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銀河円盤輻射輸送と 実効的ダスト減光曲線、 および、電離背景放射

銀河円盤輻射輸送と 実効的ダスト減光曲線、 および、電離背景放射. 井上昭雄（大阪産業大学）. ２００９年２月２５日　北大　「宇宙の構造形成と物質進化」. 銀河円盤輻射輸送と実効的ダスト減光曲線. ダスト減光：　ダスト粒子の性質も教えてくれるが、多くの天文学者にとっては邪魔物 ダスト減光を補正して銀河の真のスペクトルを知りたい！ 銀河は一般に個別の恒星に分解できない 銀河系などの「ダスト減光曲線 (extinction law) 」は恒星と観測者の間のスクリーン 銀河内の恒星、ダスト分布や散乱を考慮した「実効的ダスト減光曲線 (attenuation law) 」が必要

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銀河円盤輻射輸送と 実効的ダスト減光曲線、 および、電離背景放射

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  1. 銀河円盤輻射輸送と実効的ダスト減光曲線、および、電離背景放射銀河円盤輻射輸送と実効的ダスト減光曲線、および、電離背景放射 井上昭雄（大阪産業大学） ２００９年２月２５日　北大　「宇宙の構造形成と物質進化」

  2. 銀河円盤輻射輸送と実効的ダスト減光曲線 • ダスト減光：　ダスト粒子の性質も教えてくれるが、多くの天文学者にとっては邪魔物 • ダスト減光を補正して銀河の真のスペクトルを知りたい！ • 銀河は一般に個別の恒星に分解できない • 銀河系などの「ダスト減光曲線(extinction law)」は恒星と観測者の間のスクリーン • 銀河内の恒星、ダスト分布や散乱を考慮した「実効的ダスト減光曲線(attenuation law)」が必要 • 銀河円盤での輻射輸送問題を解いて「実効的ダスト減光曲線」をモデル化 • ＧＡＬＥＸによる近傍円盤銀河の紫外線観測結果と比較 • 「実効的減光曲線」の形を決める物理は？

  3. 輻射輸送方程式 s I 輻射平衡や散乱がある 場合は反復解法が必要

  4. 輻射輸送方程式の反復解法（１） • Λ-iteration method • S→I→S→I→… • S(n+1)=Λ[S(n)]という形式：”Λ-operator” • 光学的厚みの大きいところで収束が非常に遅い • Accelerated Λ-iteration (ALI) method • 行列反転し易い形の近似的なΛ-operator, Λ*を用いて S(n+1)=Λ*[S(n+1)]+(Λ－Λ*)[S(n)] とすると収束が劇的に加速される • Λ*の与え方にはいろいろ流派がある • さらなる収束加速手法 • Ng法: 過去数回の線系結合により収束先を予測

  5. 輻射輸送方程式の反復解法（２） • variable Eddington factor (tensor) method • I→J(E)（０次）、H(F)（１次）、K(P)（２次）モーメントをとる • f=K/Jでclose • f=1/3とするとEddington近似 • 形式解をray-traceして得たIから直接fを与えるとVEF(T)法 • モーメント方程式系の積分と形式解ray-traceを交互に行なう • 収束は非常に早い

  6. 銀河円盤の輻射輸送 • 平均的な光学的厚みは＜１０なのでΛ-iterationで十分 • ただし、解像度を上げて見ると？ • ＵＬＩＲＧ的なものは？ • ダスト放射も含めるためには輻射平衡計算が必要 • ダスト減光曲線（紫外・可視・近赤）を出すには輻射平衡計算不要、ただし散乱は重要

  7. ｚ 観測者 ｉ 古い星のスケールハイト ダスト・ガス円盤のスケールハイト 若い星のスケールハイト Ｉｎｏｕｅ　２００５，　Ｉｎｏｕｅ　ｅｔ　ａｌ．２００６ 銀河円盤輻射輸送計算 • 空間１次元平行平板＋メガグレイン近似 • L-iteration＋Ｎｇ－ａｃｃｅｌｅｒａｔｉｏｎ • 多相星間ガスモデルによりクランピー媒質をモデル化 • 星の年齢に応じたスケールハイト（３成分） • 若い星　＜　ダスト・ガス　＜　古い星 • もっとも若い星は分子雲（クランプ）内に存在 • 近傍銀河のさまざまな物理量のかなり広い範囲を調査

  8. grain absorption absorption grain scattering scattering mega-grain メガグレイン近似 Ｉｎｏｕｅ　２００５，Ｉｎｏｕｅ　ｅｔ　ａｌ．２００６ Neufeld (1991) Hobson & Padman (1993) Városi & Dwek (1999) • 輻射輸送の観点からは、両者は等価である • extinction Q-parameter: Qgrain→ Qmega-grain • scattering albedo: wgrain→ wmega-grain • asymmetry parameter: ggrain→ gmega-grain • Városi & Dwek (1999)の定式化を採用

