「あかり」とSpitzerによる星間ダスト・PAHの進化と破壊の観測
金田英宏
名古屋大学大学院理学研究科

超新星残骸Kes17

星間ダスト・PAHの進化と破壊の場所：
interstellar shock＆hot plasma
銀河群HCG92

R: 7mm
G: optical
B: X-rayCO(1-0)浮上ループ
Fukui et al. 2006

R: 24µm
G: 15µm
B: 9µmスターバースト銀河M823.6µm, 8.0µm, 24µm

-180 ∼ -90 km/s

楕円銀河NGC4125

et al. 2010,「あかり」によるTycho超新星残骸の観測 (Ishiharasubmitted)

Tycho’ SNR: type Ia SN in 1572, Shock speeds: ∼ 3000 km s-1
Dust residence time in postshock plasma: 50 yr
Te = 8x106 K, ne = 10 cm-3 Warren et al. 2005
9µm (PAH)

18µm (hot dust)

5’18µm (AKARI), X-ray (Suzaku), CO (CGPS)

Vela超新星残骸 11,000年前に爆発

Color: 9 µm, Contour : X-ray

Collisonal destruction of PAHs
PAH in shocks (Micelotta, Jones, & Tielens 2010a)
V<100 km/s: Not completely destroyed with structures affected.
V>200 km/s: Completely destroyed in postshock hot plasma.
PAH destruction in hot plasma (Micelotta, Jones, & Tielens 2010b)
T<3x104 K: Ion collisions e.g. Orion 104 cm-3, 104 K: 10 Myr
T>3x104 K: Electron collisions e.g. 0.01 cm-3, 107 K: 100 yr
102-3 times shorter than lifetimes for dust with the same size,
Nuclear collision:
becausedust sputtering yield « 1
random removal
PAH dissociation yield ∼1of carbon atoms

高温プラズマによる、dustのスパッタリング破壊時間:
V = 5075

Electronic collision:
minimal aromatic
domain loss
(Draine & Salpeter 1979, Tielens et al. 1994)

100km/s
Typical125
PAHs:

50 C atoms, size ~ 6Å
0.01 cm-3, 107 K:(Micelotta,Jones,60,000
yr & Tielens 2010a)

ＰＡＨs in Galactic center molecular loops
Buoyant rise of magnetic loops due to Parker instability
Disk gas slides down along the loop with a speed of ~30 km s-1(Machida et al. 2009)AKARI 9µm
1 degCO(1-0)
Fukui et al. 2006

-180 ∼ -90 km/s

星形成銀河 M82
1億年前にM81と相互作用爆発的な星形成
ダスト・ガスは銀河から外へ流れ出て行っている！

11µm
7 µm
1’~1kpc
1’~1kpc

Beirao et al. 2008

7µm

11µm

15µm

Photo credit: GALEX Team,Caltech, NASA

24µm

PAHs in non-PDRs: M82 galactic superwinds (2)Hα outflow velocity:
525-655 km s-1(Shopbell & Bland-Hawthorn
1998)

Contour: 7µm
Color: Hα

3 kpc above the plane→ 5 Myr
100 yr in hot plasma(XMM/Newton)(X-rayMicelottaet al. 2010b)(Kaneda et al. 2010)

M82ハローの外側：Cap領域
7µm

15µm

160µm

コントア: XMM/Newton X線

・ ダストとX線アウトフローは相関、PAHはあまり相関せず。
・ 遠くまでPAHが存在する。CapでPAHが壊されている？

Total ダスト： 1.1 x 107 M◉、6.1 x 1010 L◉ PAH： 6.9 x 109 L◉

Mdust
ダスト質量、ダスト放射光度、PAH放射光度の半径依存性
LPAH / Ldust ~ 0.2 （銀河中心）
LPAH / Ldust ~ 0.１ （その他）

Ldust
LPAH

Our Galaxy ダスト、ガスの質量とその比
3 x 1074 x 109total<8 kpccenter <2 kpc
Halo<4 kpc

Dust
(M◉)
1.1 x 107
2.3 x 106
5 x 105

H2(M◉)
1.3 x 109
1.0 x 109

Background galaxiesのreddening⇒ gas/dust ～ 20 Xilouris et al. 2006
M81-M82 group全体：5.2 x 109 M◉
M81+M82+NGC3077: 4.1 x 109 M◉
Yun et al. 1994

銀河間ダスト：5 x 107 M◉ !?

100-200
Gas/dust

HI(M◉)
8 x 1082 x 108
4 x 106

200
600
10

楕円銀河のダスト・PAH
NGC4589- AKARI- Spitzer
PAH
FIR dust
T = 30 K
2×105 M◉

3Kaneda et al. 2005; 2008

Old stars + hot plasma. Faint emitters in MIR&FIR.
PAHs & FIR dust detected from many ellipticals

What are the origins of dust & PAHs?

