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Damped Ly a Clouds ダスト・水素分子

Damped Ly a Clouds ダスト・水素分子. 平下 博之 (H. Hirashita). 発表内容. DLA (Damped Ly a Clouds) とは 水素分子とダスト DLA の水素分子・ダストの観測 DLA の星形成活動 学会発表の予告編. 1. Damped Ly a Cloud (DLA) とは. QSO 吸収線系. Murray 2002. 1216(1+ z DLA ) A. 1216(1+ z QSO ) A. 大きな H I 柱密度 ( ) を持つものを DLA と呼ぶ。.

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Damped Ly a Clouds ダスト・水素分子

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Presentation Transcript

  1. Damped Lya Cloudsダスト・水素分子 平下 博之 (H. Hirashita)

  2. 発表内容 • DLA (Damped Lya Clouds)とは • 水素分子とダスト • DLAの水素分子・ダストの観測 • DLAの星形成活動 • 学会発表の予告編

  3. 1. Damped Lya Cloud (DLA)とは QSO吸収線系 Murray 2002 1216(1+zDLA) A 1216(1+zQSO) A

  4. 大きなH I柱密度( )を持つものをDLA と呼ぶ。 Lya雲 Lya absorbing clouds QSO “Damped” Lya cloud zQSO zDLA

  5. なぜDLA: その１ • Redshift ~ 3にあるH Iの多くを含む Péroux et al. (2004)

  6. なぜDLA: その２ • 大銀河の祖先？ 観測 渦巻銀河: Briggs et al. (2001) 矮小銀河、不規則銀河、LSB、渦巻銀河：Rao et al (2003) 銀河風で掃き集められたガスの塊：Schaye (2001) 理論 渦巻銀河: Prochaska & Wolfe (1998) Building blocks：Haehnelt et al. (2000) 色々な種族の寄せ集めサンプル： Cen et al. (2002)

  7. なぜDLA: その３ • 明るい連続光を背景にしているので、色々な元素の吸収が見える。 Wolfe et al. (2003)

  8. 2. 水素分子とダスト • 水素分子 (H2) • 宇宙に存在する分子で最も多い。 • 星形成領域をトレースする。 • ダスト • 表面でH2形成を起こす。 • 紫外線を吸収し、遠赤外線を放射する。 • H2解離光子を吸収し、H2形成を助ける。

  9. 水素分子形成 Dipole momentがない ⇒ H + H → H2は禁止 ⇒ 触媒が必要 ガス中での形成 H + e - → H – H - + H → H2 + e – ダスト表面上での形成 H + H + grain → H2 + grain

  10. 水素分子の破壊 光解離 Hollenbach & Tielens (1999)

  11. 光解離からの「保護」 自己遮蔽 ダストによる遮蔽 Dissociation (shielded/unshielded) s(1000 A) = 2.6×10–21 cm2 per H i.e., tdust = 1 for NH = 3.8×1020 cm-2 in the Galactic ISM Draine & Bertoldi (1996) 大雑把にfH2 > 3×10–7では 自己遮蔽が重要 N(H2) = 1014 cm–2

  12. 3. DLAの水素分子・ダストの観測 水素分子の吸収線 Ledoux et al. (2002)

  13. ダストの存在 Depletion (太陽組成比に対する「欠乏」) 太陽組成比 Ledoux et al. (2002)

  14. 大きな分散 最新サンプル Dust-to-gas ratio: D = 10[X/H](1 – 10[Fe/X]) Ledoux et al. (2003) ダストと分子の量に相関がある。 H2が検出されていない。 ⇒分子雲がない?? log (molecular fraction) log (molecular fraction) metal depletion log (dust/gas)

  15. 理論モデル Hirashita et al. (2003) ◆ 非一様性の大きなH2分布 H2 rich regions Dust poor Dust rich UV background UV background H2を検出する確率が小さい。 H2を検出する確率が大きい。 (molecular fractionの分散は大)

  16. H2空間分布のシミュレーション 50 pc i21 = 0.1 D = 0.1Dsun H2 rich regionsは小さな塊状に存在する。 　→ H2を検出する確率に影響する。

  17. 4. DLAの星形成活動 疑問：「塊」は更に収縮して星を形成するか？ 方法論：DLAの星形成率(dM*/dt)を見積もる方法の確立。 しばしば、系に含まれる大質量星の質量を見積 もり、「最近」どれくらい星を作ったか(∝星形成率) を評価する。例：UV光度、Ha光度、遠赤外光度 しかし、DLAに対して光度を測定するのは困難。

  18. 「影」による星形成率の測定 Wolfe et al. (2003) Coolingの指標: N(C II*) (輻射冷却) Heatingの指標: D (光電加熱) 問題： どのような紫外輻射場を与えれば、熱平衡 Cooling = Heating の下で観測されるC IIの励起状態が説明できるか？ UV radiation field (⇔ 単位面積あたりの星形成率)

  19. DLAの星形成率 Wolfe et al. (2003)

  20. 5. 学会発表の予告編 • 水素分子の解離率を水素分子含有率から評価し、紫外輻射場を見積もる。 • この紫外輻射場が、[C II]強度から得られる輻射場と一致するかどうかを見る。 • 紫外輻射場から、星形成率を評価し、我々のシミュレーションで得られるものと一致するかどうかを見る。 • DLAの統計的な星形成率を出し、赤外背景輻射への寄与を調べる。

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