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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。. - PowerPoint PPT Presentation
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Damped Ly Cloudsダスト・水素分子
平下 博之 (H. Hirashita)
1. DLA (Damped Ly Clouds) とは2. 水素分子とダスト3. DLA の水素分子・ダストの観
測4. DLA の星形成活動5. 学会発表の予告編
発表内容発表内容
QSO 吸収線系
1. Damped Ly Cloud (DLA) とは
Murray 2002
1216(1+zQSO) A1216(1+zDLA) A
Ly雲
大きな H I 柱密度 ( ) を持つものをDLAと呼ぶ。
QSO
“Damped” Ly cloud
Ly absorbing clouds
zQSO zDLA
なぜ DLA: その1
• Redshift ~ 3 にある H I の多くを含む
Péroux et al. (2004)
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)
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)
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。
水素分子形成
ガス中での形成 H + e - → H – H - + H → H2 + e –
Dipole moment がない ⇒ H + H → H2 は禁止 ⇒ 触媒が必要
ダスト表面上での形成 H + H + grain → H2 + grain
水素分子の破壊光解離
Hollenbach & Tielens (1999)
光解離からの「保護」自己遮蔽 ダストによる遮蔽
2.6×10–21 cm2 per Hi.e., dust = 1 for NH = 3.8×1020 cm-2
in the Galactic ISM
Draine & Bertoldi (1996)
N(H2) = 1014 cm–2
Dis
soci
atio
n (s
hiel
ded/
unsh
ield
ed)
大雑把に fH2 > 3×10–7 では自己遮蔽が重要
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)
ダストの存在Depletion ( 太陽組成比に対する「欠乏」 )
Ledoux et al. (2002)
太陽組成比
最新サンプルLedoux et al. (2003)
log
(mol
ecul
ar f
ract
ion)
metal depletion log (dust/gas)
log
(mol
ecul
ar f
ract
ion)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 ??
大きな分散
Dust-to-gas ratio:D = 10[X/H](1 – 10[Fe/X])
◆ 非一様性の大きな H2 分布
理論モデル
UV background UV background
Dust poor Dust rich
H2 を検出する確率が小さい。
H2 rich regions
H2 を検出する確率が大きい。(molecular fraction の分散は大 )
Hirashita et al. (2003)
H2 空間分布のシミュレーション
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。
50 pc
i21 = 0.1D = 0.1 Dsun
4. DLA の星形成活動
方法論: DLA の星形成率 (dM*/dt) を見積もる方法の確立。
疑問:「塊」は更に収縮して星を形成するか?
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、 H 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。
「影」による星形成率の測定
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?
Wolfe et al. (2003)Cooling の指標 : N(C II*) ( 輻射冷却 )Heating の指標 : D ( 光電加熱 )
UV radiation field (⇔ 単位面積あたりの星形成率 )
DLA の星形成率Wolfe et al. (2003)
(1)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。
(2)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。
(3)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。
(4)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。
5. 学会発表の予告編