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第３章　参考資料

第３章　参考資料. 平成 ２ ６ 年度 東京工業大学　大学院基礎物理学専攻　 宇宙物理学（前半） 松原英雄（ ISAS 、 JAXA ）. 太陽光球のスペクトル、太陽風、（始源的な）隕石の化学分析より. 太陽 系 の元素組成. Data from : Katharina Lodders (2003). "SOLAR SYSTEM ABUNDANCES AND CONDENSATION TEMPERATURES OF THE ELEMENTS". The Astrophysical Journal 591: 1220–1247. 中性水素（ＨＩ）ガス.

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第３章　参考資料

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Presentation Transcript

  1. 第３章　参考資料 平成２６年度 東京工業大学　大学院基礎物理学専攻　 宇宙物理学（前半） 松原英雄（ISAS、JAXA）

  2. 太陽光球のスペクトル、太陽風、（始源的な）隕石の化学分析より太陽光球のスペクトル、太陽風、（始源的な）隕石の化学分析より 太陽系の元素組成 Data from: Katharina Lodders (2003). "SOLAR SYSTEM ABUNDANCES AND CONDENSATION TEMPERATURES OF THE ELEMENTS". The Astrophysical Journal 591: 1220–1247.

  3. 中性水素（ＨＩ）ガス • 銀河系円盤の主要部分を占めるＨＩガス雲の分布は、水素原子自身の放つ波長21cmの電波輝線の観測によって調べられました。 • ＨＩ 21cm線の起源： • 陽子と電子のスピンの向きが並行か、反並行か、でほんのわずかに束縛エネルギーに差が出ます（反並行の方がエネルギーが低い） • HIガスの柱密度[ １cm2あたりの水素原子の数] がHI 21cm線の観測で得られる輝度温度TBから求められます： • [cm-2] (3.1) • TB=TStn , TS (スピン温度）はほぼガスの温度と一致、場所に依らず一定とした。 • 　　　　　　　　　　　　　　　　　　　：光学的厚み

  4. 我々の銀河系のＨＩガスの分布 • 銀河円盤の回転則を使って各速度成分の太陽からの距離を割り出し、2次元的な分布図を作ることができます。

  5. 分子雲 • 低温高密度の星間ガスは分子状態。 • 水素分子は電気双極子モーメントをもたないので、電磁波を出しにくい。 • 一方一酸化炭素分子は、大きな電気双極子モーメントを持つ直線状分子。 • 回転エネルギー準位： • 従ってJ+1  Jへの遷移に伴って

  6. 小暮智一「星間物理学」（ごとう書房）

  7. ＨＩＩ領域 • 若い大質量星（や白色矮星）の紫外線によって、水素原子が電離したような領域。 • ガスの加熱は、電離した光電子の余剰運動エネルギー。一方、冷却は、金属イオンからの禁制線（光学的に薄いのでガスを効率的に冷やすことができます）。

  8. 禁制線の例

  9. Spinoglio and Malkan 1992

  10. 代表的な赤外禁制線

  11. HII領域における加熱・冷却率 小暮智一「星間物理学」（ごとう書房）

  12. ＯｒｉｏｎＮｅｂｕｌａ

  13. オリオン分子雲 左：　近赤外線（２ＭＡSS），生まれた星の分布、ＨＩＩ領域 右：　野辺山45m電波望遠鏡によって取得された一酸化炭素分子のイメージ。 （国立天文台）

  14. 光解離領域Photodissociation Region

  15. Orion Bar 電離源 赤：COJ=1-0 黄：H2 1-0 S(1) 青:3.3um PAH

  16. 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 星間塵による減光と放射(紫外～赤外） 減光　＝　吸収　＋　散乱

  17. 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

  18. 結晶質シリケイトすばる／COMICS Honda et al. ２００３

  19. 原始星周辺の塵に見られる様々な氷の吸収スペクトル原始星周辺の塵に見られる様々な氷の吸収スペクトル Whittet et al. (1996）　A&A

  20. Ｄ 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

  21. 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

  22. Extinction Curves（減光曲線） LMC MW SMC Dot-dashed： graphite Dotted：　silicate Dashed： PAH Solid： total extinction 縦軸：λσH 水素原子一個あたり換算の 星間塵による減光断面積× 波長 Takagi et al.(2003)

  23. UV-optical extinction curveCalzetti et al. 1994

  24. 減光係数の計算例（Ｍｉｅ散乱・吸収）

  25. 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。

  26. スターバースト銀河の中間赤外スペクトル フラックスの対数 ISOの15μmバンド ISOの7μmバンド PAH（？） バンド ホットダスト （～200K) 5 10 15 20 波長〔ミクロン〕

  27. 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

  28. 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)

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