系外銀河の星形成活動
平下 博之 (H. Hirashita)
(筑波大学)
内容
1.
2.
3.
4.
(系外)銀河を観測する意義
近傍銀河
ダストモデルの再構築
まとめ
1. (系外)銀河を観測する意義
ダスト
ダストを通して星間ガスの物理状態が分かる
星間輻射場(←ダストの温度)
重元素量(←ダストの量⇔銀河の化学進化)
分子形成率
可視の減光(⇒可視観測結果の解釈に本質的影響)
ダストは「星形成・超新星爆発」を反映
超新星はダスト・重元素の供給源
ダスト破壊(←サイズ分布)
⇒SN feedbackを反映
ガス
分子輝線(回転・振動遷移)
励起状態→ガスの温度・密度
分子雲の存在量(⇔星形成との関連)
系外銀河の化学
ダスト・ガスのどちらで反応が起きるか
破壊⇒衝撃波
銀河ごとの個性の理解(Takano et al. 2002)
ALMAの特徴
これまでにない分解能 ~ 0.01”
(0.5 pc at 10Mpc)
⇒近傍銀河の分子雲が分解できる
・分子雲の質量関数(⇔星のIMFとの関連)
・星形成領域との関係(⇒星形成効率を評価)
2. 近傍銀河
M33: 0.85 Mpc
Engargiola et al. (2003) BIMA
CO observation
Beam size ~ 50 pc
基礎観測案I
中井氏発表(7月国立天文台)
ビームサイズ:1” (< 50pc)
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距離 < 10Mpc
数10個
12CO(1-0) ・・・・・分子ガスのトレーサー
dV = 2 km/s
M31, M33
1” = 3.4 pc
t = 1 min, 5rms ~ 3.3 K
St ~ 300 h (M31), 150 h (M33)
他
t = 10m, 5rms ~ 1 K
Σt~16 h for 5’x5’
基礎観測案 II
中井氏発表(7月国立天文台)
ビームサイズ:0.2” (3 pc at 3 Mpc)
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個別銀河の高分解能マッピング
M83、NGC253、Antenna (スターバースト)
12CO(1-0)
dV = 2 km/s
t = 2 h, 20rms = 10 K
流体力学的進化(数値計算)
Molecular abundance →
Small-scale structures
< 50 pc
Hirashita et al. (2003)
Wada & Norman (2001)
3. ダストモデルの再構築
ダストを特徴付ける過程
(1)SN II中でダストがどれだけ形成されるか?
(2)衝撃波によるダストの破壊
⇒ダスト量・サイズ分布の進化
超新星によるダスト供給のレシピ
Hirashita & Ferrara (2002)
(1) Dust is supplied by Type II SNe (m* > 8 Msun).
(2) Dust per SN = 0.4 Msun (Todini & Ferrara 2001).
cf. Nozawa et al. (2003)
SFR (t) ⇒ SN II rate (t) ⇒ Mdust (t)
コンパクト星形成領域のダスト光度進化
Dust is concentrated⇒large t
SFR = 1 Msun/yr
SBS 0335–052 (可視) D = 53 Mpc
300 pc
Vanzi et al. (2000)
低金属量(1/41 solar)
中間・遠赤外で明るい(⇒ダスト光度は我々の予言に一致)
ダスト光度の進化:まとめ
コンパクトな星形成領域の性質
ダストの「自己汚染」が重要(tが十分大きくなる)
ガスの加熱効率も下がる(Hirashita & Hunt 2004)
⇒爆発的星形成???
高赤方偏移で重要
根本的問題:
本当にコンパクトかどうか直接確かめられていない
⇒ALMAで分解する
波長方向の情報を加える
ダスト輻射のSED
(1)ダストのサイズ分布を反映
(2)ダストの組成を反映
SED(ダストサイズ依存性)
Todini-Ferrara-type
Nozawa-type
SNによって形成されるダストのサイズが重要
Shatteringによるダスト破壊
n = 0.25 cm–3
T = 104 K
B = 3 mG
1 SN passage
Initial n(a) ∝ a–3.5
Final n(a) ∝ a–4
ShatteringによるSED変化
高赤方偏移銀河のカラーの
解釈に重要
サブミリは鈍感
5. まとめ
観測提案(目的)
(1) 近傍銀河面をサーベイ観測する
(2) コンパクトな星形成領域を分解する
(3) 超新星によるダスト供給と破壊を理解する
(1) 星間物理の幅広い物理状態による検証
(2) ダストの自己汚染の重要性
(3) 超新星とダストの関連については今後
パラメータサーベイが必要
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第2回ALMA星形成ミーティング(名古屋大学:2005.9)