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銀河系と近傍銀河に共通する 遠赤外輻射の特徴

銀河系と近傍銀河に共通する 遠赤外輻射の特徴. 平下 博之 ( 筑波大学 ) 日比 康詞 ( 国立天文台 ) 芝井 広、川田 光伸、大坪 貴文 ( 名古屋大学 ) 土井 靖生 ( 東京大学 ). 内容. 銀河の遠赤外輻射を理解する意義 銀河系の遠赤外輻射の特徴 遠赤外 SED モデルによる解析 「あかり」への展望 まとめ. 1. 銀河の遠赤外輻射を理解する意義. COBE 140 m m ( 星間塵：ダスト ). 可視光で見る天の川（主に星）. 系外銀河 M33. FIR (70 m m): dust. Hinz et al. (2004).

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銀河系と近傍銀河に共通する 遠赤外輻射の特徴

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  1. 銀河系と近傍銀河に共通する遠赤外輻射の特徴銀河系と近傍銀河に共通する遠赤外輻射の特徴 平下 博之 (筑波大学) 日比 康詞 (国立天文台) 芝井 広、川田 光伸、大坪 貴文 (名古屋大学) 土井 靖生(東京大学)

  2. 内容 • 銀河の遠赤外輻射を理解する意義 • 銀河系の遠赤外輻射の特徴 • 遠赤外SEDモデルによる解析 • 「あかり」への展望 • まとめ

  3. 1. 銀河の遠赤外輻射を理解する意義 COBE 140 mm (星間塵：ダスト) 可視光で見る天の川（主に星）

  4. 系外銀河 M33 FIR (70 mm): dust Hinz et al. (2004) Optical (B-band): stars 銀河の遠赤外光度は、可視光度に匹敵する。

  5. Radiative Processes (l = 0.1 – 3 mm) UV, opt, NIR extinction (l = 10 – 1000 mm) MIR, FIR, sub-mm reemission Dust grain a < 1 mm T ~ 10 – 1000 K Si化合物、Cなどから なると考えられている。 (銀河系では、重元素の半分はダスト)

  6. ダストの遠赤外輻射特性を知ることが、宇宙の重元素固体物質量を評価するときに必須。ダストの遠赤外輻射特性を知ることが、宇宙の重元素固体物質量を評価するときに必須。 ダスト質量の評価 単位質量当たりの光度 Mdust～ Ln / knBn(Tdust) 遠赤外光度やダスト温度をいくら精度良く決めても、 遠赤外吸収係数(物質に依存)が分からなければ、ダスト質量は分からない。

  7. Excess by very small grains (VSGs) ← stochastic heating Large grains (LGs) in radiative equilibrium with the interstellar radiation field 2. 銀河系の遠赤外輻射の特徴 140 mm Intensity FIR Wavelength (mm) Désert et al. (1990) The FIR SED can be used to constrain the emission properties of dust grains ranging from VSGs to LGs.

  8. sub-correlation Strong data concentration along this relation: main correlation FIR Color Relation of the Galactic Plane 各点：DIRBEの各ピクセル(視線方向) Hibi et al. (2006) DIRBE/ZSMA data at l = 60, 100, and 140 mm ⇒Pixels with I(60 mm) > 3MJy/sr are used to avoid the uncertainty caused by the zodiacal emission. 60 mm – 100 mm color Galactic Plane |b| < 5° 140 mm – 100 mm color

  9. Common Correlation between the Galaxy and the Magellanic Clouds Hibi et al. (2006) “Sub-correlation” LMC/SMC data ⇒主相関の延長上にある ⇒銀河系と共通する遠赤外輻射特性を示唆 Contours: Distribution of the Galactic plane data “Main correlation”

  10. Main correlation 近傍系外銀河も主相関に従う Hibi et al. (2006) Observational sample from Nagata et al. (2002): IRAS, KAO, and ISO data are used. Dust temperature derived from l > 100 mm The main correlation also reproduces the FIR colors of nearby galaxies! (⇒The FIR color is universal!?)

