2.星間物質と星間雲 M101 ©Hiromitsu Kohsaka

2015/8/31
2.星間物質と星間雲
Ken Tatematsu
M101 ©Hiromitsu Kohsaka
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我々の銀河系Our Galaxy
• 恒星Stars (1‐2)X1011 太陽質量Mo
• 星間物質Interstellar Matter (ISM) 1010 太陽質量Mo (5‐10%)
– 宇宙空間は真空ではない！Our space is not vacuum.
•
•
•
•
•
星間物質の質量の大部分はHI (水素原子ガス雲)
質量の20% がH2分子ガス(分子雲)
星間物質の銀河系内の平均密度は１粒子/ cm ‐3 程度
星間部室の存在量比(数): 90% in H, 10% in He, …
星間物質のガス：ダスト比(質量比) は100:1
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HI雲の成分
• O型星（大質量星）の紫外光を背景にHI雲に
よる吸収が測られた。
• 結果はHとHeの宇宙存在量（太陽存在量）と
合う。
• 一方、C,N,O は約70%少ない。
• Fe のような難揮発性元素はほとんどない. Ca, Al は１０分の１しかない。.
• ダスト（塵）に取り込まれたため少なくなってい
る.
Abundances in ISM (●) is differ from the cosmic abundance (o)
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Cf. HII 領域における相対存在量
分子 (CO) 雲 vs HI 雲
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星間物質における相(Myers 1978)
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Coronal Gas
6
4
5
4
3
log(P/k)
3
2
HII Regions
Intercloud Gas
Diffuse Clouds
2
1
0
-4
Giant Molecular
Cloud
Dark cloud
-2
0
log n
2
4
6
(cm-3)
基本知識
• （理想気体の）状態方程式
– PV = n(mol) RT
– PV = n(mol) NA kT
– P = n(cm‐3) kT
– P/k = n(cm‐3) T
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圧力平衡
• “coronal gas”,”雲間ガスintercloud gas”, “diffuse clouds”, “暗黒星雲cold dark clouds” はおおむね圧力平衡にある。
• “HII 領域”, “ warm cloud cores”, “ グロビュー
るglobules” は圧力が高い。
暗黒星雲Dark cloud
• 宇宙で最も冷たい天体
• 深くうずもれていてdeeply embedded 紫外線が
届かない。
• 加熱: 主に宇宙線
• 冷却：分子輝線など
• 平衡温度: T=10K
• 「重力的にバウンドGravitationally bound」（dense dark clouds）したものから「圧力平衡」（diffuse dark clouds）のものまで連続的に存在
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おうし座の暗黒星雲 13CO分子輝線
名古屋大学
Giant molecular cloud
巨大分子雲
• 電波望遠鏡によるCO分子観測によって発見
された
• ほとんどすべての恒星はここで誕生する。
• 重力的にバウンドGravitationally bound
• 非熱的ガス運動>>熱的ガス運動
• 非熱的ガス運動の起源: 乱流, …?
• 分子雲の自己重力エネルギー～全非熱的ガ
ス運動のエネルギー
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オリオン座の巨大分子雲
CS (1‐0)輝線
HII 領域
• O型星の周りの電離したガス雲
• 紫外線による電離と再結合の電離平衡
Strömgren 球
• 加熱～冷却（O,N の禁制線など）平衡温度
~ 8000K
• 詳しくはダストの寄与を考えなければいけな
い
• 高い圧力衝撃波の形成10km/sの速度で
膨張
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HII Region
The Orion Nebula M42 ©Hiromitsu Kohsaka
Coronal gas
• 紫外域の[O VI ] 吸収線で観測される
• 超新星残骸や恒星風で加熱
• 高電離イオンと電子の衝突による輻射冷却
や制動輻射bremsstrahlungで冷却される。
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Pressure equlibrium圧力平衡
• Dark cloud(暗黒星雲）—Diffuse HI cloud—
Intercloud gas（雲間物質）
• Diffuse HI cloud: n=20cm‐3, T=80K
• 雲間ガスIntercloud gas: n=0.3cm‐3, T=6000K
• Two‐phase model二相モデル：HI 雲と雲間ガ
ス
– 加熱（宇宙線、紫外線ダストからの光電子) vs 冷却 (原子や分子の輻射)
– ２つの安定状態がある。
雲の安定性Cloud Stability
•
•
•
•
加熱関数Heating rate per unit volume 
冷却関数Cooling rate per unit volume 
熱平衡Themal equilibrium if 
Q = 
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HI雲の冷却の主要プロセス
Primary process of cooling of HI cloud
• CIIの励起
• HによるH2 の回転準位の励起
• 電子e‐ によるHの励起
(C2)
• 後者はT > 3000 Kでのみ有効
冷却関数 (no dust, no H2)
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P/k = n T
T
Q<0
Q=0
Q>0
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星間物質の諸相
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星間物質の加熱と冷却
• 加熱 Heating
–
–
–
–
–
–
H1 Cosmic ray on HI
H2 Cosmic ray on H2 H3 Carbon ionization
H4 Photoelectric ejection
H5 Dust irradiation
H6 X‐ray
p+ + H  H+ + e‐ + p+
p+ + H2  H2+ + e‐ + p+
C + h  C+ + e‐
H + h  H+ + e‐
• 冷却 Cooling
–
–
–
–
–
C1 O collisional excitation
C2 C+ fine structure excitation
C3 CO rotational excitation
C4 Dust thermal emission
C5 Gas‐grain collision
O + H  O + H + h
C+ + H  C+ + H + h
CO + H2  CO + H2 + h