  9. クランピー媒質の物理モデル Ｉｎｏｕｅ　２００５，Ｉｎｏｕｅ　ｅｔ　ａｌ．２００６ 冷却卓越 平均圧力 熱的安定な２相： • 多相星間ガスモデル • 星間ガスのエネルギー・化学・圧力平衡を仮定 • 平均星間ガス圧力 → クランプと媒質の密度　（密度コントラスト） • 平均ガス密度 → クランプ体積占有率 • 自己重力的なクランプを仮定 • クランプサイズ　　　　ジーンズ長 赤：warm neutral medium p/kn 青：cold neutral medium p/kn0.7 (depends on cooling/heating function) 加熱卓越 緑: energy balance points by Wolfire et al.(2003) 平均密度

  10. 年齢依存減光 Ｉｎｏｕｅ　２００５，Ｉｎｏｕｅ　ｅｔ　ａｌ．２００６ • 銀河系の恒星年齢－スケールハイトの相関 • 若い恒星（年齢＜３００Ｍｙｒ）：５０ｐｃ • ＨＩガス（およびダスト）：１５０ｐｃ • 古い恒星（年齢＞３００Ｍｙｒ）：３００ｐｃ • 恒星はすべからく分子雲内で生まれる • もっとも若い恒星（年齢＜１０Ｍｙｒ）は分子雲（クランプ）内に埋まっている • ｅｍｉｓｓｉｖｉｔｙにローカルな強い減光を与えることで実装 • 銀河スペクトルの各波長を担う恒星の年齢が異なる • 恒星種族iの光度割合fiλ、円盤の透過率Tiλとすると 実効的透過率：Tλ=ΣfiλTiλ

  11. Ｉｎｏｕｅ　２００５ 年齢依存減光の例（２種族系の場合） • 若い星種族（年齢＜ty）はクランプ(i.e., birth clouds)内に分布する。 → 年齢依存減光 • 若い星種族のluminosity fractionは波長に依存する。 thick: constant SFR, thin: exponential SFR

  12. 年齢依存減光の例（２種族系の場合） Ｉｎｏｕｅ　２００５ • 赤実線：非一様ＩＳＭ、 一様光源→古い星 • 青実線：非一様ＩＳＭ、 非一様光源（クランプへの埋め込み）→若い星 • 緑実線：赤実線と青実線の合成 • 黒点線：一様なスクリーン(extinction law) • 黒実線：一様なＩＳＭ • 年齢依存減光: • UVは埋め込まれた若い星種族 • NIRはdiffuseな古い星種族 • ↓ • ＵＶに向かって透過率の急激な下降 • →「赤い」スペクトル

  13. 散乱の効果 短波長で小さいアルベド： ＦＵＶを吸収しやすい →　赤くなる ただし、測定値の分散大 Ｄｒａｉｎｅ　（２００３）

  14. 実効的ダスト減光曲線（近傍円盤銀河用） Ｉｎｏｕｅ　ｅｔ　ａｌ．２００６ • ＦＵＶ減光量の関数としてきれいに多項式フィットできる 銀河の進化にともない実効的ダスト減光曲線も進化するかもしれない

  15. ２１７５Å バンプ ＦＵＶ ＮＵＶ ＧＡＬＥＸ紫外線観測との比較 可視光で規格化した減光量 １／波長（ミクロン）

  16. ＧＡＬＥＸ紫外線観測との比較 Ｉｎｏｕｅ　ｅｔ　ａｌ．２００６ 実線：減光曲線 破線：Ｃａｌｚｅｔｔｉ　ｌａｗ 緑：Ｉｎｏｕｅ　ｅｔ　ａｌ．‘０６ ２１７５Åバンプに打ち勝って「赤い」紫外線を再現

  17. ＬＭＣ平均には 顕著なバンプ有 仮定したダストモデル • Ｄｒａｉｎｅ　２００３ 赤：銀河系，緑：ＬＭＣ平均，青：ＬＭＣ２，ピンク：ＳＭＣ

  18. 「赤い」紫外線を生み出すのは？ Ｉｎｏｕｅ　ｅｔ　ａｌ．２００６ • 散乱（短波長ほどアルベド小さい場合） • 恒星年齢依存減光 • クランピー媒質：グレイ化 • 実効的ダスト減光曲線の進化？ • ダストの種類、サイズ分布による散乱係数の変化 • 年齢依存減光→星形成史の影響 • 年齢依存減光→年齢依存スケールハイト？

  19. 電離背景放射 • 宇宙再電離、銀河形成抑制？など影響大 • ｚ＜３程度ではＱＳＯによる寄与 • ｚ＞４程度では銀河による寄与？ • 銀河の電離光子放射率は？脱出率は？ • 電離光子直接観測により解決したい • ライマンαエミッターが非常に面白そう • 銀河間ダストによる光電加熱率？

  20. Inoue, Iwata, Deharveng (2006) 電離背景放射

  21. C49 D3-ap1 Shapley et al. composite(14) Grimes et al. Haro11(re.) Siana et al. stack (21) (11) Inoue, Iwata, Deharveng (2006) 脱出率の進化？ UVB data red: Scott+02 green: Bolton+05 blue: Fan+06 open symbols: high UV emissivity case An average IGM correction is applied.

