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電離領域の遠赤外輻射 ( 物理的取り扱い ). Hiroyuki Hirashita (Nagoya University, Japan). 内容. なぜ電離領域を遠赤外で見るか 電離光子に対するダストの吸収 IR Excess の解析 ダストの空間分布の効果 銀河間での相違 まとめ. 1. なぜ電離領域を遠赤外で見るか. (0.1 – 3 m m) UV, opt, NIR. (10 – 1000 m m) MIR, FIR, sub-mm. Dust. 銀河 = 星の集まり 銀河形成史 = 星形成史 銀河の活動性 = 星形成活動. - PowerPoint PPT Presentation
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1. なぜ電離領域を遠赤外で見るか
銀河 = 星の集まり銀河形成史 = 星形成史銀河の活動性 = 星形成活動
(0.1 – 3 m)UV, opt, NIR
(10 – 1000 m)MIR, FIR, sub-mm
Dust
Inoue, Hirashita & Kamaya (2001)
2. 電離光子に対するダストの吸収
ダストのない場合の電離領域の半径 rS
ダストのある場合の電離領域の半径 ri ≡ yi rS
電離光子のうち、ダストに吸収される割合 f = yi3
5. 銀河間での相違 Kennicutt (1984)
600 pc
Orion NGC 3603
Carina with different exp.
N66 and N76(SMC) 30 Doradus
Pellet 550(M31)
NGC 604(M33)
N70 (LMC) M82
NGC 5471 (M101)with different exp.
銀河の個性のまとめ
M31 (Sb) には銀河系 (Sbc) に存在する Carinaや NGC 3603 級の明るさの電離領域は存在しない。M101 (Sc) には銀河系に存在するものより明るい電離領域が存在する。30 Doradus 級の電離領域は銀河系にはない。
電離領域の性質に銀河の形態が重要か? ↓なぜ?遠赤外線での性質の違いはあるか?電離領域の IR excess は LMC < Galaxy (HH et al. 01)
(1)電離領域の遠赤外観測は、銀河の星形成指標に関する素過程 (energetics) を解明するために重要である。(2) 特に、電離光子のダストに吸収される割合を知るために、遠赤外観測は重要。(3) 銀河系の電離領域の観測から、電離光子の半分程度はダストに吸収されてしまう ⇒ H を指標とした星形成率は大きな補正を要する。(4) 電離領域のダスト分布のジオメトリも f に重要。大きな電離領域であれば、遠赤外観測からダスト分布が出せるか?(5) 電離領域の特徴的な明るさは銀河の形態に依る?⇒ 系外の電離領域の観測も重要
6. まとめ