Constraint on intergalactic dust

MNRAS, submitted (astro-ph/0310401)
銀河間ダストの起源：
存在量の上限とその特質解明への道
井上昭雄
（京都大学理学部物理学第二教室）
&
釜谷秀幸
（京都大学理学部宇宙物理学教室）
2004, 1, 7
理論懇シンポジウム
[O/H]~-2.2ー-1.3 for logNHI=13.2ー14.2 (Telfer et al.2002)
z=3
[cm-2]
9.6 Mpc
Dusty Universe?
宇宙の星形成史
宇宙の重元素量進化史
重元素の約半分
はIGMにある？
H0=70 km/s/Mpc, WM=0.3, WL=0.7
太陽の100分の1程度の重元素が銀河間空間に存在する
重元素があれば塵（ダスト）もある？？？
（銀河系のダスト・金属比は約０．５）
銀河間ダスト!?
背景光源からの光を吸収・散乱する！
 遠方天体の光度、その他物理量を誤る！！

銀河間ダストの量を知りたい！
少なくとも、減光量が無視できる
かどうかを知りたい！！
本研究の概念図
宇宙の星形成史
宇宙の金属量進化史
制限
IG dust mass

metal mass
銀河間ガスの熱史
遠方SNeの観測
銀河から銀河間空間へ
のダスト輸送メカニズム
銀河間ガスの熱史の利用
Inoue & Kamaya 2003, MN, 341, L7
Inoue & Kamaya 2003, MN, submitted
銀河間ガスの
観測的熱史
比較
ダスト光電効果を
考慮した銀河間ガス
の理論的熱史
銀河間ダスト量への制限
(ダストのサイズに依存)
Nath et al.(1999): 銀河間空間でのダスト光電加熱の重要性を指摘
ダスト光電効果
基本的にphotoionization heatingと同じメカニズム。ただし、
ダストの方がhigh energy photonに対するcross sectionが大きい
光電子の放出率は
塵粒子の静電ポテ
ンシャルに依存
dust
hnUV
hn  hn min
 W  eU
W: 仕事関数
U: 塵粒子の静電ポテンシャル
e-
“hot” photo-electron
e-
eee-
Grain electric potential
spectral index
青線：
critical potential of
dust destruction by
ion field emission
(Draine & Hao 2002)
J ,-21 
n, 5 
T, 4 
J 912A
10 21 erg/s/cm2 / Hz/sr
ngas
10-5 cm-3
Tgas
104 K
ダスト加熱ｖｓ水素光電離加熱
ダスト・ガス比：
銀河系の約１００分の１
ダスト加熱：
背景放射強度に正の相関
ガス密度に負の相関
ガス温度の依存性弱い
粒子サイズに負の相関
IGM temperature evolution
ダスト光電加熱
IGM temperature
at an ideal fluid element with IGM mean density:
dT
T dX 2(  L)
 2HT 

dt
X dt 3kB nb X
number ratio of gaseous particle to baryon particle
X  ni /nb
gaseous species: HI, HII, HeI, HeII, HeIII, electron
abundance: non-equilibrium rate equations
initial condition: T=25,000 K at z=3.4
cosmology:
H0=70 km/s/Mpc, WM=0.3, WL=0.7, Wb=0.04, and Y=0.24
Example thermal histories
IGMダスト多い
IG dust mass

metal mass
観測値：ライマンα雲の
線幅から推定
（Schaye et al. 2000)
IGMダストなし
線幅分布の最小値は純粋に熱
運動によるものと仮定して推定
Constraint from thermal history
赤：熱史；青：SNe （high SFH）
 < 0.1 for grain size < 0.1mm
Upper limits of IG dust
=0.1 case
ダスト密度の上限：z=0で10-34g/cm3、z>1で10-33g/cm3
ダスト・ガス比の上限：z=3で銀河系の100分の1
Maximum IG extinction
AB < 0.2 mag for z < 1
AB < 1.0 mag for z > 1
Maximum IG reddening
粒子サイズ
100A
0.1mm以下
0.1mm
10A
0.1mm以下
1mm
0.1mm以上
0.1mm以上
E(B-V)~0.1magを検出すればダストサイズは１００A以下
E(B-V) vs redshift図にへこみがあれば小さいgraphite
graphite 2175 A feature
Implication of <0.1
DIGM DIGM Z IGM


Z
Z IGM Z
ZIGM/Z~0.5 (Aguirre 1999),
(D/Z)IGM<0.2
(D/Z)MW~0.5
銀河間空間のダスト・金属比は銀河系
に比べて小さい？
Summary






銀河間空間ではダスト光電加熱が効果的
粒子サイズが0.1mm以下なら銀河間ダスト量は宇宙
全体の金属量の１０％以下
銀河間空間のダスト・金属比は銀河系より小さいかも
しれない
銀河間ダスト密度はｚ＝０で10-34g/cm3、ｚ＞１では
10-33g/cm3
銀河間ダスト減光量（Bバンド）はz<1の天体について
0.2mag以下、z>1については１mag減光もありうる
E(B-V)を調べれば銀河間ダストのサイズ、組成がわ
かるかもしれない
Total photoelectric heating rate
spectral index: -1
J912A=5x10-22 [erg
s-1 cm-2 sr-1 Hz-1]
D=1/100 [Galactic
value]
T=104 [K]
red： 10 A dust
blue： 300 A dust
green： HI photoionization
Dust heating
is efficient in
low density part.
∝n1.3
∝n2
Grain charging processes
equilibrium grain charge:
charging time-scale: ~10—100 yrs
 R R
i
i
ph
0
collisional charging rate:

Ri  a Zi si ni   i (vi , Zi , Zd )vi f (vi )dvi
2
v min
photoelectric charging rate:
Rph  a
2
n max
n
min
4Jn
Q(a,n )Y (a,n , Z d )
dn
hn
grain properties: Draine & Lee model
photoelectric yield: Weingartner & Draine (2001)
Zd
Photoelectric yield
neutral charge
光
電
子
放
出
確
率
入射光子のエネルギー
Weingartner & Draine (2001)
Photoelectric heating rate
heating rate per a grain:
 (a)  a
2
n max
n
min
4Jn
Epe QY
dn
hn
mean kinetic energy of photoelectrons:
Epe  
Emax
0
Ef ( E )dE
f(E) is assumed to be a parabolic function
(Weingartner & Draine 2001).
Total photoelectric heating rate
Total photoelectric heating rate:
pe   (a)nd   (a)mmHnb D / md
grain mass:
(a)∝a2.5
md  (4 / 3)a
pe
3
-0.5
∝Da
Total photoelectric heating becomes
efficient as grain is smaller.
ダスト光電加熱
低密度
 高エネルギー、高強度の輻射
の下で効果的になる

銀河間空間ではダスト光電効果が
効果的である可能性
Heating/cooling processes




photoionization heating
recombination cooling
collisional ionization/excitation
heating/cooling
Compton cooling/heating
 dust
photoelectric heating
 dust electron capture cooling

adiabatic cooling by Hubble expansion
UV background radiation
From QSO proximity
effect:
J912A,-21  0.025(1 z)
J 912A,-21 
Jn  v
data from Scott et al.(2002)
2.5
J 912A
1021 erg/s/cm2 / Hz/sr

1

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