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銀河間ダストの起源： 存在量の上限とその特質解明への道

MNRAS, submitted (astro-ph/0310401). 銀河間ダストの起源： 存在量の上限とその特質解明への道. 井上　昭雄 （京都大学理学部物理学第二教室） & 釜谷　秀幸 （京都大学理学部宇宙物理学教室）. [O/H]~-2.2 ー -1.3 for logN HI =13.2 ー 14.2 (Telfer et al.2002). z=3. [cm -2 ]. 9.6 Mpc. Dusty Universe?. 宇宙の星形成史 宇宙の重元素量進化史. 重元素の約半分は IGM にある？.

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銀河間ダストの起源： 存在量の上限とその特質解明への道

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Presentation Transcript

  1. MNRAS, submitted (astro-ph/0310401) 銀河間ダストの起源：存在量の上限とその特質解明への道 井上　昭雄 （京都大学理学部物理学第二教室） & 釜谷　秀幸 （京都大学理学部宇宙物理学教室）

  2. [O/H]~-2.2ー-1.3 for logNHI=13.2ー14.2 (Telfer et al.2002) z=3 [cm-2] 9.6 Mpc

  3. Dusty Universe? 宇宙の星形成史 宇宙の重元素量進化史 重元素の約半分はIGMにある？ H0=70 km/s/Mpc, WM=0.3, WL=0.7 太陽の100分の1程度の重元素が銀河間空間に存在する 重元素があれば塵（ダスト）もある？？？ （銀河系のダスト・金属比は約０．５）

  4. 銀河間ダスト!? • 背景光源からの光を吸収・散乱する！ • 遠方天体の光度、その他物理量を誤る！！ 銀河間ダストの量を知りたい！ 少なくとも、減光量が無視できるかどうかを知りたい！！

  5. 本研究の概念図 宇宙の星形成史 宇宙の金属量進化史 制限 銀河間ガスの熱史 遠方SNeの観測 銀河から銀河間空間へのダスト輸送メカニズム

  6. 銀河間ガスの熱史の利用 Inoue & Kamaya 2003, MN, 341, L7 Inoue & Kamaya 2003, MN, submitted ダスト光電効果を 考慮した銀河間ガス の理論的熱史 銀河間ガスの 観測的熱史 比較 銀河間ダスト量への制限 (ダストのサイズに依存) Nath et al.(1999): 銀河間空間でのダスト光電加熱の重要性を指摘

  7. 光電子の放出率は 塵粒子の静電ポテ ンシャルに依存 e- dust “hot” photo-electron hnUV e- e- e- W: 仕事関数 U: 塵粒子の静電ポテンシャル e- ダスト光電効果 基本的にphotoionization heatingと同じメカニズム。ただし、 ダストの方がhigh energy photonに対するcross sectionが大きい

  8. Grain electric potential 青線： critical potential of dust destruction by ion field emission (Draine & Hao 2002) spectral index

  9. ダスト加熱　ｖｓ　水素光電離加熱 ダスト・ガス比： 銀河系の約１００分の１ ダスト加熱： 背景放射強度に正の相関 ガス密度に負の相関 ガス温度の依存性弱い 粒子サイズに負の相関

  10. IGM temperature evolution ダスト光電加熱 IGM temperature at an ideal fluid element with IGM mean density: number ratio of gaseous particle to baryon particle gaseous species: HI, HII, HeI, HeII, HeIII, electron abundance: non-equilibrium rate equations initial condition: T=25,000 K at z=3.4 cosmology: H0=70 km/s/Mpc, WM=0.3, WL=0.7, Wb=0.04, and Y=0.24

  11. Example thermal histories IGMダスト多い 観測値：ライマンα雲の線幅から推定 （Schaye et al. 2000) 線幅分布の最小値は純粋に熱運動によるものと仮定して推定 IGMダストなし

  12. Constraint from thermal history 赤：熱史；　青：SNe　（high SFH） c < 0.1 for grain size < 0.1mm

  13. Upper limits of IG dust c=0.1 case ダスト密度の上限：z=0で10-34g/cm3、z>1で10-33g/cm3 ダスト・ガス比の上限：z=3で銀河系の100分の1

  14. Maximum IG extinction AB < 0.2 mag for z < 1 AB < 1.0 mag for z > 1

  15. Maximum IG reddening 粒子サイズ 0.1mm以下 100A 0.1mm以下 0.1mm 10A 1mm 0.1mm以上 0.1mm以上 E(B-V)~0.1magを検出すればダストサイズは１００A以下 E(B-V) vs redshift図にへこみがあれば小さいgraphite

  16. graphite 2175 A feature

  17. Implication of c<0.1 ZIGM/Z~0.5 (Aguirre 1999), (D/Z)IGM<0.2 (D/Z)MW~0.5 銀河間空間のダスト・金属比は銀河系に比べて小さい？

  18. Summary • 銀河間空間ではダスト光電加熱が効果的 • 粒子サイズが0.1mm以下なら銀河間ダスト量は宇宙全体の金属量の１０％以下 • 銀河間空間のダスト・金属比は銀河系より小さいかもしれない • 銀河間ダスト密度はｚ＝０で10-34g/cm3、 ｚ＞１では10-33g/cm3 • 銀河間ダスト減光量（Bバンド）はz<1の天体について0.2mag以下、z>1については１mag減光もありうる • E(B-V)を調べれば銀河間ダストのサイズ、組成がわかるかもしれない

  19. Total photoelectric heating rate spectral index: -1 J912A=5x10-22 [erg s-1 cm-2 sr-1 Hz-1] D=1/100 [Galactic value] T=104 [K] red： 10 A dust blue： 300 A dust green： HI photo- ionization Dust heating is efficient in low density part. ∝n1.3 ∝n2

  20. Grain charging processes equilibrium grain charge: collisional charging rate: photoelectric charging rate: charging time-scale: ~10—100 yrs grain properties: Draine & Lee model photoelectric yield: Weingartner & Draine (2001) Zd

  21. Photoelectric yield neutral charge Weingartner & Draine (2001) 光電子放出確率 入射光子のエネルギー

  22. Photoelectric heating rate heating rate per a grain: mean kinetic energy of photoelectrons: f(E) is assumed to be a parabolic function (Weingartner & Draine 2001).

  23. Total photoelectric heating rate Total photoelectric heating rate: grain mass: Gpe∝Da-0.5 g(a)∝a2.5 Total photoelectric heating becomes efficient as grain is smaller.

  24. ダスト光電加熱 • 低密度 • 高エネルギー、高強度の輻射 の下で効果的になる 銀河間空間ではダスト光電効果が効果的である可能性

  25. Heating/cooling processes • photoionization heating • recombination cooling • collisional ionization/excitation heating/cooling • Compton cooling/heating • dust photoelectric heating • dust electron capture cooling • adiabatic cooling by Hubble expansion

  26. UV background radiation From QSO proximity effect: a=-1 data from Scott et al.(2002)

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