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星間物理学講義３資料：
星間ガスの熱的安定性
星間ガスの力学的・熱的な不安定性についてまとめ
る。星形成や銀河形成を考える上での基礎。
2011/11/02
熱的安定性：星間ガスの冷却曲線
0.5
0.9
0.45
0.8
0.4
0.7
0.35
0.6
0.3
0.5
0.25
0.4
0.2
0.3
0.15
0.2
0.1
0.1
0.05
0
0
0
1
2
3
4
5
F(x) = exp(-1/x) / sqrt(x)
6
7
0
1
2
3
F(x) = exp(-1/x)
4
5
6
7
熱的安定性：高温プラズマの冷却
高温プラズマの冷却過程と冷却曲線。
Cox & Tucker, 1969, ApJ, 157, 1157
熱的安定性：高温プラズマの冷却 2
高温プラズマの冷却過程と冷却曲線、NEQ:非平衡。
Sutherland & Dopita, 1993, ApJS, 88, 253
熱的安定性：高温プラズマの冷却、金属量への依存性
高温プラズマの冷却過程と冷却曲線の金属量依存性。
Bohringer and Hensler 1989, A&A, 215, 147
熱的安定性：星間ガスの冷却曲線 <10,000K
Dalgarno&McCray 1972 (ARAA, 10, 375)
熱的安定性：星間ガスの冷却曲線
C+, Si+, Fe+ の
電子による衝突
励起
C+, Si+, Fe+ の
中性水素による
衝突励起
Dalgarno&McCray 1972 (ARAA, 10, 375)
熱的安定性：宇宙初期で金属量が低い時には水素分子が冷却に効く。
Free-Free
H2
He
H
Fuller&Couchman 2000 (ApJ, 544, 6)
熱的安定性：分子ガスの冷却曲線
Goldsmith & Langer, 1978, ApJ, 222, 881
熱的安定性：冷却率と加熱率のつりあう点＝平衡状態として存在できる
加熱率を10倍した場合、低温のモードでは
周りの圧力より大きくなる。
銀河系ディスク面での典型的
圧力
銀河系ディスク面での典型的
磁気圧
低温の
高温の
密度が薄いところで
はCII, OI の輝線の
冷却は効かず Lya
の冷却が効き始める
10^4 K まで加熱さ
れる。
中性水素ガス
温度が <100K になると CII
中性水素ガスの冷却が効かなくなりそれ以
上冷却できない。
圧力平衡にある場合この領域で
は不安定：密度が少し高くなって
カーブの上に出た場合、冷却率が
加熱率を上回り、温度が下がり密
度がさらに高くなる。
Cox et al. 2005, ARAA, 43, 337
熱的安定性
：
加熱率と冷却率の比較（太陽系近傍の中性水素ガス成分のモデル）
Heating curves (dashed-lines):
PE: Photoelectric heating from small
grains and PAHs
XR: EUV and X-ray heating
CR: Cosmic-ray heating
CI: Photoionization of C
Cooling curves (solid-lines):
CII: [CII]158um line
OI: [OI] 63um line
Rec: Recombination onto small
grains and PAHs
Lya: Lya plus metastable transitions
CI*: [CI] 609um line
CI**: [CI] 370um line
下図はそこから得られる温度と電離度
を密度の関数として書かれたもの。
Wolfire et al. 2003 (ApJ, 587, 278)
熱的安定性：どのような状態が安定かは加熱源の強度で変化する。
Wolfire et al. 2003 (ApJ, 587, 278)

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