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第９回
星間物質その２（星間塵）
東京大学教養学部前期課程
２０１４年冬学期宇宙科学II
松原英雄（ＪＡＸＡ宇宙研）
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
星間塵の元素組成
D  log( 星間ガス中の元素量 / 太陽組成)
酸素・炭素・マグネシウム・シリコン・鉄などが主成分
星間減光
Ｄ
Ｆ＝Ｌ / （４ p Ｄ２）
ｍ＝Ｍ＋５ｌｏｇ（Ｄ/１０ｐｃ）
Ｄ
Ｆ＝Ｌｅｘｐ（－t）/ （４pＤ２）
ｍ＝Ｍ＋５ｌｏｇ（Ｄ/１０ｐｃ）＋Ａ
t
Ａ＝２．５（ｌｏｇｅ） t ＝１.０８６ t
Ａ＝星間減光（ＩｎｔｅｒｓｔｅｌｌａｒＥｘｔｉｎｃｔｉｏｎ）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
Log(Ａｖ/Ａλ)
「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
0
-1
-2
-3
-1
0
1
log(λ)
2
MW：天の川銀河
LMC：大マゼラン雲
SMC：小マゼラン雲
紫外～可視光で
の減光曲線
Calzetti et al. 1994
減光係数の計算例（Ｍｉｅ散乱・吸収）
非常に小さい塵からの赤外線放射
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。
一個の光子のエネルギー
温度
大きな塵の熱容量
小さな塵の熱容量
8
星形成の活発な銀河の
中間赤外スペクトル
赤外未同定
（PAH？）バンド
ISOの15μmバンド
フラックスの対数
ISOの7μmバンド
ホットダスト
（～200K)
5
10
15
20
波長〔ミクロン〕
R2-p9
多環芳香族炭化水素 (polycyclic aromatic
hydrocarbons, PAH)
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
Draine & Li 2006
銀河系の星間塵からの放射スペクトル
中性水素ガスの分布と良
く相関している。
Dot-dashed： graphite
Dotted： silicate
Dashed： PAH
Solid： total
(Dwek et al.1997 &
Takagi et al.2003)
R2-p11
第９回の問題
問9. Ｖバンド(0.55m) での減光等級AVとKバンド
(2.2m)でのそれAKの間には AK  AV / 10 の関
係がある。
– １）銀河中心と我々の太陽系の間に、
N ( HI )  3.8 1022 cm-2
の中性水素ガスがあるとする。AVおよび、AB
(Bバンド、波長0.44m)を求めよ。
– ２）上の場合、Vバンドで観測される銀河中心の
天体のフラックスは、塵に依る減光で何分の１に
なっているのか？またKバンドではどうか？

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