DLA

Damped Lya Clouds
ダスト・水素分子
平下博之 (H. Hirashita)
発表内容
1.
2.
3.
4.
5.
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
1. Damped Lya Cloud (DLA)とは
QSO吸収線系
1216(1+zDLA) A
Murray 2002
1216(1+zQSO) A
Lya雲
Lya absorbing clouds
QSO
“Damped” Lya cloud
zQSO
zDLA
大きなH I柱密度(
と呼ぶ。
)を持つものをDLA
なぜDLA: その１
• Redshift ~ 3にあるH Iの多くを含む
Péroux et al. (2004)
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)
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)
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。
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
水素分子の破壊
光解離
Hollenbach & Tielens (1999)
Dissociation (shielded/unshielded)
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.,
tdust = 1 for NH = 3.8×1020 cm-2
in the Galactic ISM
Draine & Bertoldi (1996)
N(H2) = 1014 cm–2
大雑把にfH2 > 3×10–7では
自己遮蔽が重要
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)
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)
最新サンプル
Dust-to-gas ratio:
D = 10[X/H](1 – 10[Fe/X])
ダストと分子の量
に相関がある。
log (molecular fraction)
log (molecular fraction)
Ledoux et al. (2003)
大きな分散
H2が検出さ
れていない。
⇒分子雲が
ない??
metal depletion
log (dust/gas)
理論モデル
Hirashita et al. (2003)
◆ 非一様性の大きなH2分布
H2 rich regions
Dust poor
UV background
H2 を検出する確率が小さい。
Dust rich
UV background
H2を検出する確率が大きい。
(molecular fractionの分散は大)
H2空間分布のシミュレーション
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。
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。
「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)
DLAの星形成率
Wolfe et al. (2003)
5. 学会発表の予告編
(1) 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。
(2) 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。
(3) 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。
(4) 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。

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