低金属量環境でのダストを触媒とした水素分子形成

　　 　 平下 博之 ( 台湾中央研究院 )

1. 水素分子とダストの重要性2. DLA の水素分子・ダストの観測3. 水素分子から探るガスの物理状

態4. 星形成 ( 分子形成 ) に対するダス

トの効果5. まとめ

内容

1. 水素分子とダストの重要性

水素分子 (H2)• 宇宙の中で最も豊富な分子• 星形成領域に付随（分子雲）

ダスト• ダスト表面で H2 形成• 紫外線を吸収し、遠赤外域で再輻射• 星間ガスの加熱・冷却過程

H2 形成・破壊に関する物理

　水素分子 (H2)

Dust

分子形成

shielding

光解離

UV

自己遮蔽

QSODamped Ly cloudLy absorption

Damped Ly Clouds (DLAs)

• High H I column density (> 2×1020 cm–2) Reservoir of a large amount of H I ⇒ progenitors of nearby large galaxies?• Unique objects at high z for detailed study ISM by using various species.

2. DLA の水素分子・ダストの観測水素分子の吸収線 Ledoux et al. (2002)

ダストの存在

Depletion ( 太陽組成比に対する「欠乏」 )

Ledoux et al. (2002)

太陽組成比

Dust and H2 in DLAs

Ledoux, Petitjean, & Srianand (2003)

log

(mol

ecul

ar f

ract

ion)

metal depletion log (dust/gas)

log

(mol

ecul

ar f

ract

ion)

相関あり

H2 の割合に厳しい上限

分散大

3. 水素分子から探るガスの物理状態

UV field

J = 0, 1J = 4, 5Dust-to-gas ratioH2 fraction

励起温度 T ~ ガスの温度

密度 nH2 formation rate ||

H2 が検出されている DLA (z ~ 2–3) の解析

Hirashita & Ferrara (2005)

30 < n < 300 cm–3

30 < T < 300 K3 < UV/UV(Galactic) < 30 “cold phase”

H2 destruction rate+

平衡 H2 fraction が分かる

H2 の形成と破壊

H2 formation on dust 4×10–17(D/0.01) S (Tgas, Tdust) cm3 s–1

H2 destruction ( 光解離 )

s–1

Abel et al. (1998)

self-shielding effect included

Hollenbach & McKee (1979)

Equilibrium Molecular Fraction

NH = 1021 cm–2

UV = G0 (=Galactic)

◆: Ledoux et al. (2003)

log

(mol

ecul

ar f

ract

ion)

log (dust/gas)

(3.3, 3000)

(10, 1000)

(33, 300)

self-shielding

(n [cm–3], T [K])

dust-to-gas ratio

H2

frac

tion

50%95%

30 < n < 300 cm–2

30 < T < 300 K3 < UV/UV(Galactic) < 30

“Cold phase”

データの入る確率

log (dust-to-gas ratio)

log

(H2

frac

tion

)

High density and low UV

Low density and high UV

30 < n < 300 cm–3

3 < < 3030 < T < 1000 K

H2 formsin gas phase.

“cold phase”

物理状態の判別

星形成率

星形成率面密度 = 0.005 – 0.05 Msun/yr/kpc2

典型的半径 = 3 kpc (e.g. Kulkarni et al. 2000)

3 < UV/UV(Galactic) < 30

SFR = 0.1 – 1 Msun/yr

星形成率は通常の渦巻き銀河や矮小銀河に類似

◆Numerical calculation (2D, vcir = 100 km/s, zform = 3) Code: Wada & Norman (2001)

DLA の模擬観測Hirashita et al. (2003)

Density

1 kpc

Temperature

50 pc

log (molecular fraction)

平衡となる H2 量 (1) ダスト上での形成 (2) UV による破壊

(1) = (2) i21 = 0.1, D = 0.1Dsun

H2 の分布

H2 は非常に非一様に分布し、小さな領域に局在する

観測シミュレーション

log (dust-to-gas ratio)

log

(mol

ecul

ar f

ract

ion)

×: Ledoux et al. (2003)◆: our simulation

数値計算された銀河上で任意に視線を選び「観測」

相関 log (D/Dsun) ~ –1.5 でmolecular fraction 急増(←self-shielding) molecular fractionの分散大

4. 星形成 ( 分子形成 ) に対するダストの効果

(1) Dust is supplied by Type II SNe (m* > 8 Msun).(2) Dust per SN = 0.4 Msun (Todini & Ferrara 2001).(3) Galaxies are treated as one zone.

SFR (t) SN II rate (⇒ t) ⇒ Mdust (t)　　　　　　　　　 (Salpeter IMF)

Governed by free-fall time

Hirashita & Ferrara (2002); Hirashita & Hunt (2004)We concentrate on young (t < 1 Gyr) galaxies.

Nearby BCDs as Laboratories

A “laboratory” for high-z primeval galaxies.

SBS 0335–052 (Zsun/41) is genuinely young 　 (< 5 Myr).

Nearby blue compact dwarf galaxies (BCDs)(low-metallicity and star-forming)

Vanzi et al. (2000)

D = 53 Mpc

300 pc

Hirashita et al. (2002); Hirashita & Hunt (2004, 2006)

Evolution of Dust Mass andFIR Luminosity

Vanzi et al. (2000) Vanzi et al. (2000)

Dust is concentrated ⇒ large

Gas State

Diffuse region (converse properties)⇒

Dense and compact rapid increase of ⇒ dust optical depth ⇒ cooled and molecule rich

I Zw 18 I Zw 18 (1/50Zsun)H2 → not detectedDust → small extinction (AV = 0.2 mag) and not detected in FIR (Cannon et al. 2002)SFR → small: 0.04– 0.1 Msun / yr (Cannon et al. 2002; Hopkins et al. 2002)

ISM Properties of 2 BCDs

SBS 0335–052 SBS 0335–052 (1/41Zsun)H2 → detected in NIR (Vanzi et al. 2000)Dust → large extinction (AV

=16 mag) and large luminosity in FIR (Hunt et al. 2001; Dale et al. 2001; Takeuchi et al. 2003)SFR → large: 1.7 Msun / yr (Hunt et al. 2001)

Those properties simultaneously explained!

CompactCompact DiffuseDiffuse

(1)Our simulations of H2 distribution reproduce(1)Overall correlation between dust/gas ratio and H2

fraction(2)Clumpy H2 rich regions ( ⇒ lack of H2 detection)(3)Effect of self-shielding ( ⇒ large variation of H2

fraction)(2)The physical state in DLAs indicates

a. The cold phase suggested by H2 detected objects covers all the data in the likely range.

(1)The upper limit data are consistent also with the warm phase.

(2)DLAs are objects with SFR ~ 0.1 – 1 Msun/yr.

5. Summary