鹿児島大学／愛媛大学宇宙電波天文学特論第９回 NH3とHII領域半田利弘鹿児島大学大学院理工学研究科物理・宇宙専攻 Mellinger アンモニアの反転遷移(1) ▶ NH3 の特殊性→温度の指標となる ▶ 反転遷移 ■ ■ ■ ２つの“配置”がある＝“状態”ではない！エネルギー固有状態反転の激しさに応じて“状態”がある Mellinger アンモニアの反転遷移(2) ■ 反転遷移のエネルギー固有値は？  中心に山があるポテンシャル  摂動で考える：出発点は単振動 ■ 考え方１  １つの単振動ポテンシャル  中心が盛り上がる ■ 考え方２  ２つの単振動ポテンシャル  奇数・偶数で接続条件が変わる ▶ １つの回転準位に対して隣接した２レベル Mellinger アンモニアの準安定状態 ▶ 回転のz成分変化DKの遷移確率は大 ■ 当然ながら、J≧K ▶ J=Kのところに分子が溜まる ▶ 準安定状態meta-stable state Mellinger NH3の輝線 ▶ 準安定状態; J=K ■ 殆どの分子がここにいる ▶ 反転遷移 ■ ■ (J,K)=(1,1), (2,2), (3,3), … lines in 23-24 GHz band Mellinger meta stable states 回転温度 ▶ R(2,2)/(1,1): NH3 (1,1)-(2,2) 輝線強度比 ▶ Trot  衝突励起として、Tgasを求める Mellinger Nagayama et al. 2007 アンモニア微細構造輝線(1) ▶ 超微細構造線 ■ ■ 窒素原子核のスピン（原子番号７）電子のスピンとの相互作用（電子７個） Mellinger Tojima et al. 2011 アンモニア微細構造輝線(2) ▶ 超微細構造線 ■ ■ ■ ほぼ同じ励起状態の分子が出す相対強度比は励起状態に依らない理論値見かけの強度比はt だけによる→t が求められる Mellinger Tojima et al. 2011 NH3による観測例(1) ▶ 銀河中心付近 T > 40Kのガスが卓越 Mellinger Nagayama et al. 2008 NH3による観測例(2) ▶ 鹿児島6m電波望遠鏡による ▶ 輝線強度比R(2,2)/(1,1) からTrot とTgasを求める ▶ CMZ全体でTgas > 20-80 K 40-80K ~50% of total flux ~25% of total flux >100K Tk=20-30K Nagayama et al. 2007 Mellinger NH3のオルソ・パラ比 ▶ NH3の２つの形態; オルソNH3 とパラNH3 ■ 輻射でも衝突でもなかなか遷移しない  106 ■ yr で遷移するオルソ・パラ比 Ro/p  形成時の温度Tform Mellinger J=3n J≠3n NH3の形成温度 ▶ Tform  Ro/p ▶ 高温ガス(T=40K), Ro/p=1 Mellinger Takano et al. (2002) 種々の天体でのオルソパラ比 ▶ R(3,3)/(1,1) – R(2,2)/(1,1) diagram ■ ■ ■ Ro/p>1.5 天の川銀河中心部 when t≪1 銀河円盤部の星形成領域爆発的星形成銀河の中心 Mellinger ▶ Ro/pが高い天体 ■ 爆発的星形成銀河 Nagayama et al. 2008 HII領域 ▶ 早期型主系列星=OB型星 ■ ■ ■ ■ B2よりearly type 強い紫外線放射で周囲のガスを電離濃い電離ガスによる星雲膨張途中？ Mellinger Strömgren sphere & radius(1) ▶ HII領域はどこまで大きくなれるか ■ ■ シュトルムグレン球 Strömgren sphere 一様球と仮定＝温度・密度が一定 ▶ 電離平衡 ■ 紫外線電離率＝再結合率として求める ▶ 全準位の再結合率aB nenp (実効値) ■ ■ 再結合の解析から全球内の再結合率 aB=2.6×1013(104/Te[K])0.85 (4p/3)Rs3aB ne2=S* Mellinger Strömgren sphere & radius(2) (4p/3)Rs3aB ne2=S* ■ Rs: Strömgren radius, S*: total ionization photon Rs={3S*/(4p aB ne2)}1/3 ■ ■ S*は励起星のスペクトル型で決まる S*=1049 s-1(O7 star), ne=10 cm-3, T=104 Kだと ▶ Rs=15 pc : 典型的なHII領域の大きさ ▶ 励起パラメータ excitation parameter ■ u=Rs ne2/3：励起を特徴付ける目安 [pc cm-2/3] Mellinger Strömgren sphere & radius(3) ▶ R=Rs：電離限界HII領域 ■ ■ 電離ガスはもう増えない圧力が高ければ、大きさは成長の余地あり ▶ R<Rs：密度限界HII領域 ■ ■ ■ 周囲の中性ガスが不足している HII領域外まで紫外線が飛んでいく interstellar UV radiation field ▶ コンパクトHII領域 ■ サイズは小さいが、密度やEMが大きい(EM:次ページ） Mellinger 電離ガスの光学的厚さ(1) ▶ レイリージーンズ近似 (hn≪kT) k = en /(4p Bn(T)) = (4q6Z2) /(3mhc) {(2p)/(3km)}1/2 gff ne ni T -1/2 n -3 (1-e-hn/(kT)) = 0.018 gff Z2 ne ni T -3/2 n -2 [cgs単位] ▶ HII領域のモデル ■ 元が中性ガスだから ni = ne; 水素原子だから Z=1 ▶ 視線に沿って温度が一様と仮定 ■ tn =∫k dx だから EM= ∫ ne2 dx を定義すると Mellinger 電離ガスの光学的厚さ(2) tn =3.014×10-2 Te-3/2n -2 EM gff ■ ■ Te：電子温度[K], n ：周波数[GHz] EM=∫ne2 dx ：輻射量度emission measure[pc cm-6] ▶ Gaunt因子の近似式 gff=1 @ n Te-3/2≫1[MHz K-3/2] =ln{4.955×10-2 (n /[GHz])-1}+1.5 ln(Te/[K]) x y )すると ■ さらにベキ乗近似(gff∝Te n tn =8.235×10-2 Te-1.35n -2.1 EM a(n,Te) ■ a(n,Te)はほぼ1.0 Mellinger 電離ガスの輝度温度 ▶ 光学的厚さの境界tn =1 n0=0.3045 Te-0.643 (a(n,Te) EM)0.476 ■ n0：周波数[GHz], Te：電子温度[K] ■ EM: emission measure[pc cm-6] ▶ 光学的に薄いと ■ TB= tn Te = 8.235×10-2 Te-0.35n -2.1 EM a(n,Te)  a(n,Te)はほぼ1.0 ■ Mellinger Teがわかれば観測されたTBやn0からEMが求まる HII領域の連続波スペクトル ▶ 典型的なHII領域 ■ ■ ne= 200 cm-3, Rs=25pcとすると、EM=106 cm-3 pc Te=104 Kとすると、n0=0.6GHz 光学的に薄い Mellinger 光学的に厚い HII領域の観測例 ▶ S252 Monkey Head Nebula Mellinger