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星間物理学　講義２： 星間空間の物理状態 星間空間のガスの典型的パラメータ どうしてそうなっているのか

星間物理学　講義２： 星間空間の物理状態 星間空間のガスの典型的パラメータ どうしてそうなっているのか. 2012/10/24. 銀河系内のガスの諸相. Myers et al. 1978, ApJ, 225, 380. 星間ガス (Protosolar) の組成比. “Physics of the Interstellar and Intergalactic Medium” Draine 2011. さまざまな銀河におけるダストの組成 ( ガスダスト比 ).

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星間物理学　講義２： 星間空間の物理状態 星間空間のガスの典型的パラメータ どうしてそうなっているのか

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  1. 星間物理学　講義２：星間空間の物理状態星間空間のガスの典型的パラメータどうしてそうなっているのか星間物理学　講義２：星間空間の物理状態星間空間のガスの典型的パラメータどうしてそうなっているのか 2012/10/24

  2. 銀河系内のガスの諸相 Myers et al. 1978, ApJ, 225, 380

  3. 星間ガス(Protosolar)の組成比 “Physics of the Interstellar and Intergalactic Medium” Draine 2011

  4. さまざまな銀河におけるダストの組成 (ガスダスト比) 赤外SEDから推定されるダスト量とガス(HI+H2(from CO)) の比を金属量、銀河のタイプに対してプロットしたもの。H2/CO 比を仮定。 Draine et al. 2007, ApJ, 663, 866

  5. 星間ガスの平衡温度、密度　：　冷却率と加熱率のつりあう点＝平衡状態として存在できる星間ガスの平衡温度、密度　：　冷却率と加熱率のつりあう点＝平衡状態として存在できる 加熱率を10倍した場合、低温のモードでは周りの圧力より大きくなる。 銀河系ディスク面での典型的圧力 銀河系ディスク面での典型的磁気圧 低温の 中性水素ガス 温度が <100K になると CII の冷却が効かなくなりそれ以上冷却できない。 高温の 中性水素ガス 圧力平衡にある場合この領域では不安定：密度が少し高くなってカーブの上に出た場合、冷却率が加熱率を上回り、温度が下がり密度がさらに高くなる。 密度が薄いところではCII, OI の輝線の冷却は効かず Lya の冷却が効き始める 10^4 K まで加熱される。 Cox et al. 2005, ARAA, 43, 337

  6. 水素のエネルギー準位図 (Grotorian Diagram) 重要な点： 電離に必要なエネルギー 13.53eV (912A) 第一励起状態へのエネルギー　 10.15 eV (1216A:Lya) 小暮　1994 星間物理学

  7. ヘリウムのエネルギー準位図 (Grotorian diagram) 小暮　1994 星間物理学 重要な点： １階電離に必要なエネルギー 24.47eV(504A)、２階電離に必要なエネルギー 54.12eV(228A) 第一励起状態へのエネルギー　19.77eV(624A)　と　40.50eV(304A)

  8. 電子の速度分布(Maxwell-Boltzmann分布)、エネルギー分布電子の速度分布(Maxwell-Boltzmann分布)、エネルギー分布 20,000K 程度の温度であっても電離エネルギーに匹敵するようなエネルギーを持つ電子はほとんどない。 100,000K を超える温度になると衝突による電離が効いてくる。 水素やヘリウムなどを電離するにはほかの電離過程が必要。 “Atomic Astrophysics and Spectroscopy” Pradhan & Nahar 2011

  9. 電離の断面積：水素、ヘリウム “Atomic Astrophysics and Spectroscopy” Pradhan & Nahar 2011

  10. 紫外線の光子による電離過程：星の有効温度と電離光子の数紫外線の光子による電離過程：星の有効温度と電離光子の数 Sternberg et al. 2003, ApJ, 599, 1333

  11. 紫外線の光子による電離過程：星の有効温度と電離光子の数紫外線の光子による電離過程：星の有効温度と電離光子の数 “Astrophysics of Gaseous Nebulae and Active Galactic Nuclei” Osterbrock & Ferland 2006

  12. 各原子の電離エネルギー “Physics of the Interstellar and Intergalactic Medium” Draine 2011

  13. 電子の速度分布(Maxwell-Boltzmann分布)、エネルギー分布電子の速度分布(Maxwell-Boltzmann分布)、エネルギー分布 酸素なども電離するためには数10eVのエネルギーが必要であり電子との衝突による電離が起こるためには 100,000K を超える温度が必要。 電子と陽子のスピンの向きによって決まる水素の超微細構造線 (Hyperfine structure line) は低い温度でも励起される。 電子のスピンの向きで決まる炭素などの微細構造線 (fine structure line) も低い温度でも励起される。 酸素などは水素と違い基底状態から比較的低いエネルギーで励起されるエネルギー順位を持つ。 “Atomic Astrophysics and Spectroscopy” Pradhan & Nahar 2011

  14. 酸素原子、イオンのエネルギー順位：微細構造線酸素原子、イオンのエネルギー順位：微細構造線

  15. 酸素 O のエネルギー準位図　点線は禁制遷移 Partial Grotrian Diagrams of Astrophysical Interest http://ned.ipac.caltech.edu/level5/Ewald/Grotrian/frames.html

  16. 1回電離酸素 OII (O+) のエネルギー準位図　点線は禁制遷移 3727A ~ 3eV Partial Grotrian Diagrams of Astrophysical Interest http://ned.ipac.caltech.edu/level5/Ewald/Grotrian/frames.html

  17. 2回電離酸素 OIII (O++) のエネルギー準位図　点線は禁制遷移 Partial Grotrian Diagrams of Astrophysical Interest http://ned.ipac.caltech.edu/level5/Ewald/Grotrian/frames.html

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