PAHs in elliptical galaxies• Elliptical galaxies ~ old stars + hot plasma
NGC41255µm

NGC458940µm

5µm(Kaneda et al. 2010b)

40µm• PAH features detected from spectra of elliptical galaxies withSpitzer: 14 out of 18 galaxies. (Kaneda et al. 2005; 2008)• PAH7.7 is unusually weak relative to PAH11.3 & 17.

NGC4125

AKARI- Spitzer

PAHs

IC3370PAHs

ダスト質量：Log Mdust = 4.5 - 6.1 (M◉ )H2NGC1549[NeII][NeIII]

NGC4696

AKARI- Spitzer

PAHと中間・遠赤外線ダストとの関係

PAH vs 遠赤外線

PAHと遠赤外線ダスト、中間赤外線
VSGsは、銀河毎に相関が強い。
これらの起源は星周以外である。
ダストのfragmentationによって、PAHが生成されているのか？
35um連続波 vs PAH

6um連続波 vs PAH

Kaneda et al. 2008a

PAH11.3,
PAH17, AKARI
90µm band
Spitzer/IRS
spectralmapping of NGC4589(Kaneda et al. 2010)

slit positions / optical
H2S(1)[SiII], X-ray

PAH11.3, 6µm continuum

15”90 - 10% LIN
PAH17,
35µm cont. 15um cont.
[NeII]+PAH12.7& Benderminor-axis dust lane (Mollenhoff2000)

30”(Kaneda et al. 2010)

V–I15”

90 - 10% LIN

15”9090–-10%10%LIN
LIN

AKARI 90µm band
Spitzer/IRSspectral mapping of NGC4125
H2S(1)[SiII]
slit positions / optical15”

90 - 10% LIN

PAH17,35µm cont. 15µm cont.
[NeII]+PAH12.7

PAH11.3, 6µm continuum
1’15”

90 - 5% LIN

V-I

90 - 10% LIN

ダストとX線光度との関係(1)(1) PAH vs X線 (2) [SiII] vs X線(3) 遠赤外線 vs X線
X線プラズマとの相互作用の兆候が見られるのは（２）のみ。
シリケイト系とカーボン系でダスト供給源が異なる？
(2)

(3)

AKARI Near-IR spectra of NGC4125 & NGC4589
Low-resolution spectraPAH11.3µm images
NGC4589

Heavily-smoothed
Normalized tohigh-resolution
spectrabackground spectrum

3.4 3.5µm

3.4 3.5µm

x1.1x1.1x1.6
NGC4125x2.6x2.3x3.5x43µm

Absorption due to aliphatic hydrocarbon groups.
Abundant carbonaceous grains → sources of PAHs?
4µm

3µm4µm遠方銀河と近傍銀河のLPAH – LIR関係の比較

Log L_PAH

近傍銀河(z<0.2)

近傍ULIRGよりPAH放射が相対的に明るい。

Takagi et al. 2010
Weedman & Houck 2008

LIRG
Less luminous starburst

ULIRG

近傍ULIRGでは（ダストに覆われた）AGNの寄与がある？ Imanishi et al. 2007
～50 % ULIRGs at z<0.15 harbor Log
AGNL_IRGenzel et al. 1998, Lutz et al. 1998

Log L_PAH

近傍銀河(z<0.2)

Takagi et al. 2010
Weedman & Houck 2008

M82

LIRG
Less luminous starburst

PAHが受かっている楕円銀河

Log L_IR

ULIRG

ダストに埋もれた活動銀河核の探査「あかり」カタログによる初期成果

Oyabu et al. 2010

あかり中間赤外線カタログ＋Phase3追観測＋地上望遠鏡

可視光で見ると普通の楕円銀河。しかし「あかり」でみると高温の塵の放射。中心の巨大ブラックホール周りの活動か！

より活発なLINER核を持つ楕円銀河（NGC1052）ではどうか？
- AKARI- Spitzer

11um/17um

1’[NeII][NeIII][ArII]

contours: 80% - 10%PAHs
1’
LINER-dominated in MIR
90um/140um

NGC5044の観測例（Temi et al. 2007）

コントア：X線（Chandra）(Spitzer/IRAC 8-4.5µm)
グレー：可視光
・より大きなダストが、中心核からより遠くまで運ばれることが期待される。
・Outflow velocity ～400 km/s ⇒ 0.1 µmダストが、sputtering
lifetime～107年で、～5 kpcまで届く。
PAH

Hα + [NII]

Circulation flow: 銀河中心核 ⇔ 星間空間

まとめ・ 衝撃波領域や高温プラズマ環境では、PAHはダストに比べて、とても壊されやすい（サイズの違いを考慮しても）。このことを利用すればガスのdynamicsが分かる？
・ 一方で、銀河superwindや、銀河間空間の厳しい環境で、PAHやダストは存在する。Multi-phase ISMの描像で説明できる？
Superwindモデルに制限。
・ 銀河の衝突や、その後のスターバーストで、ダストやPAHは大量に銀河から放出される。
・ 楕円銀河の中心核近傍に物質の貯蔵庫？。
PAHは中心に集中して分布。ダストは拡散している成分がある。
中心核と星間空間との間で、物質のcirculation flow？