星間ダストの観測量
ダスト ・ガス比とダスト吸収係数
NHI+H2 vs. E(B-V)
Rossland mean opacity
(Bell & Lin 1994 )
H-散乱
by Copernicus
氷
制動放射
ダスト
分子 電子散乱
(Bohlin 1975)
(from Alexander et al. 1989)
by FUSE
(Rchford et al. 2009)
星間物質のダスト・ガス
質量比は0.01だが
T<1500Kではダストが主な
吸収係数を担う
星間減光：ダストの光学特性
(Li & Draine 2001)
星間ダスト組成とダストサイズ分布
2175A bump
10µm Silicate
graphite
ダストサイズ分布（古典モデル）
dn/da ∝ a-3.5, amin=0.005µm, amax=0.25µm
(Mathis, Rumpl, & Nordsieck 1977, Draine & Lee 1984)
星間ダスト組成：氷
W33A by ISO
ST10 in SMA by AKARI
(Gibb et al. 2000)
SVS 4-5 by Spitzer
(Shimonishi et al. 2010)
Si, C
CH3OH & NH3
(Bottinelli et al. 2010)
H2O, CO, CH3OH, ...
低温高密度の分子雲中では
ガス粒子がダスト表面に
凍結する (3µm H2O)
(Spitzer: e.g., Boogert+ 2008, Pontpiddan+ 2008, Oberg+ 2008)
PAH (芳香族炭化水素)
左近樹＠東大理
duo
UV photon 12.7µm trio
quartet
13.55µm
solo
11.3, 12.0 µm
CH 面外屈伸振動
11.3-13.55µm
CH 面内
C
C
H
屈伸運動
C
C
C
C
8.6µm
CH 伸縮振動
3.3 µm
energy
CC 伸縮振動
6.2, 7.7 µm
UV
photon
IR
photons
PAH (芳香族炭化水素)
Orion
可視光
M82
可視光
赤外線(Spizer)
赤外線(Spizer)
galactic wind
PAHは光解離領域のトレーサー
PAH (芳香族炭化水素)
(Draine 2003)
G0=1
平衡
(Tielens 2005)
PAH
PAH clusters
very small grains
small grains
非平衡
PAHとダストの
サイズ分布は連続的
サイズの小さいPAHは
温度揺らぎを持つ(非平衡)
→ 強い放射
ダスト放射の観測
高銀緯星間雲の観測
PAH
(Li & Draine 2001)
様々な領域の星間減光
by IUE
様々なRvでの減光関数をフィットするフォーミュラを提案
<A(λ)/A(V)> = a(x) + b(x)/Rv, x=1/λ
(Cardelli et al. 1989)
様々な領域の星間減光とダストモデル
Rv = 3.1
PAH
Rv = 5.5
PAH
amax, C ~ 1µm
amax, C ~ 10µm
PAH＆ダストのサイズ分布+ダスト光学特性のMie計算
→ 観測を再現するサイズ分布を提案
(Weingartner & Draine 2001)
様々な領域の星間減光とダストモデル
Rv = 3.1
Rv = 5.5
(Weingartner & Draine 2001
Li & Draine 2001)
ダスト放射・アルベドの観測とモデル
高銀緯星間雲の観測
アルベド
(Li & Draine 2001)
近傍銀河のダストモデル
Spitzer望遠鏡による65コの近傍銀河(SINGS)の観測
＆ダストモデル
(Draine et al. 2007)
近傍銀河のダストモデル
PAHの観測
(Draine et al. 2009)
近傍銀河のダストモデル
ダスト・ガス比、PAH量の金属量依存性
(Draine et al. 2007)
若い星のスペクトル・エネルギー分布
Andre et al. (1994)
(～104yr)
(～106yr)
(～105yr)
Disk/
Central radiation Envelope
Star ★
dust
・
(～107yr)
★
・
IR/
radio
PPDsのSEDモデル計算と観測の比較
吸収係数の振動数依存性⇔ダスト成長
(Kitamura et al. 2002)
PPDsのSEDモデル計算と観測の比較
吸収係数の振動数依存性⇔ダスト成長
(Kitamura et al. 2002)
ダスト吸収係数
(Miyake & Nakagawa 1993)
遠赤外線～ミリ波のダスト放射の傾き＆
吸収係数の振動数依存性のモデル計算
⇒ 原始惑星系円盤内のダストサイズ：amax～1mm