銀河系・近傍銀河の星形成と物質進化

銀河系・近傍銀河の星生成と物質進化班検討報告
銀河中の星生成と物質進化の相互作用の解明
石原大助（名古屋大学）
金田英宏・鈴木仁研・永山貴宏・山岸光義
2015年9月15日 @ 光天連シンポ
2020年代の課題
⇒ 星・惑星形成
1. 銀河の星生成率の多様性
- 見えないH2ガス (CO-dark gas) の定量化
2. 銀河の物質 (ガス・ダスト) 進化
⇒ 銀河・銀河団
- 低金属量銀河の星生成
- ガス・ダスト進化の多様性
⇒ 恒星物理・超新星・
- 氷で探る銀河の現在と過去
晩期型星
3. 銀河の磁場の進化
1. 銀河の星生成率の違いを生んでいる物理条件は？
星生成率は銀河ごとに異なり、8桁の幅を持つ
星生成率と[OI]輝線光度の関係
星生成率と[CII]輝線光度の関係
※ Kennicut-Schumidt則(経験則)…ガス(材料)の量と星生成率に相関
Herschelによる近傍銀河の統計 De Looze +14
・輝線によって相関が異なる
[OI]は8桁に渡って良い相関を示すが[CII]は分散が大きい
・Populationによって相関が異なる
2
1. 銀河の星生成率の違いを生んでいる物理条件は？
星生成率は銀河ごとに異なり、8桁の幅を持つ
星生成率と[OI]輝線光度の関係
De Looze +14
星生成率と[CII]輝線光度の関係
これまでの研究 (Herschelの成果)
・明るい領域（銀河中心、巨大星形成領域）に限る
・限られた輝線（おもに、[OI]、[OIII]、[CII]）のみ
⇒ 銀河中あらゆる領域において、複数のラインを用いた
ガス診断により、星生成率の違いを生む背景物理に迫る
3
1-2 星形成をトリガーするメカニズムの多様性
Closed bubble
Hattori+ 2015
あかり9μm帯
S137
Broken bubble
あかり9μm帯
「あかり」全天サーベイ9μm帯マップ
PAH放射 (=中性物質の分布)
N107
1-2 星形成をトリガーするメカニズムの多様性
Closed bubble
あかり9μm帯
S137
Broken bubble
あかり9μm帯
Lwarm /Lcold
放射場強度
Hattori+ 2015
LPAH /Ltotal
PAH存在比 (破壊度?) 励起星による
周囲物質の加熱
Deharveng+ 2010
分子雲衝突に
⇒ 系統的に異なる形成起源よる大質量星生成
⇒ 星生成をトリガーするメカニズム
(radiation, shock, etc.)
N107
Habe&Ohta 1992
⇒ ダスト診断や複数の輝線によるガス診断
1-3. 見えないガス (CO-dark gas)
Langer+ 2014
我々銀河系では、H２の30〜100%はCOで見えない。
CO-darkなH2分子の割合
Herschelによる銀河系の
広域 [CII] 輝線の観測
観測されたI[CII]は、IHIから
見積もられる強度を大きく超過
12CO
H2
C, C+
H2
Diffuse cloud
Transition cloud
Dense cloud
Diffuse分子雲では、
H2の殆どがCO-dark。
C+
HI
⇒ HD輝線、[CII]輝線の
高感度観測
6
PAH放射とCO分布
Sano+ 2014
高銀緯分子雲
MBM 53, 54, 55
銀河面
3 deg.
(450 pc @8.5 kpc)
0
3 deg.
(5.8 pc @110 pc)
「あかり」9μm帯マップ
60 [MJy/sr]
0.1
0.2 0.3
0.4 [MJy/sr]
PAH放射 (=中性物質の分布)
20
40
Image : PAH (AKARI 9μm)
Contour : Dust opacity (Planck)
Image : PAH (AKARI 9μm)
Contour : Dust Opacity (Planck)
PAH放射とCO分布
Sano+ 2014
銀河面
3 deg.
(450 pc @8.5 kpc)
高銀緯分子雲
MBM 53, 54, 55
3 deg.
