slide1 n.
Download
Skip this Video
Loading SlideShow in 5 Seconds..
星間物理学 講義1: 銀河系の星間空間の世界 太陽系近傍から銀河系全体への概観 星間 PowerPoint Presentation
Download Presentation
星間物理学 講義1: 銀河系の星間空間の世界 太陽系近傍から銀河系全体への概観 星間

Loading in 2 Seconds...

play fullscreen
1 / 21

星間物理学 講義1: 銀河系の星間空間の世界 太陽系近傍から銀河系全体への概観 星間 - PowerPoint PPT Presentation


  • 188 Views
  • Uploaded on

星間物理学 講義1: 銀河系の星間空間の世界 太陽系近傍から銀河系全体への概観 星間空間の構成要素. 2012/10/03. 太陽系近傍の中性ガス (T<1000K) の分布の様子 : Local bubble ?. Hipparcos の観測による年周視差で太陽からの距離のわかっている星について NaI D-line (5890A) の吸収線の深さから中性ガスの柱密度を測定。太陽の周りのそれぞれの方向について中性ガスの分布を出す。. 銀河面上の方向. 銀河面に垂直の方向. Welsh, Lallement et al. 2010, A&A, 510, A54

loader
I am the owner, or an agent authorized to act on behalf of the owner, of the copyrighted work described.
capcha
Download Presentation

PowerPoint Slideshow about '星間物理学 講義1: 銀河系の星間空間の世界 太陽系近傍から銀河系全体への概観 星間' - pakuna


An Image/Link below is provided (as is) to download presentation

Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author.While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server.


- - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - E N D - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - -
Presentation Transcript
slide1

星間物理学 講義1:銀河系の星間空間の世界太陽系近傍から銀河系全体への概観星間空間の構成要素星間物理学 講義1:銀河系の星間空間の世界太陽系近傍から銀河系全体への概観星間空間の構成要素

2012/10/03

slide2

太陽系近傍の中性ガス(T<1000K)の分布の様子 : Local bubble ?

Hipparcos の観測による年周視差で太陽からの距離のわかっている星について NaI D-line (5890A) の吸収線の深さから中性ガスの柱密度を測定。太陽の周りのそれぞれの方向について中性ガスの分布を出す。

銀河面上の方向

銀河面に垂直の方向

Welsh, Lallement et al. 2010, A&A, 510, A54

似たような仕事:

Lallement et al. 2003, A&A, 411, 447

Paresce 1984, AJ, 89, 1022

Sfeir et al. 1999, A&A, 346, 785

Vergely et al. 2001, A&A, 366, 1016

コントアは Log n(NaI) = -9.5 - -7.8 cm^-3

それは HI のガスの量に直すとおよそ

Log n(HI) = -1.0 – 0.7 cm^-3

に相当する。

slide3

太陽系近傍の中性ガス(T<1000K)の分布の様子 : Local bubble ?

紫外線に見られる HI (Lya), H2 の吸収線から推定された柱密度と NaI D 線の柱密度の比較。NaI D 線の観測で中性のガスを捉えることができる。

太陽組成を仮定した場合の関係

電離された Na の成分があるので完全には合わず散らばりも大きい。

Bohlin et al. 1983, ApJS, 51, 277

Ferlet et al. 1984, ApJ, 298, 838

Sfeir et al. 1999, A&A, 346, 785

slide4

太陽系近傍の星のダスト吸収の分布 : Local bubble ?

Hipparcos 衛星の観測による年周視差で太陽からの距離のわかっている星について 赤化量を求めてそれぞれの方向についてダストの柱密度を推定した結果。それぞれの点が測定に用いた星に対応し、黄色か紫色、黒色になるにつれて吸収が大きくなることを示す。

銀河面上の方向

Reis et al. 2011, ApJ, 734:8

slide5

太陽系近傍の星のダスト吸収の分布 : Local bubble ?

