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第4回 星間物質その2(星間塵). 平成 24 年度 新潟大学理学部物理学科 集中 講義 松原英雄(JAXA宇宙研). 星間塵. 固体の星間物質(質量で1~2%) 星間ガスに比べて光の吸収・放射が非常に強い. 減光 = 吸収 + 散乱. 星間塵の元素組成. 酸素・炭素・マグネシウム・シリコン・鉄 などが主成分. D. F=L / ( 4 p D 2 ) m=M+5log(D / 10pc). D. F=L exp( - t ) / ( 4 p D 2 ) m=M+5log(D / 10pc)+A - PowerPoint PPT Presentation
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第4回星間物質その2(星間塵)
平成 24年度新潟大学理学部物理学科 集中講義
松原英雄(JAXA宇宙研)
星間塵
• 固体の星間物質(質量で1~2%)• 星間ガスに比べて光の吸収・放射が非常
に強い
減光 = 吸収 + 散乱
星間塵の元素組成
)/log( 太陽組成星間ガス中の元素量D酸素・炭素・マグネシウム・シリコン・鉄 などが主成分
DF=L / (4 p D2)
m=M+5log(D / 10pc)
D
t
F=L exp(- t ) / (4p D2)
m=M+5log(D / 10pc)+A
A=2.5(loge) t =1 . 086 t
A=星間減光(Interstellar Extinction)と呼ばれ、星間空間中の微小な
固体微粒子が原因と考えられている。
星間減光
「天体輻射論 I /恒星物理学特論 IV 」 東京大学(学部/大学院) 中田好一先生講義資料http://www.ioa.s.u-tokyo.ac.jp/kisohp/STAFF/nakada/intro-j.html
星間吸収曲線
-1 0 1 log(λ) 2
0
-1
-2
-3
Log(Av /A λ) 星間減光曲線
「天体輻射論 I /恒星物理学特論 IV 」 東京大学(学部/大学院) 中田好一先生講義資料http://www.ioa.s.u-tokyo.ac.jp/kisohp/STAFF/nakada/intro-j.html
減光曲線の比較
MW LMC
SMC
Takagi et al.(2003)
Dot-dashed : graphiteDotted : silicateDashed : PAHSolid : total extinction
縦軸: λσH
水素原子一個あたり換算の星間塵による減光断面積 ×波長
UV-optical extinction
curveCalzetti et al. 1994
減光係数の計算例(Mie散乱・吸収)
R2-p9
非常に小さい塵からの赤外線放射
一個の光子のエネルギー
温度
大きな塵の熱容量 小さな塵の熱容量
宇宙塵が小さくなればなるほど,その熱容量は小さくなる。(半径 0.001m の塵は 熱容量 CH=0.01 [eV/K] くらい。)一方星間空間の光子のエネルギー (E=h) は 1 ~ 10eV(=1.2 ~0.12m) 。このため一個の光子が吸収されると塵の温度は非常に上がる!半径 0.001m の塵の場合 h=10eV に対してT= h/CH=10/0.01=1000 [K] !!半径 0.03m 以下の塵についてはこの効果が顕著に見られる。
R2-p10
星形成の活発な銀河の中間赤外スペクトル
5 10 15 20
ホットダスト
(~ 200K)
波長〔ミクロン〕
フラックスの対数
ISOの 7μmバンド
赤外未同定( PAH?)バンド
ISOの 15μmバンド
多環芳香族炭化水素 (polycyclic aromatic hydrocarbons, PAH)
• 中間赤外線スペクトルでしかはっきりと同定できない星間塵種族
Draine & Li 2006
ベンゼン環
R2-p12
銀河系の星間塵からの放射スペクトル
中性水素ガスの分布と良く相関している。
Dot-dashed : graphiteDotted : silicateDashed : PAHSolid : total
(Dwek et al.1997 & Takagi et al.2003)
第4回の問題
問 . Vバンド (0.55mm) での減光等級 AV と K バンド(2.2mm) でのそれ AK の間には の関係がある。– 1)銀河中心と我々の太陽系の間に、
の中性水素ガスがあるとする。 AVおよび、 AB (B バンド、波長 0.44mm) を求めよ。
– 2)上の場合、 V バンドで観測される銀河中心の天体のフラックスは、塵に依る減光で何分の1になっているのか?また K バンドではどうか?
10/VK AA
-222cm108.3)( HIN