  22. １７．０ｃｍ ２０．５ｃｍ 電離光子観測用特製フィルター Ｉｗａｔａ，　Ｉｎｏｕｅ，　ｅｔ　ａｌ．２００９ • すばる望遠鏡主焦点カメラ専用 • 大阪産業大学産業研究所の資金援助

  23. すばる望遠鏡による観測 Ｉｗａｔａ，　Ｉｎｏｕｅ，　ｅｔ　ａｌ．２００９ • すばる望遠鏡主焦点カメラ＋特製フィルター • 観測対象銀河：１０００個以上！ • ２００７年９月９日から１３日（５夜） • 山麓施設からのリモート観測

  24. 初期成果 Ｉｗａｔａ，　Ｉｎｏｕｅ，　ｅｔ　ａｌ．２００９ • １９８個の分光ｚのある銀河 • Steidelカタログ：４４個 • U-dropLBGｓ　by　香西君＠東北大：２９個 • LAEs　＆　LABsby　松田君＠天文台：１２５個 • 既知のAGN/QSOは除いてある • １７個をNB359で＞３σ検出 • LBGs：７個／７３個 • LAEs：１０個／１２５個

  25. Ｉｗａｔａ，　Ｉｎｏｕｅ，　ｅｔ　ａｌ．２００９Ｉｗａｔａ，　Ｉｎｏｕｅ，　ｅｔ　ａｌ．２００９

  26. Ｉｗａｔａ，　Ｉｎｏｕｅ，　ｅｔ　ａｌ．２００９Ｉｗａｔａ，　Ｉｎｏｕｅ，　ｅｔ　ａｌ．２００９

  27. Ｉｗａｔａ，　Ｉｎｏｕｅ，　ｅｔ　ａｌ．２００９Ｉｗａｔａ，　Ｉｎｏｕｅ，　ｅｔ　ａｌ．２００９

  28. SOME LAES AS AN “IONIZER” • ＦＬＣ／ＦＵＶ＞１のライマンαエミッターがある！ • 零年主系列星でも説明できない？ • 分光スペクトルにはＡＧＮの兆候はないが？ • 金属輝線の無いＡＧＮもいる（Ｆａｎ　ｅｔ　ａｌ．１９９９，Ｈａｌｌ　ｅｔ　ａｌ．２００３）

  29. そもそもＬＡＥとは？ • ｚ＞３で見つかっているライマンα輝線銀河 • ＬＢＧより恒星質量が小さい、若い、ダストが少ない • 観測的な光度関数はｚ＝３－６まで変化ない • ＩＧＭ吸収補正するとｈｉｇｈ－ｚほど個数あるいは光度増える（Ｏｕｃｈｉ　ｅｔ　ａｌ．２００８）？ • ｚ＞６では急に個数あるいは光度が減る→再電離期 • 最近、ｚ＝２　ＬＡＥへの展開の兆し • ダスト多め、ＡＧＮ多め？（Ｎｉｌｓｓｏｎ　ｅｔ　ａｌ．２００９） • ＦＭＯＳによる近赤分光のターゲット（ＯＩＩ，ＯＩＩＩ，Ｈβ，Ｈα） • ＬＡＥの進化とダスト、ＡＧＮの関係も興味深い

  30. Ｉｎｏｕｅ　＆　Ｋａｍａｙａ　２００３，２００４，２００９Ｉｎｏｕｅ　＆　Ｋａｍａｙａ　２００３，２００４，２００９ 銀河間ダスト光電効果加熱 • 紫外線－Ｘ線背景放射がダスト粒子に当たると光電子が出る→ガスの加熱 0.1 micron, neutral grain Ｗｅｉｎｇａｒｔｎｅｒ　ｅｔ　ａｌ．２００６ old new old new Yield auger auger primary primary secondary secondary Absorbed photon energy [eV]

  31. Ｉｎｏｕｅ　＆　Ｋａｍａｙａ　２００９ 銀河間ダスト光電効果加熱率 ダストガス比：銀河系の１％、ＭＲＮサイズ分布 ガス温度：１０，０００Ｋ、ＵＶ－Ｘ線背景放射 old Y model old Y model new Y model new Y model Heating rate [erg s-1 cm-3] HI HI HeII HeII Gas number density [cm-3] 31

  32. Ｉｎｏｕｅ　＆　Ｋａｍａｙａ　２００９ ダストサイズの影響 ＭＲＮ 黒太線 ＞0.1ミクロン ピンク 超新星ダスト （破壊なし） 赤 超新星ダスト （破壊あり） 緑 ＜２５０Ａ 黒細線

  33. Ｉｎｏｕｅ　＆　Ｋａｍａｙａ　２００９ 銀河間ダスト光電効果加熱率レシピ グラファイトとシリケイトを５０％ずつ混ぜた ＭＲＮサイズ分布の場合

  34. Ｉｎｏｕｅ　＆　Ｋａｍａｙａ　２００９ 銀河間ダスト加熱：再電離期では？ log J nonionizing UV background X-ray background log E 13.6 eV 300 eV temperature doubling time-scale

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