星間乱流の謎に迫る
長島雅裕(天体核)
犬塚修一郎、井上剛(天体核)、小山洋(神戸大)
あらすじ
・星間分子雲は乱流状態にある(と考えられている)
・どうやって維持しているのか、長年の謎
・説はいくつかあるけれども、混迷状態
・もしかしたら自然に説明できるかもしれない
シナリオと、その物理過程について、紹介します。
・さらに、乱流をドライブする物理が、
銀河の定性的な理解を大きく変える可能性も。
分子雲
(野辺山のwebより)
野辺山45m
(立松さんのwebより)
2006/3/7
2
中性水素原子とCO分子 in M33
水素の濃いところにCO分子
Blitz et al.(2006)
2006/3/7
温度10Kぐらいまで冷え、密度が
高くなると、分子が形成される 3
サイズー線幅関係(Larson's law)
12COの線幅
輝線幅 dv [km/s]
観測事実
電波望遠鏡で
スペクトルを取ろう
観測される線幅と
雲のサイズには
良い相関がある
おおよそ、
dv  L
0.5
Heyer & Brunt (2004)
2006/3/7
分子雲のサイズ L [pc]
4
輝線幅の起源?
• ナイーブには温度による幅
dv ~ kT / m
雲は静止していても、構成原子(分子)は
温度に相当する乱雑な運動をしている
しかし、観測される輝線幅は、
それ(~10K)よりずっと広い
2006/3/7
5
Sakamoto & Sunada (2003)
サイズー線幅関係(Larson's law)
観測される線幅と
雲のサイズには
良い相関がある
輝線幅 dv [km/s]
12COの線幅
dv  L
0.5
超音速運動?
ところが、分子が
あるような場所の
ガスの温度は高々
数10K程度
100K
10K
2006/3/7
Heyer & Brunt (2004)
分子雲のサイズ L [pc]
6
線幅の起源:乱流?
観測されている分子の温度は高々数10K
→線幅は Δv < 1km/s となるはず
しかし、観測されている線幅はずっと大きい
もし、分子雲内部がすべて分子になっているなら
→線幅は thermal ではなく、kinetic なもの(バルクな運動)
→超音速乱流状態
ところが
2006/3/7
7
線幅の起源:乱流?
観測されている分子の温度は高々数10K
→線幅は Δv < 1km/s となるはず
しかし、観測されている線幅はずっと大きい
もし、分子雲内部がすべて分子になっているなら
→線幅は thermal ではなく、kinetic なもの
→超音速乱流状態
超音速乱流は、
→あちこちで衝撃波発生
→効率的なエネルギー散逸、
あっというまに乱流は decay
1
 L  CS 
L

tS 
 1Myr
 <<銀河回転~100Myr
CS
 1pc  1km/s
→しかし乱流はuniversalなので、維持したい
2006/3/7
8
乱流の維持機構
普通に考えると、何らかのエネルギーを注入し、
乱流を維持しなければならない
→超新星爆発? 原始星からのoutflow?
いずれにしても、なんらかのチューニングが必要
ここで、まったく別の考え方をしてみよう。
・暖かいガスに、ランダムに運動する冷たい(~10K)クランプが
浮かんでいる
・観測は冷たいクランプからの輻射
(暖かいガスは希薄なので観測不可能)
・クランプの運動は、
暖かいガスの音速よりは遅く(sub-sonic)
冷たいガスの音速より速い(super-sonic)
→衝撃波生じず、乱流が維持される?
2006/3/7
9
星間ガスを、超新星爆発による衝撃波が通過
→ショック背後に二相構造、乱流生成
黄色:
低温高密度
青色:
高温低密度
乱流が維持
分子雲でも
同じことが?
提供: 小山洋氏@神戸大
位置-速度(PV)図
シミュレーション
Koyama & Inutsuka (2002)
観測
Sakamoto & Sunada (2003)
位置
速度
そもそも、どうして
二相に分離するのだろうか?
2006/3/7
11
二相構造の熱的起源
加熱源
UV/X-ray,
Cosmic ray など
低密度なので、
光学的には薄い
ガス雲
冷却
原子・分子の衝突励起
+自発放射
(運動エネルギー→輻射)
加熱率、冷却率
電子を叩き出す
色々なプロセスが
あって、ややこしいが、
まとめると、
要するに…
Koyama & Inutsuka (2000)
2006/3/7
12
熱不安定(thermal instability)
P/k
(圧力)
Γ<Λ
全加熱率G、全冷却率L、
G=Lの系列をプロット
(+理想気体の状態方程式)
不安定平衡
Warm
Cold
Γ>Λ
T(温度)
安定平衡
圧力はほぼ一定
星間ガスの状態は、
WarmガスとColdガスへの
相分離状態→一種の相転移
(密度比約10^3)
高圧:
冷却が卓越→condensation
低圧:
加熱が卓越→evaporation
釣り合う圧力が飽和圧
2006/3/7
Koyama & Inutsuka's cooling function used
n (個数密度)
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熱エネルギー→運動エネルギーへの変換
輻射
宇宙線
熱エネルギー
↓
運動エネルギー
非平衡開放系そのもの
輻射
加熱
T
Warm
しかし、実際にどう乱流に
なるかは、二次元以上で
界面がどうなるか
しらべないといけない。
熱伝導
Cold
冷却
2006/3/7
・熱伝導が運動を駆動している
・圧力の大きさで、運動の向きが
決まる
x
14
パターン形成理論の応用:界面の運動
エネルギー方程式:
 ds  e
2

