6 なぜDLA: その２ 大銀河の祖先？ 観測 渦巻銀河: Briggs et al. (2001)
矮小銀河、不規則銀河、LSB、渦巻銀河：Rao et al (2003) 銀河風で掃き集められたガスの塊：Schaye (2001) 理論 渦巻銀河: Prochaska & Wolfe (1998) Building blocks：Haehnelt et al. (2000) 色々な種族の寄せ集めサンプル： Cen et al. (2002)

7 なぜDLA: その３ 明るい連続光を背景にしているので、色々な元素の吸収が見える。 Wolfe et al. (2003)

8 2. 水素分子とダスト 水素分子 (H2) 宇宙に存在する分子で最も多い。 星形成領域をトレースする。 ダスト 表面でH2形成を起こす。
紫外線を吸収し、遠赤外線を放射する。 H2解離光子を吸収し、H2形成を助ける。

9 水素分子形成 Dipole momentがない ⇒ H + H → H2は禁止 ⇒ 触媒が必要 ガス中での形成
H + e - → H – H - + H → H2 + e – ダスト表面上での形成 H + H + grain → H2 + grain

10 水素分子の破壊 光解離 Hollenbach & Tielens (1999)

11 光解離からの「保護」 自己遮蔽 ダストによる遮蔽 s(1000 A) = 2.6×10–21 cm2 per H i.e.,
Dissociation (shielded/unshielded) s(1000 A) = 2.6×10–21 cm2 per H i.e., tdust = 1 for NH = 3.8×1020 cm-2 in the Galactic ISM Draine & Bertoldi (1996) 大雑把にfH2 > 3×10–7では 自己遮蔽が重要 N(H2) = 1014 cm–2

12 3. DLAの水素分子・ダストの観測 水素分子の吸収線 Ledoux et al. (2002)

13 ダストの存在 Depletion (太陽組成比に対する「欠乏」) 太陽組成比 Ledoux et al. (2002)

14 最新サンプル D = 10[X/H](1 – 10[Fe/X]) Dust-to-gas ratio: ダストと分子の量に相関がある。
Ledoux et al. (2003) ダストと分子の量に相関がある。 大きな分散 log (molecular fraction) H2が検出されていない。 ⇒分子雲がない?? log (molecular fraction) metal depletion log (dust/gas)

15 理論モデル Hirashita et al. (2003) Dust poor Dust rich ◆ 非一様性の大きなH2分布
H2 rich regions Dust poor Dust rich UV background UV background H2 を検出する確率が小さい。 H2を検出する確率が大きい。 (molecular fractionの分散は大)

16 H2空間分布のシミュレーション D = 0.1 Dsun i21 = 0.1 H2 rich regionsは小さな塊状に存在する。
50 pc i21 = 0.1 D = 0.1 Dsun H2 rich regionsは小さな塊状に存在する。 　→ H2を検出する確率に影響する。

17 4. DLAの星形成活動 疑問：「塊」は更に収縮して星を形成するか？ 方法論：DLAの星形成率(dM*/dt)を見積もる方法の確立。
しばしば、系に含まれる大質量星の質量を見積 もり、「最近」どれくらい星を作ったか(∝星形成率) を評価する。例：UV光度、Ha光度、遠赤外光度 しかし、DLAに対して光度を測定するのは困難。

18 「影」による星形成率の測定 Wolfe et al. (2003) Coolingの指標: N(C II*) (輻射冷却)
Heatingの指標: D (光電加熱) 問題： どのような紫外輻射場を与えれば、熱平衡 Cooling = Heating の下で観測されるC IIの励起状態が説明できるか？ UV radiation field (⇔ 単位面積あたりの星形成率)

19 DLAの星形成率 Wolfe et al. (2003)

20 5. 学会発表の予告編 水素分子の解離率を水素分子含有率から評価し、紫外輻射場を見積もる。
この紫外輻射場が、[C II]強度から得られる輻射場と一致するかどうかを見る。 紫外輻射場から、星形成率を評価し、我々のシミュレーションで得られるものと一致するかどうかを見る。 DLAの統計的な星形成率を出し、赤外背景輻射への寄与を調べる。