20
Damped Ly Clouds ダダダ ダダダダ ダダ ダダ (H. Hirash ita)

Damped Ly a Clouds ダスト・水素分子

  • Upload
    curry

  • View
    81

  • Download
    0

Embed Size (px)

DESCRIPTION

Damped Ly a Clouds ダスト・水素分子. 平下 博之 (H. Hirashita). 発表内容. DLA (Damped Ly a Clouds) とは 水素分子とダスト DLA の水素分子・ダストの観測 DLA の星形成活動 学会発表の予告編. 1. Damped Ly a Cloud (DLA) とは. QSO 吸収線系. Murray 2002. 1216(1+ z DLA ) A. 1216(1+ z QSO ) A. 大きな H I 柱密度 ( ) を持つものを DLA と呼ぶ。. - PowerPoint PPT Presentation

Citation preview

Page 1: Damped Ly a  Clouds ダスト・水素分子

Damped Ly Cloudsダスト・水素分子

平下 博之 (H. Hirashita)

Page 2: Damped Ly a  Clouds ダスト・水素分子

1. DLA (Damped Ly Clouds) とは2. 水素分子とダスト3. DLA の水素分子・ダストの観

測4. DLA の星形成活動5. 学会発表の予告編

発表内容発表内容

Page 3: Damped Ly a  Clouds ダスト・水素分子

QSO 吸収線系

1. Damped Ly Cloud (DLA) とは

Murray 2002

1216(1+zQSO) A1216(1+zDLA) A

Page 4: Damped Ly a  Clouds ダスト・水素分子

Ly雲

大きな H I 柱密度 ( ) を持つものをDLAと呼ぶ。

QSO

“Damped” Ly cloud

Ly absorbing clouds

zQSO zDLA

Page 5: Damped Ly a  Clouds ダスト・水素分子

なぜ DLA: その1

• Redshift ~ 3 にある H I の多くを含む

Péroux et al. (2004)

Page 6: Damped Ly a  Clouds ダスト・水素分子

なぜ DLA: その2

• 大銀河の祖先?

観測渦巻銀河 : Briggs et al. (2001)矮小銀河、不規則銀河、 LSB 、渦巻銀河: Rao et al (2003)銀河風で掃き集められたガスの塊: Schaye (2001)

理論渦巻銀河 : Prochaska & Wolfe (1998)Building blocks : Haehnelt et al. (2000)色々な種族の寄せ集めサンプル: Cen et al. (2002)

Page 7: Damped Ly a  Clouds ダスト・水素分子

なぜ DLA: その3

• 明るい連続光を背景にしているので、色々な元素の吸収が見える。

Wolfe et al. (2003)

Page 8: Damped Ly a  Clouds ダスト・水素分子

2. 水素分子とダスト

水素分子 (H2)• 宇宙に存在する分子で最も多い。• 星形成領域をトレースする。

ダスト• 表面で H2 形成を起こす。• 紫外線を吸収し、遠赤外線を放射する。• H2 解離光子を吸収し、 H2 形成を助け

る。

Page 9: Damped Ly a  Clouds ダスト・水素分子

水素分子形成

ガス中での形成 H + e - → H – H - + H → H2 + e –

Dipole moment がない ⇒ H + H → H2 は禁止 ⇒ 触媒が必要

ダスト表面上での形成 H + H + grain → H2 + grain

Page 10: Damped Ly a  Clouds ダスト・水素分子

水素分子の破壊光解離

Hollenbach & Tielens (1999)

Page 11: Damped Ly a  Clouds ダスト・水素分子

光解離からの「保護」自己遮蔽 ダストによる遮蔽

2.6×10–21 cm2 per Hi.e., dust = 1 for NH = 3.8×1020 cm-2

in the Galactic ISM

Draine & Bertoldi (1996)

N(H2) = 1014 cm–2

Dis

soci

atio

n (s

hiel

ded/

unsh

ield

ed)

大雑把に fH2 > 3×10–7 では自己遮蔽が重要

Page 12: Damped Ly a  Clouds ダスト・水素分子

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

Page 13: Damped Ly a  Clouds ダスト・水素分子

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

Page 14: Damped Ly a  Clouds ダスト・水素分子

最新サンプルLedoux et al. (2003)

log

(mol

ecul

ar f

ract

ion)

metal depletion log (dust/gas)

log

(mol

ecul

ar f

ract

ion)ダストと分子の量に相関がある。

H2 が検出されていな

い。⇒ 分子雲がない ??

大きな分散

Dust-to-gas ratio:D = 10[X/H](1 – 10[Fe/X])

Page 15: Damped Ly a  Clouds ダスト・水素分子

◆ 非一様性の大きな H2 分布

理論モデル

UV background UV background

Dust poor Dust rich

H2 を検出する確率が小さい。

H2 rich regions

H2 を検出する確率が大きい。(molecular fraction の分散は大 )

Hirashita et al. (2003)

Page 16: Damped Ly a  Clouds ダスト・水素分子

H2 空間分布のシミュレーション

H2 rich regions は小さな塊状に存在する。 → H2 を検出する確率に影響する。

50 pc

i21 = 0.1D = 0.1 Dsun

Page 17: Damped Ly a  Clouds ダスト・水素分子

4. DLA の星形成活動

方法論: DLA の星形成率 (dM*/dt) を見積もる方法の確立。

疑問:「塊」は更に収縮して星を形成するか?

しばしば、系に含まれる大質量星の質量を見積もり、「最近」どれくらい星を作ったか (∝ 星形成率 )を評価する。例: UV 光度、 H 光度、遠赤外光度

しかし、 DLA に対して光度を測定するのは困難。

Page 18: Damped Ly a  Clouds ダスト・水素分子

「影」による星形成率の測定

問題:どのような紫外輻射場を与えれば、熱平衡 Cooling = Heatingの下で観測される C II の励起状態が説明できるか?

Wolfe et al. (2003)Cooling の指標 : N(C II*) ( 輻射冷却 )Heating の指標 : D ( 光電加熱 )

UV radiation field (⇔ 単位面積あたりの星形成率 )

Page 19: Damped Ly a  Clouds ダスト・水素分子

DLA の星形成率Wolfe et al. (2003)

Page 20: Damped Ly a  Clouds ダスト・水素分子

(1)水素分子の解離率を水素分子含有率から評価し、紫外輻射場を見積もる。

(2)この紫外輻射場が、 [C II] 強度から得られる輻射場と一致するかどうかを見る。

(3)紫外輻射場から、星形成率を評価し、我々のシミュレーションで得られるものと一致するかどうかを見る。

(4)DLA の統計的な星形成率を出し、赤外背景輻射への寄与を調べる。

5. 学会発表の予告編