T





ev

p


v


(
n
L  nG)     (T )T


dt  t
ρ:密度、e: specific energy, p: 圧力
(冷却-加熱)
3次関数的
(熱伝導)
以下の仮定をすると、界面方程式を得る:
・球対称(界面の位置R)
・ほぼ等圧に進化(流体の運動が遅い)
・界面の構造が次元に依らない(plane-parallelでも球対称でも同じ)
・温度(密度)の空間微分は界面でのみ non-zero
dR
 1 m 2  R
 Rcrit 
 c( p ) 
 c( p)1 

dt
 k B R cold
R 

2006/3/7
(界面の速度)=(圧力のみで決まる速度)+(曲率に比例する項) 15
曲がった界面のダイナミクス (1)
界面に垂直なnormal vector g を定義
温度微分は
T  g  g T
 T   g T   g T   g
2
2
平均曲率は
Cold
K  g
Warm
2
R
2006/3/7
をKで置き換える
d 1
(一般にd次元なら
)
x
R
16
Nagashima, Koyama & Inutsuka (2005)
曲がった界面のダイナミクス (2)
方向余弦に注意して、x軸方向の界面の速度は
熱フラックスが
曲率の影響で
集中/拡散するため
Vd  c( p)1  KRcrit cos
蒸発しやすい
K>0
Cold
Warm
K<0
凝集しやすい
Vd
冷
2006/3/7
温
V小 for K>0 region
V大 for K<0 region
→界面はまっすぐになりたい
→安定
→曲率項は安定化に寄与する
ただし、圧力変動等の効果も
効く可能性がある(線形摂動)
(井上&犬塚、準備中)
→燃焼波面の
x
Darrieus-Landau不安定
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乱流を駆動するメカニズムは何か?
曲率が効いて熱伝導で
ならされる
Cold
Cold
相互作用で引力
Warm
・接近した部分は、より強く引かれあうようになる
・しかし、凸の部分は蒸発しやすくなって、まっすぐに戻そうとする
この二つの兼ね合い
ある程度近づくと、一気に cold になる
密度が3桁高いので、急激にガスが
流れ込む
inertia で運動が生じる?
(2Dと3Dでも違うかも)
2006/3/7
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理論の検証?
今まではすべて純理論的
実際に分子雲内部でどうなっているかは、
(とりあえずは)今後の高精度観測を待つしかない
都合のいいことに、最近(去年5月)、
熱伝導が直接影響を及ぼしそうな、微小な雲が見つかった。
→ tiny HI clouds
まだ数例しか発見されていないが、今後統計が増えれば、
進化について観測から制限がつく
理論的に進化を求めよう
2006/3/7
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Tiny HI clouds
電波干渉計によるマップ(21cm線)
0.15pc@100pc

Braun & Kanekar (2005)
Stanimirovic & Heiles (2005)

R ~ 0.01pc ~ 3 1016 cm ,
N ~ 1018 cm2 ←観測限界ギリギリ
2006/3/7
電波銀河に対する吸収線
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蒸発の Timescale
折角球対称雲の進化を求めたのだから、蒸発率を求めてみよう
R〜0.01pc の雲は、1Myr程度で蒸発してしまう Myr程度で常に作り続け
なければならない
それとも、銀河の物理状態の
我々の知識は間違っている?
(実は物凄い高圧?)
高圧の場合
condensation
低圧の場合
dR
 Rcrit 
 c( p)1 

dt
R 

解析近似解の予想
動径方向のみを解いた
シミュレーション結果
2006/3/7
Nagashima, Inutsuka & Koyama, in prep.
21
臨界半径
2006/3/7
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質量スペクトル
個々の雲の進化が求め
られたので、統計の進化も
計算できる
→将来の観測でチェックできる
2006/3/7
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まとめ
・星間分子雲は乱流状態と思われる。
・universal なスケーリング則がある。
・星間ガスは二相構造を取り得る。
・熱伝導により、乱流が自発的に維持される。
・熱伝導の役割は、微小な中性水素雲を調べることで、
明らかになると期待される。
・より大きな数値実験
・より現実的な観測との比較(輻射輸送; 国立天文台グループが開始)
・非平衡系の物理学の方法論が有効
・微小な中性水素雲の統計から、銀河ガスディスクについて
新たな知見が得られると期待
→ガス相にある baryonic dark matter? (baryon budget)
2006/3/7
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ダウンロード

星間分子雲は乱流状態にある