(5.8 pc @110 pc)
見えないガスはdiffuse H2に多い
⇒ 低金属量銀河のダスト・ガス質量比に影響
⇒ 次の星生成の材料を担う貯蔵庫
0
20
40
60 [MJy/sr]
Image : PAH (AKARI 9μm)
Contour : 12CO (NANTEN)
0.1
0.2 0.3
0.4 [MJy/sr]
Image : PAH (AKARI 9μm)
Contour : 12CO (NANTEN2)
2 ガス・ダスト進化と銀河成長の関係を理解する
- 銀河進化とガス・ダスト進化は密接に関連している。
- 指標: ガス進化(金属量の増加)、
ダスト進化(ダスト・ガス質量比の増加、組成・結晶度変化)
冷却効率
の向上
銀河中心核活動
星生成活動
星間輻射場の増加
光昇華
分子乖離
分子生成
超新星爆発
降着
ダスト成長
表面反応
ダスト生成
金属量増加
光変性
ダスト変性
(結晶化・非結晶化)
ダスト破壊
衝撃波
破壊・破砕
光解離
凝縮
星の質量放出
2-1 銀河成長初期の星生成・金属量・ダスト進化の関係
低金属量の矮小銀河 (~1/30 Z◉): 宇宙初期銀河のanalog
I Zw18
Fisher+ 2014, Natur
SBS 0335-052
Hunt+ 2014
Color: HST/ACS 555nm
Contour: ALMA 870 μm
Color: 100 µm
Contour: HI
予想の1/200の
ダスト量
I Zw18
SBS 0335-052
予想の4倍の
ダスト量
⇒ 同じ金属量でも、
星生成活動度は既に高い。ダスト・ガス質量比に2桁以上の差。
ダスト生成が始まったばかり？
ダスト・ガス質量比、金属量、
現在の星生成メカニズムと異なる
星生成率の関係を決める
10
（ダストcoolingが働かない）
本質の物理条件とは？
2-2 近傍銀河におけるダスト形成・進化
ダスト・ガス質量比が、一つの銀河の中で1桁も違う
308.8
308.6
R. A. (deg.)
(Walter+ 2008)
0.04
Dec. (deg.)
60.1
60.2
Gas:
HI: THINGS
308.8
308.6
R. A. (deg.)
CO: HERACLES
(Leroy+ 2009)
5
7
6
8
(log(M◉/kpc2)
Dec. (deg.)
60.1
60.2
Herschel 70 μm
HI + H2
ダスト・ガス質量比
0.4
Dust: Herschel
70〜500μm SED
1
Dec. (deg.)
60.1
60.2
3
2
(MJy/sr)
例: NGC6946
Aniano+ 2012
< 500 pcスケールで空間分解
⇒ SED→スペクトルマッピング
11
2-3 我々銀河系におけるダストの組成進化
Ishihara+ 2011
ダスト供給源
Image : PAH (AKARI 9μm)
・ C-rich AGB stars
・ O-rich AGB stars
AKARI mid-IR PSC
(in galactic coordinates)
9 μm & 18 μm sources
星間ダスト
0.05
0.1
0.15
AKARI
mid-IR diffuse 0.2
maps
Image : AKARI 9 (in
μmgalactic
/ 90 μmcoordinates)
ratio
⇒ 数千個の多様な近傍銀河に対して、
9 μmgrains)
& 18 μm bands
(PAH / silicate
星からのダスト供給の様子・化学進化を調査
2-4 氷で探る銀河の現在と過去
Yamagishi+ 13
H2O氷 … 分子雲内部の低温環境 (AV~10 mag.
T~10 K) で、ダストの表面反応で生成。
CO2氷 … H2O - CO氷への紫外線照射で生成
⇒ CO2/H2O比 … 分子雲における
紫外線照射 (SNRの影響) の歴史
「あかり」によるM82のスペクトルマッピング
カラーマップ: H2O+CO2 iceの柱密度
Contour: 分子雲 (12CO)
カラーマップ: H2O ice
Contour: PAH (星生成)
カラーマップ: CO2 ice
Contour: PAH (星生成)
星生成活動が、分子
より詳細な空間分布 ←高空間分解
氷の結晶構造 (熱史) ← 44, 62 µm帯観測進化・組成に与える影響
3. 銀河の磁場の進化
銀河スケールでの磁場
磁場は星生成に重要
Face-on
星形成領域
Serpense
by IRSF/SIRPOL
Sugitani+ 09
ローカルな磁場構造と
銀河スケールの磁場の関係？
Edge-on
M51 (Scarrott+ 87)
NGC891 (Fendt+ 96)
宇宙初期から普遍なのか？
Mergerによって磁場は
どのように進化するのか？
広視野・高空間分解
偏光マッピング
遠くの銀河の空間分解
偏光マッピング
Interacting/merger 銀河
磁場の進化は銀河の星生成にどう影響するのか？
4. まとめ
2020年代の課題
⇒ 星・惑星形成
1. 銀河の星生成率の多様性
- 見えないH2ガス (CO-dark gas) の定量化
2. 銀河の物質 (ガス・ダスト) 進化
⇒ 銀河・銀河団
- 低金属量銀河の星生成
⇒ 恒星物理・超新星・
- ガス・ダスト進化の多様性
晩期型星
- 氷で探る銀河の現在と過去
3. 銀河の磁場の進化
• 研究手法
- 赤外線スペクトルによるガス・ダスト診断
+ 可視・近赤外偏光観測
- 銀河サンプル: <100 Mpc の無バイアスサンプル
(約4,000個)に対する、スペクトルマッピング
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