  11. Contours: Data toward the Galactic center ｢主相関」の性質 • Longitude (l) dependence The main correlation is almost independent of l. ⇒ The main correlation is robust against the change of environment in the Galaxy. Contours: Data toward the anti-center The data shift along the main correlation. Mean dust temperature T ~ 18 K (toward the Galactic center) T ~ 16 K (toward the anti-center), which reflect the difference in the radiation field intensity.

  12. (2) Galactic latitude (b) Contours: Data of the Galactic plane |b| < 5° The correlation is robust against the change of b. 主相関：高銀緯でも見られる⇒星形成領域などに起因する輻射場の局所的非一様性の影響が少ない。 副相関：高銀緯には見られない⇒銀河面に特有の輻射場の強い領域の影響を示唆 Contours: Data of high Galactic latitudes |b| > 5°

  13. 電波強度との相関 電波強度が弱い視線方向 電波強度が強い視線方向 I(10 GHz) > 0.5 K I(10 GHz) < 0.5 K 副相関は輻射場の強い領域に付随するという描像と矛盾しない Hibi et al. (2006)

  14. 3. 遠赤外SEDモデルによる解析 Li & Draine (2001) Temperature distribution function of each grain size: dP/dT Inputs: ＊Grain properties (heat capacity, absorption coefficients) ＊Interstellar radiation field Grain size distribution n(a)∝ a–3.5 Output: FIR SED of dust ダストサイズが大きくなるほど温度平衡に近くなる。

  15. Silicate from Draine & Lee (1984) Graphite from Draine & Lee (1984) Results c: Radiation field intensity normalized to the solar vicinity value c = 10 c = 10 c = 3 c = 0.3 Draine & Lee (1984)の「標準的な」ダストの遠赤外吸収係数は銀河系の観測を再現できない！ c = 3 c = 1 c = 1 c = 0.3

  16. b = 1 b = 1.5 c = 10 c = 3 c = 0.3 c = 1 • 吸収断面積 • sl ≡ pa2Ql • Ql ∝ l-b(l > 100 mm) • [Emission∝QlBl(T)] • is called emissivity index. For l < 100 mm, we adopt the optical constants of graphite in Draine & Lee (1984). Dependence on the FIR emissivity index b ~ 1 is consistent with the observed colors. cf. b ~ 2 for Draine & Lee (1984).

  17. b ~ 1の物質はあるか？ MgO・2SiO2 (amorphous)b = 1.2 (Agladze et al. 1996) EmissivityはDraine & Lee (1984)の値の11倍 （もしこの物質が星間ダストを担っているとすると、 これまで遠赤外線から求められていたダスト質量は 過大評価） ←アモルファス内のポテンシャルの乱れが原因？ (Meny et al. 2007)

  18. 副相関 A minor correlation: sub-correlation • = 1 contaminated • by 10% c = 10 The sub-correlation is explained if a region with high radiation field is contaminated in the line of sight. • = 1 contaminated • by 10% c = 3 c = 1 銀河系の星形成率から 予想される星形成領域 近傍を見込む確率とも 整合的。

  19. 4. 「あかり」への展望 Doi et al. (2007)：LMC「あかり」65, 90, 140 mm • COBEより空間分解能良く • Spitzerにない多くの遠赤外バンドで • マゼラン雲のface-on geometryを生かした • 観測ができる。 • ⇒解析中

  20. 5. まとめ • Observational Analysis (Hibi et al. 2006) • A common correlation between 60 mm – 100 mm color and 140 mm – 100 mm color is found for the Milky Way, the LMC, and the SMC. • This “main correlation” also explains the FIR colors of nearby galaxies, which suggests a universal nature of the FIR SEDs of nearby galaxies. • Theoretical Analysis (Hirashita et al. 2007) • The grain emissivities often assumed (Q ∝ l–2) are not successful in reproducing the main correlation. • Our results strongly suggest that the FIR emissivity index is ~ 1 (Q ∝ l–1).

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