宇宙線の流束
Cosmic ray flux (for H1 and H2) 14
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星間空間の輻射場
Interstellar radiation field
• Habing field G0 for EUV 1.6 x 10‐3 erg cm‐2 s‐1, named after Harm Habing, a pioneer in this field
Heating and Cooling of ISM
• Heating
–
–
–
–
–
–
H1 Cosmic ray on HI
CR(HI)=1X10‐13 (n H/103 cm‐3) eV cm‐3 s‐1
H2 Cosmic ray on H2 CR(H2)=2X10‐13 (n H2/103 cm‐3) eV cm‐3 s‐1
H3 Carbon ionization
CI
=4X10‐11 (n H/103 cm‐3) eV cm‐3 s‐1 H4 Photoelectric ejection PE
=3X10‐11 (n H/103 cm‐3) eV cm‐3 s‐1 H5 Dust irradiation
d
=2X10‐9 (n H/103 cm‐3) eV cm‐3 s‐1 H6 X‐ray
X =2X10‐13 (n H/103 cm‐3)1/3 (Lx/1030 erg s‐1) (r/0.1 pc) ‐8/3 eV cm‐3 s‐1 15
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ダストでの光電効果
Photoelectric ejection and dust irradiation
Heating and Cooling of ISM
• Cooling
– C1 O collisional excitation
OI =2X10‐10 (n H/103 cm‐3)2 exp(‐230 K/Tg) eV cm‐3 s‐1
– C2 C+ fine structure excitation CII =3X10‐9 (n H/103 cm‐3)2 exp(‐92 K/Tg) eV cm‐3 s‐1
– C3 CO rotational excitation J*+1J*
CO *=5X10‐12 f(J*)/ exp(‐(J*+1)(J*+2)/2)(n H/103 cm‐3) eV cm‐3 s‐1 where f(J*)=(J*+1)5/(2J*+1)
– C4 Dust thermal emission d =1X10‐10 (n H/103 cm‐3) (Td/10 K)6 eV cm‐3 s‐1
– C5 Gas‐grain collision gd =2X10‐14 (n H/103 cm‐3)2 (Tg/10 K)1/2 (Tg‐Td/10 K) eV cm‐3 s‐1
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HII 領域の性質
•
•
•
•
Teff: effective temperature of the central star
Nu: UV photons from the central star
rS: Strömgren radius
Sd: optical depth at wavelengths shortward of H ionization limit and over rS
HII 領域の性質
• 4/3 rS3 ne nH (2) = Nu
• Where (2) is the sum of recombination coefficient from n = 2 to ∞
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Tg vs Td at low densities
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Observed Tg at low densities
Tg at low densities (log n < 3.7)
• CII is dominant (cf OI)
• PE= CII
– H4 Photoelectric ejection PE
=3X10‐11 (n H/103 cm‐3) eV cm‐3 s‐1 +
– C2 C fine structure excitation CII =3X10‐9 (n H/103 cm‐3)2 exp(‐92 K/Tg) eV cm‐3 s‐1
• Tg = 40 K/(2.0 + log (nH/103 cm‐3))
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Tg at mid densities (log n =3.7‐4)
• CR is dominant
• CR= CO
– H2 Cosmic ray on H2 CR(H2)=2X10‐13 (n H2/103 cm‐3) eV cm‐3 s‐1
– C3 CO rotational excitation J*+1J*
CO *=5X10‐12 f(J*)/ exp(‐(J*+1)(J*+2)/2)(n H/103 cm‐3) eV cm‐3 s‐1 where f(J*)=(J*+1)5/(2J*+1)
Tg vs Td at high densities (log n >4)
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Tg at high densities (log n =4‐6)
• CR is dominant
• CR= CO + gd
– H2 Cosmic ray on H2 CR(H2)=2X10‐13 (n H2/103 cm‐3) eV cm‐3 s‐1
– C3 CO rotational excitation J*+1J*
CO *=5X10‐12 f(J*)/ exp(‐(J*+1)(J*+2)/2)(n H/103 cm‐3) eV cm‐3 s‐1 where f(J*)=(J*+1)5/(2J*+1)
– C5 Gas‐grain collision gd =2X10‐14 (n H/103 cm‐3)2 (Tg/10 K)1/2 (Tg‐Td/10 K) eV cm‐3 s‐1
Tg at very high densities (log n > 6)
• CR is dominant
• CR= d
– H2 Cosmic ray on H2 CR(H2)=2X10‐13 (n H2/103 cm‐3) eV cm‐3 s‐1
– C4 Dust thermal emission d =1X10‐10 (n H/103 cm‐3) (Td/10 K)6 eV cm‐3 s‐1
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加熱と冷却のまとめ
• 濃い分子雲opaque cloudsにとっての主要な
加熱源は宇宙線
– Ionization of H2
• 紫外線も重要
– Cの電離, ダストによる光電加熱
• 低質量星からの局所的X線加熱
• CO, OI,CII による冷却
• ダスト熱輻射による冷却
星間ガスの諸相(Myers 1978)
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Coronal Gas
6
4
5
4
3
log(P/k)
3
2
HII Regions
Intercloud Gas
Diffuse Clouds
2
1
0
-4
Giant Molecular
Cloud
Dark cloud
-2
0
2
4
6
log n (cm-3)
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