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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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  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. 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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