At 研 ４年 長屋文子 ● INTRODUCTION 銀河の進化 力学進化 スペクトル進化 星は銀河の中で生まれ、進化し寿命を 迎えるので、それらの集合体である銀河 のスペクトルも必然的に進化する。 これがスペクトル進化である。 紫外～近赤外における銀河のスペクトル は主に星が担っている。 銀河の進化はガスから星を作る歴史だと 考えることができ、また重元素量は星形 成率を変えるので、化学組成の進化は銀 河進化を決める１つの大きな要因である といえる。 化学進化 星々の間には、無数の小さな重 元素の固体微粒子が漂っている。 これをダストという。 ダストは主に星が放つ可視光や 紫外線を吸収し温められ、その 結果、自ら赤外線を放つ。 赤外における銀河からの放射は 主にダストが担っている。 また、ダスト量は重元素量に大 きく関係しているため、赤外に おける銀河のスペクトル進化を 考えるときには、化学進化が非 常に重要である。 ● STELLAR EVOLUTION 褐色矮星 M/M☉＜0.08 H燃焼 0.08＜M/M☉＜0.5 赤色巨星 He白色矮星 主系列 He燃焼 0.5＜M/M☉＜8 星間ガス 惑星状星雲 C＋O白色矮星 He燃焼⇒C燃焼 8＜M/M☉＜30 中性子星 超新星爆発 30＜M/M☉ ぶ 星の寿命 M M☉ 1010 2.5 yr ブラックホール 星の光度 小質量星 L M5 大質量星 L M3 ● CHEMICAL EVOLUTION Closed‐box model ・・・銀河を一様で一定の質量M0を持った閉じた系とする Mo = Mg ＋ Ms = const Mg : ガスの質量 Ms : 星の総質量 IRA(Instantaneous Recycling Approximation : 瞬間リサイクル近似) ・・・8M☉以上の重い星は寿命が短い ⇒重い星はできた瞬間に重元素を放出し 軽い星は死なない と近似 One-zone ・・・リサイクルされた重元素は一瞬にして全体に広がると近似 CHEMICAL EVOLUTION ● SFR(Star Formation Rate) ：星形成率Ｓ(t) ⇒時刻 t に生まれる星の総質量 ● IMF(Initial Mass Function) ：初期質量関数φ (m) ⇒時刻 t に生まれる質量 m の星の個数密度 t：銀河形成時からはかった時間 初期重元素量 Z g t 0 0 IMF･･･Salpeter (Salpeter 1955) (m ) m (1 x ) SFR･･･exponential t p1 S (t ) exp p2 p2 IMF p1 1 [M☉] log m 渦巻き銀河 で典型的 p2 10 3 [Myr] S(t) log φ (m) x 1.35 SFR t 基礎方程式 CHEMICAL EVOLUTION 星がガスを放出する質量割合は星形成率 S(t)に比例するから、 dM g dM s S ( t ) S ( t ) 1 S ( t ) dt dt Mg + Ms = M0 β：比例係数 基礎方程式 CHEMICAL EVOLUTION 星がガスを放出する質量割合は星形成率 S(t)に比例するから、 dM g dM s S ( t ) S ( t ) 1 S ( t ) dt dt β：比例係数 ガス中の重元素量の変化率 星内部で新たに生産された重元素の放出率は S(t)に比例するから、 d MgZ dt S (t )Z S (t ) Z yS (t ) y 1 Z S ( t ) ガス中の重元素の質量 Ｚ: ガスの重元素量 ｙ: 比例係数 CHEMICAL EVOLUTION 基礎方程式 星がガスを放出する質量割合は星形成率 S(t)に比例するから、 dM g dM s S ( t ) S ( t ) 1 S ( t ) dt dt β：比例係数 ガス中の重元素量の変化率 星内部で新たに生産された重元素の放出率は S(t)に比例するから、 d MgZ dt S (t )Z S (t ) Z yS (t ) y 1 Z S ( t ) 星を作るの に使われた 重元素の質量 Ｚ: ガスの重元素量 もともとの 重元素の質量 軽元素から 重元素に なった質量 ｙ: 比例係数 CHEMICAL EVOLUTION 基礎方程式 星がガスを放出する質量割合は星形成率 S(t)に比例するから、 dM g dM s S ( t ) S ( t ) 1 S ( t ) dt dt β：比例係数 ガス中の重元素量の変化率 星内部で新たに生産された重元素の放出率は S(t)に比例するから、 d MgZ dt S (t )Z S (t ) Z yS (t ) y 1 Z S ( t ) Ｚ: ガスの重元素量 ｙ: 比例係数 ２式より・・・・ d MgZ dM g Z y Z y* 1 t=０でMg=M0、Z=０として積分すると Z y * ln Mg M0 dZ y* d lnM g 重元素量の時間変化 化学進化 Gasの割合が減ると 重元素量が増える！ ● SPECTRAL EVOLUTION 年齢 t 、波長λの銀河の単色のスペクトル ： F ( t ) t 0 mu ml S ( t ) ( m ) f ( m , )dmd SFR t : 銀河の年齢 Monochromatic flux of a star θ : 星の年齢 m : 星の質量 IMF SFR×IMF さまざまな質量 と年齢をもつ星 たちがそれぞれ 何個ずつあるか ある年齢と 質量をもつ 星が示す スペクトル SPECTRAL EVOLUTION λL λ [erg/s/M☉] ＊大質量星の光が支配的 なので紫外側が卓越 λ [Å] SPECTRAL EVOLUTION λL λ [erg/s/M☉] ＊星が増えるので 光度が上がる λ [Å] λL λ [erg/s/M☉] SPECTRAL EVOLUTION λ [Å] SPECTRAL EVOLUTION λL λ [erg/s/M☉] ＊暗い星が溜まってくる λ [Å] SPECTRAL EVOLUTION λL λ [erg/s/M☉] ＊紫外側が減衰 λ [Å] SPECTRAL EVOLUTION λL λ [erg/s/M☉] ＊紫外側がどんどん減衰。 λ [Å] ● DUST EXTINCTION 減光前 Galaxy Dust 減光後 Observer ● DUST EXTINCTION Uniform dust screen model f0 f 0 e Dust Galaxy (Calzetti et al. 1994) 減光等級 A を用いて fobs f 0 10 0.4 A f 0 e よって、 0.921 A Observer ● DUST EXTINCTION Uniform dust screen model f0 f 0 e Dust Galaxy (Calzetti et al. 1994) Observer 減光等級 A を用いて fobs f 0 10 0.4 A f 0 e よって、 0.921 A Optical depth 放射に対するガスの不透明さを示す尺度 重元素が多いほどdustが多く不透明 ● DUST EXTINCTION Uniform dust screen model f0 f 0 e Dust Galaxy (Calzetti et al. 1994) Observer 減光等級 A を用いて fobs f 0 10 0.4 A f 0 e よって、 0.921 A g(t ) M g (t )／M 0 Optical depth A Z g ( t ) ( t ) 0.44 3.25 g( t ) AV Z solar t：銀河の年齢 (Guiderdoni & Rocca-Volmerange 1987) Effective extinction law DUST EXTINCTION A k ( ) AV 4.05 0.657( 1.857 1.040 / ) 1 0.63 m 2.20m 2 3 0 . 657 ( 2 . 156 1 . 509 / 0 . 198 / 0.011/ )1 0.12m 0.63 m (Calzetti et al. 2000) DUST EXTINCTION Aλ/Av Effective extinction law Effective extinction curve (Calzetti et al. 2000) λ [Å] DUST EXTINCTION Aλ/Av Effective extinction law Effective extinction curve (Calzetti et al. 2000) λ [Å] まとめると f obs ( t ) f 0 ( t ) 10 26.4 Z g ( t ) g ( t ) k ( ) DUST EXTINCTION 0Myr λL λ [erg/s/M☉] ＊Z=0 なのでダストなし。 減光されない。 λ [Å] DUST EXTINCTION 10Myr λL λ [erg/s/M☉] ＊少しだけ減光される。 λ [Å] DUST EXTINCTION 100Myr λL λ [erg/s/M☉] ＊減光が強くなってくる。 λ [Å] DUST EXTINCTION 1Gyr λL λ [erg/s/M☉] ＊もっと減光が強くなる。 