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第９回 星間物質その２（星間塵）

第９回 星間物質その２（星間塵）. 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）. 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

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第９回 星間物質その２（星間塵）

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Presentation Transcript

  1. 第９回星間物質その２（星間塵） 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. 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

  3. 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

  4. Ｄ Ｆ＝Ｌ / （４ p Ｄ２） ｍ＝Ｍ＋５ｌｏｇ（Ｄ/１０ｐｃ） Ｄ Ｆ＝Ｌ ｅｘｐ（－t）/ （４pＤ２） ｍ＝Ｍ＋５ｌｏｇ（Ｄ/１０ｐｃ）＋Ａ Ａ＝２．５（ｌｏｇｅ） t ＝１.０８６ t t 星間減光 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。 「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

  5. Log(Ａｖ/Ａλ) 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 0 星間吸収曲線 -1 -2 -3 -1 0 1 log(λ) 2

  6. 紫外～可視光での減光曲線Calzetti et al. 1994 MW：天の川銀河 LMC：大マゼラン雲 SMC：小マゼラン雲

  7. 減光係数の計算例（Ｍｉｅ散乱・吸収）

  8. 非常に小さい塵からの赤外線放射 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0.001m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(=1.2～0.12m)。 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0.001mの塵の場合h=10eVに対して T= h/CH=10/0.01=1000 [K] !! 半径0.03m以下の塵についてはこの効果が顕著に見られる。

  9. 星形成の活発な銀河の中間赤外スペクトル 赤外未同定（PAH？）バンド ISOの15μmバンド ISOの7μmバンド フラックスの対数 ホットダスト （～200K) 5 10 15 20 波長〔ミクロン〕

  10. 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 ベンゼン環 Draine & Li 2006

  11. 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： graphite Dotted：　silicate Dashed： PAH Solid： total (Dwek et al.1997 & Takagi et al.2003)

  12. 第９回の問題 問9. 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？

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