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低金属量環境でのダストを 触媒とした水素分子形成

低金属量環境でのダストを 触媒とした水素分子形成. 平下 博之 ( 台湾中央研究院 ). 内容. 水素分子とダストの重要性 DLA の水素分子・ダストの観測 水素分子から探るガスの物理状態 星形成 ( 分子形成 ) に対するダストの効果 まとめ. 1. 水素分子とダストの重要性. 水素分子 (H 2 ) 宇宙の中で最も豊富な分子 星形成領域に付随（分子雲）. ダスト ダスト表面で H 2 形成 紫外線を吸収し、遠赤外域で再輻射 星間ガスの加熱・冷却過程. H 2 形成・破壊に関する物理. 　水素分子 (H 2 ). 自己遮蔽. 光解離.

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低金属量環境でのダストを 触媒とした水素分子形成

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  1. 低金属量環境でのダストを触媒とした水素分子形成低金属量環境でのダストを触媒とした水素分子形成 平下 博之 (台湾中央研究院)

  2. 内容 • 水素分子とダストの重要性 • DLAの水素分子・ダストの観測 • 水素分子から探るガスの物理状態 • 星形成(分子形成)に対するダストの効果 • まとめ

  3. 1. 水素分子とダストの重要性 • 水素分子 (H2) • 宇宙の中で最も豊富な分子 • 星形成領域に付随（分子雲） • ダスト • ダスト表面でH2形成 • 紫外線を吸収し、遠赤外域で再輻射 • 星間ガスの加熱・冷却過程

  4. H2 形成・破壊に関する物理 　水素分子 (H2) 自己遮蔽 光解離 分子形成 UV Dust shielding

  5. Damped Lya cloud Lya absorption QSO Damped Lya Clouds (DLAs) • High H I column density (> 2×1020 cm–2) Reservoir of a large amount of H I ⇒ progenitors of nearby large galaxies? • Unique objects at high z for detailed study ISM by using various species.

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

  7. 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)

  8. 分散大 Dust and H2 in DLAs Ledoux, Petitjean, & Srianand (2003) 相関あり log (molecular fraction) log (molecular fraction) H2の割合に厳しい上限 metal depletion log (dust/gas)

  9. 3. 水素分子から探るガスの物理状態 H2が検出されているDLA (z ~ 2–3)の解析 J = 0, 1 J =4, 5 Dust-to-gas ratio H2 fraction 励起温度T ~ ガスの温度 H2 formation rate || 密度n + H2 destruction rate UV field 30 < n < 300 cm–3 30 < T < 300 K 3 < UV/UV(Galactic) < 30 “cold phase” Hirashita & Ferrara (2005)

  10. H2 destruction (光解離) self-shielding effect included s–1 Abel et al. (1998) H2の形成と破壊 H2 formation on dust 4×10–17(D/0.01) S (Tgas, Tdust) cm3 s–1 Hollenbach & McKee (1979) 平衡H2 fractionが分かる

  11. self-shielding Equilibrium Molecular Fraction NH = 1021 cm–2 UV = G0 (=Galactic) (n [cm–3], T [K]) (33, 300) (10, 1000) log (molecular fraction) (3.3, 3000) ◆: Ledoux et al. (2003) log (dust/gas)

  12. H2 fraction 95% 50% dust-to-gas ratio データの入る確率 30 < n < 300 cm–2 30 < T < 300 K 3 < UV/UV(Galactic) < 30 “Cold phase”

  13. log (H2 fraction) log (dust-to-gas ratio) 物理状態の判別 High density and low UV Low density and high UV “cold phase” 30 < n < 300 cm–3 3 < c < 30 30 < T < 1000 K H2 forms in gas phase.

  14. 星形成率 3 < UV/UV(Galactic) < 30 星形成率面密度 = 0.005 – 0.05 Msun/yr/kpc2 典型的半径 = 3 kpc (e.g. Kulkarni et al. 2000) SFR = 0.1 – 1 Msun/yr 星形成率は通常の渦巻き銀河や 矮小銀河に類似

  15. DLAの模擬観測 Hirashita et al. (2003) ◆Numerical calculation (2D, vcir = 100 km/s, zform = 3) Code: Wada & Norman (2001) Temperature Density 1 kpc

  16. H2の分布 log (molecular fraction) 平衡となるH2量 (1) ダスト上での形成 (2) UVによる破壊 (1) = (2) i21 = 0.1, D = 0.1Dsun 50 pc H2は非常に非一様に分布し、小さな領域に局在する

  17. 観測シミュレーション 数値計算された銀河上で任意に視線を選び「観測」 • 相関 • log (D/Dsun) ~ –1.5でmolecular fraction急増 (←self-shielding) • molecular fractionの分散大 log (molecular fraction) ×: Ledoux et al. (2003) ◆: our simulation log (dust-to-gas ratio)

  18. SFR (t) ⇒ SN II rate (t) ⇒ Mdust (t) (Salpeter IMF) Governed by free-fall time 4. 星形成(分子形成)に対するダストの効果 Hirashita & Ferrara (2002); Hirashita & Hunt (2004) We concentrate on young (t < 1 Gyr) galaxies. • Dust is supplied by Type II SNe (m* > 8 Msun). • Dust per SN = 0.4 Msun(Todini & Ferrara 2001). • Galaxies are treated as one zone.

  19. Nearby BCDs as Laboratories Hirashita et al. (2002); Hirashita & Hunt (2004, 2006) Nearby blue compact dwarf galaxies (BCDs) (low-metallicity and star-forming) Vanzi et al. (2000) SBS 0335–052 (Zsun/41) is genuinely young(< 5 Myr). A “laboratory” for high-z primeval galaxies. 300 pc D = 53 Mpc

  20. Dust is concentrated ⇒ large t Vanzi et al. (2000) Vanzi et al. (2000) Evolution of Dust Mass andFIR Luminosity

  21. Gas State Dense and compact ⇒ rapid increase of dust optical depth ⇒ cooled and molecule rich Diffuse region ⇒ (converse properties)

  22. ISM Properties of 2 BCDs Compact Diffuse SBS 0335–052 (1/41Zsun) H2 → detected in NIR (Vanzi et al. 2000) Dust → large extinction (AV =16 mag) and large luminosity in FIR (Hunt et al. 2001; Dale et al. 2001; Takeuchi et al. 2003) SFR → large: 1.7 Msun / yr (Hunt et al. 2001) I Zw 18 (1/50Zsun) H2→ not detected Dust → small extinction (AV = 0.2 mag) and not detected in FIR (Cannon et al. 2002) SFR → small: 0.04– 0.1 Msun / yr (Cannon et al. 2002; Hopkins et al. 2002) Those properties simultaneously explained!

  23. 5. Summary • Our simulations of H2distribution reproduce • Overall correlation between dust/gas ratio and H2 fraction • Clumpy H2 rich regions (⇒ lack of H2 detection) • Effect of self-shielding (⇒ large variation of H2 fraction) • The physical state in DLAs indicates • The cold phase suggested by H2 detected objects covers all the data in the likely range. • The upper limit data are consistent also with the warm phase. • DLAs are objects with SFR ~ 0.1 – 1 Msun/yr.

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