Hipparcos 衛星の観測による年周視差で太陽からの距離のわかっている星について 赤化量を求めてそれぞれの方向についてダストの柱密度を推定した結果。それぞれの点が測定に用いた星に対応し、水色から紫色に向かうにつれて赤化量が高いことを意味する。黒点はデータのない箇所を示す。

銀河面に垂直の方向

銀河面上の方向

Vergely et al. 2010, A&A, 518, A31

Frisch et al. 2007, Space Sci Rev, 130, 355

slide6

太陽系近傍の高温度(10^6K)ガスの分布の様子 : Local Bubble?

0.25 keV のソフトX線での背景放射観測により推定される高温ガスマップ。ソフトX線での背景放射は銀極方向が強い。ソフトX線は logNH(cm^-2)~20 程度で吸収されるので太陽近傍での放射を見ていると仮定している。高温ガスは一様な温度(10^6.0-6.1K, R1/R2 比で推定)と密度(log ne=-2.3 cm^-3)を持ち強度は視線方向の深さによって決まる、と仮定して求めた。銀河面の垂直方向に広がる構造が推定される。ただし太陽風に伴う放射の寄与も示唆されており、温度などについて議論がある。

Snowden et al. 1998, ApJ, 493, 715

Snowden et al. 1990, ApJ, 354, 211

slide7

太陽系近傍のHI ガスシェルの分布の様子

HI ガスのマッピングによって見えてきたガスシェル。

Heiles 1979,ApJ, 229, 533

slide8

太陽系近傍のHI ガスシェルの分布の様子

HI ガスのマッピングによって見えてきたガスシェル。それぞれのガスシェルまでの距離は Fich et al. (1989) の銀河系回転曲線を用いて推定した。

McClure-Griffiths et al. 2002, ApJ, 578, 176

Heiles 1984, ApJS, 55, 585

slide9

太陽系近傍のHI ガスシェルの分布の様子

観測されたサイズと膨張速度を超新星残骸のモデルと比較して決めた年齢は 1-10Myr。シェルを生成するのに必要なエネルギーは 1 – (a few 100s) x 10^51 erg。

McClure-Griffiths et al. 2002, ApJ, 578, 176

slide10

太陽系近傍の分子ガスの分布の様子

広い視野の CO 分子輝線探査で明らかになった太陽系近傍の分子雲の分布。

Dane et al. 1987, ApJ, 322, 706

slide11

太陽系近傍の星、星形成領域、などなどまとめ太陽系近傍の星、星形成領域、などなどまとめ

緑:分子雲

水色:個々の星

オレンジ:星団

赤:超新星残骸

http://galaxymap.org

slide12

太陽系近傍の星、星形成領域、などなどまとめ太陽系近傍の星、星形成領域、などなどまとめ

http://galaxymap.org

slide13

HI ガスの分布から見た銀河系の構造

Nakanishi et al. 2003, PASJ, 55, 191

Oort et al. 1958, MNRAS, 118, 379

slide14

HI ガスの分布から見た銀河系の構造

Nakanishi et al. 2003, PASJ, 55, 191

slide15

HII 領域の分布から見た銀河系の構造

星形成領域(HII領域, 分子雲)の分布、銀河回転を仮定して距離を推定している。星の明るさで距離を確認。方向と合わせて銀河系内での位置を推定した結果。

銀河系平面からずれている様子。= “ warp “

Russeil 2003, A&A, 397, 133

初期の仕事:

Georgelin&Georgelin 1976, A&A, 49, 57

似たような仕事:

Paladini et al. 2004, MNRAS, 347, 237

励起パラメータが大きい(=たくさんの若い星を持つ)領域を大きい印でプロットしてある。実線は4本アームでフィットした結果。

slide18

外から見た銀河で想像する

アンドロメダ銀河のガスの構造。

Nieten et al. 2006, A&A, 453, 459

slide19

外から見た銀河で想像する

M33 の中の HII 領域、星形成領域、HI ガスの分布。

右:HI(blue) + Ha(red) + optical (yellow)  左:HIガスの速度場

Ha+GALEX

Thilker et al. 2005, ApJ, 619, L67

slide20

光電離ガスの分布

M51 の中の HII 領域の分布。

slide21

銀河系内のガスの諸相

Myers et al. 1978, ApJ, 225, 380