1 / 16

第７回 星間物質その１

第７回 星間物質その１. 東京大学教養学部前期課程 ２０１ ３ 年 冬学期　 宇宙科学 II 松原英雄（ＪＡＸＡ宇宙研）. 太陽光球のスペクトル、太陽風、（始源的な）隕石の化学分析より. 太陽 系 の元素組成. Data from : Katharina Lodders (2003). "SOLAR SYSTEM ABUNDANCES AND CONDENSATION TEMPERATURES OF THE ELEMENTS". The Astrophysical Journal 591: 1220–1247. 中性水素（ＨＩ）ガス.

hiroko
Download Presentation

第７回 星間物質その１

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. 第７回星間物質その１ 東京大学教養学部前期課程 ２０１３年冬学期　宇宙科学II 松原英雄（ＪＡＸＡ宇宙研）

  2. 太陽光球のスペクトル、太陽風、（始源的な）隕石の化学分析より太陽光球のスペクトル、太陽風、（始源的な）隕石の化学分析より 太陽系の元素組成 Data from: Katharina Lodders (2003). "SOLAR SYSTEM ABUNDANCES AND CONDENSATION TEMPERATURES OF THE ELEMENTS". The Astrophysical Journal 591: 1220–1247.

  3. 中性水素（ＨＩ）ガス • 銀河系円盤の主要部分を占めるＨＩガス雲の分布は、水素原子自身の放つ波長21cmの電波輝線の観測によって調べられました。 • ＨＩ 21cm線の起源： • 陽子と電子のスピンの向きが並行か、反並行か、でほんのわずかに束縛エネルギーに差が出ます（反並行の方がエネルギーが低い） • HIガスの柱密度[ １cm2あたりの水素原子の数] がHI 21cm線の観測で得られる輝度温度TBから求められます： • [cm-2] (7.15) • TB=TStn , TS (スピン温度）はほぼガスの温度と一致、場所に依らず一定とした。 • 　　　　　　　　　　　　　　　　　　　：光学的厚み

  4. 我々の銀河系のＨＩガスの分布 • 銀河円盤の回転則を使って各速度成分の太陽からの距離を割り出し、2次元的な分布図を作ることができます。

  5. 分子雲 • 低温高密度の星間ガスは分子状態。 • 水素分子は電気双極子モーメントをもたないので、電磁波を出しにくい。 • 一方一酸化炭素分子は、大きな電気双極子モーメントを持つ直線状分子。 • 回転エネルギー準位： • 従ってJ+1  Jへの遷移に伴って

  6. 小暮智一「星間物理学」（ごとう書房）

  7. ＨＩＩ領域 • 若い大質量星（や白色矮星）の紫外線によって、水素原子が電離したような領域。 • ガスの加熱は、電離した光電子の余剰運動エネルギー。一方、冷却は、金属イオンからの禁制線（光学的に薄いのでガスを効率的に冷やすことができます）。

  8. 禁制線の例

  9. Spinoglio and Malkan 1992

  10. 代表的な赤外禁制線

  11. HII領域における加熱・冷却率 小暮智一「星間物理学」（ごとう書房）

  12. ＯｒｉｏｎＮｅｂｕｌａ

  13. オリオン分子雲 左：　近赤外線（２ＭＡSS），生まれた星の分布、ＨＩＩ領域 右：　野辺山45m電波望遠鏡によって取得された一酸化炭素分子のイメージ。 （国立天文台）

  14. 光解離領域Photodissociation Region

  15. Orion Bar 電離源 赤：COJ=1-0 黄：H2 1-0 S(1) 青:3.3um PAH

  16. 第７回の問題 • 問7-1. HI 21cm電波輝線の輝度温度から、HIの柱密度を求める式(7.15)の定数に数値を入れて、右辺 　　　　　　　　 になることを示せ。 • 問7-2. HI 21cm電波輝線の速度分布に関する平均的な光学的厚みを t0とした時、(7.15)は のように書ける（Dv: 速度幅、kms-1)。今TS=100K、Dv=100kms-1とした場合、光学的厚みが１となるHI柱密度 N(HI)を求めよ。その柱密度を超えるようなHIガス雲からの21cm電波輝線の強さ（輝度温度）はどうなると考えられるか？

More Related