λ [Å] DUST EXTINCTION 5Gyr λL λ [erg/s/M☉] ＊Gas割合が減るため、MgZも小さく なり１Gyr よりも減光が弱まる。 λ [Å] DUST EXTINCTION 10Gyr λL λ [erg/s/M☉] ＊さらに減光が弱まる。 λ [Å] ● DUST RERADIATION Dale et al. (2001) のdust emissionのデータを用いる。 Dustは吸収したエネルギーをすべて再放射すると仮定。 Three dust components : FIR NIR IR UV UV UV Large grain Very small grain PAH 熱容量 大 熱容量 小 ⇒熱平衡になれる ⇒ 平衡温度が 決まらない 放射のエネルギーを 吸収して励起される ⇒分子内の振動など の量子状態に対応 する輝線で解放 15～60μmの 3～15μmにおいて Graybody spectrum Blackbody×FIR emissivity 波長域で重要 バンド放射 DUST RERADIATION Dust emission Extinguished spectra PAH λL λ [erg/s/M☉] Very small grain λ [Å] Large grain DUST RERADIATION α : 様々な放射場の寄与を考慮 するためのパラメータ α 小 α 大 星形成領域 拡散放射場 α=1 α=1.75 α=2.5 Extinguished spectra λL λ [erg/s/M☉] α=2.5 α=1.75 α=1 λ [Å] ● OBSERVED SED Extinguished spectra λL λ [erg/s/M☉] 10Myr ＊減光が小さいため再放射も弱く、 まだ紫外側が卓越。 λ [Å] α=1 α=1.75 α=2.5 OBSERVED SED Extinguished spectra α=1 λL λ [erg/s/M☉] 100Myr ＊再放射のスペクトルが 目立ち始める。 λ [Å] α=1.75 α=2.5 OBSERVED SED Extinguished spectra α=1 λL λ [erg/s/M☉] 1Gyr ＊赤外銀河になっている！ λ [Å] α=1.75 α=2.5 OBSERVED SED α=1 λL λ [erg/s/M☉] 5Gyr ＊可視光が卓越、紫外は減衰。 λ [Å] α=1.75 α=2.5 OBSERVED SED Extinguished spectra λL λ [erg/s/M☉] 10Gyr λ [Å] α=1 α=1.75 α=2.5 ● SUMMARY Chemical Evolution･･･Gasの割合が減ると重元素量が増える。 Spectral Evolution････星の進化によって銀河全体のスペクトルが進化し、 歳をとった銀河ほど赤く見えるようになる。 Dust Extinction･･･････減光の度合いはdust量に依存しており、dust量は 重元素量に依存している。 また、短波長側で大きく減光する。 Dust Reradiation･････ Dustに吸収された紫外･可視光のエネルギーは赤 外で再放射される。 また、Dust emissionでは、large grain , Very small grain ,PAHの要素が重要である。 Observed SED ･･････ 一般的に近傍宇宙で可視光が明るい渦巻き銀河 も、一度赤外銀河を経験する。 ● 参考文献 ● • 『宇宙物理学』 高原文郎 著 • 『元素はいかにしてつくられたか』野本憲一 編 • 『現代の天文学 ４.銀河Ⅰ』 谷口義明 他 編 • 『銀河進化論』 谷口義明・塩谷泰広 著 • Fioc, M., & Rocca-Volmerange, B. 1997 , A&A, 326, 950 • • • • Calzetti, D. , Kinney, A. L., & Storchi-Bergmann, T. 1994, ApJ, 429, 582 Calzetti, D. , et al. 2000, ApJ, 533, 682 Guiderdoni, B., & Rocca-Volmerange, B. 1987, A&A , 186 , 1 Dale, A. D., et al. 2001 , ApJ, 549, 215
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