2017/05/10

超新星爆発時におけるダストの生成と生存
野沢 貴也（国立天文台 理論研究部）○ 宇宙ダスト（宇宙塵）- 大きさ0.001～100 µmの固体微粒子- 宇宙の至るところに存在星間塵： 星間空間に存在するダスト➜ 大きさ: 0.001～1 µm

1-1. 星間ダスト
可視光線で見た天の川銀河 ➜ 多くの領域が暗く見える

赤外線で見た天の川銀河 ➜ 可視光で暗い領域が明るい

ダストは紫外可視光線を吸収し、赤外線を放射する

1-2. 宇宙ダストの役割○ 星の光を吸収・散乱、赤外線で熱輻射➜ 星や銀河の見かけを大きく変える➜ 星間空間のエネルギーバランスを制御○ 表面上における分子の形成➜ 分子雲中での星の形成を促進➜ 有機物の形成場所○ 地球などの固体惑星の原材料（構成物質）➜ ダストの集積で惑星を形成➜ 生命を生み出す基盤に

1-3-1. 星間ダストは何からできているか？(1)
宇宙に存在する元素（太陽の元素組成）のトップ10(Asplund+2009, ARAA, 47, 481)

Element Log10(n)Ratio to H

H

12.00

1.00

He

10.93

8.51x10-2O

8.69

4.90x10-4C

8.43

2.69x10-4

Ne

7.93

8.51x10-5N

7.83

6.76x10-5

Mg

7.60

3.98x10-5

Si

7.51

3.24x10-5

Fe

7.50

3.16x10-5S

7.12

1.32x10-5星間ガス相における元素の存在量（太陽の元素組成に対する比）(Savage & Sembach 1996, ARAA, 34, 270)

COSiMgFe

炭素・酸素のおよそ半分、シリコン・マグネ
シウム・鉄の90%以上はガス相にない➜ 固相（ダスト）として存在するはず

1-3-2. 星間ダストは何からできているか？(2)○ 炭素質ダスト・ graphite （グラファイト）・ 非晶質炭素〇 ケイ酸塩（シリケイト）ダスト・ MgxFe(1-x)SiO3 （輝石）MgSiO3、FeSiO3
・ Mg2xFe2(1-x)SiO4 （かんらん石）
Mg2SiO4、Fe2SiO4、MgFeSiO4・ SiO2 （石英）

銀河系の星間減光曲線〇 MRN ダストモデル(Mathis, Rumpl, & Nordsieck 1977)- 星間ダストの組成
シリケイト & グラファイト
Msil / Mgra ~ 2- 星間ダストのサイズ分布
べき乗分布 n(a) ∝ a^{-3.5}
amax~0.25 μm, amin~0.005 μm

1-4. 宇宙ダストの形成場所
星間空間内では、密度が低すぎてダストは形成できない○ 宇宙ダスト（固体微粒子）の生成条件
・ 密度が高い (> ~106 cm-3)・ ダストの原材料である重元素が豊富に存在する・ 温度が低い（1500℃以下に減少する）○ ダストは星が死ぬ時に形成される- 低質量星の進化後期に放出されるガス中➜ 主に漸近巨星分枝（AGB）星- 大質量星から起こる超新星爆発

1-5. 宇宙初期にも大量のダスト
今世紀に入ってから、赤方偏移5以上（現在の宇宙年齢のおよそ1/10）の宇宙初期にも大量に星間ダストが存在することが観測的にわかっている
SDSS J1148+5251 at z=6.4

Beelen+2006

stellaremission
Gas mass (Msun)

dustemission

Calura+2014

宇宙初期のダストの起源〇 超新星爆発（大質量星の寿命は短い）△ AGB星（低質量星の寿命は長い）◎ 分子雲中でのダスト成長
Leipski+2010ここまでのまとめと研究の目的〇 ダストは紫外可視光線を吸収し、赤外線を放出する➜ 光の吸収・散乱・熱輻射の効率は、ダストの組成・サイズ分布・量に依存〇 銀河系の星間ダストの性質➜ シリケイトとグラファイト（炭素質）、べき乗サイズ分布（0.005-0.25 µm）〇 ダストは進化末期の星（超新星とAGB星）で形成される〇 初期宇宙にも星間ダストは大量に存在➜ 宇宙初期の主なダストの供給源は超新星であるだろう

研究の目的
超新星爆発時に放出されるダストの組成・サイズ分布・量を明らかにする

2. 超新星爆発時におけるダスト形成
at ~1 days
He-coreH-envelope

NS or BH
He–layer (C>O)
O–Ne-Mg layer
Dust formation
Si–Satlayer~1-3 years
afterlayer
explosion
Fe–Ni2-1. ダスト形成理論〇 ダスト形成計算： （定常）均質核形成成長理論(1) 安定核の生成（nucleation）(2) ガス降着による成長（grain growth）(Kozasa & Hasegawa’87)# シリケイトなどの場合
化学反応式の中で最も衝突頻度の小さい（分子）ガス種（key species）が、ダストの形成過程を律速する、と仮定

2-2-1. 相転移と過飽和比〇 気相から固相への相転移➔ 平衡熱力学の枠組みで考える平衡では、各相のギブスエネルギー（化学ポテンシャル）は等しい- 気体： G01 = n (g01 + kT ln[p1/ps])- 固体： G0c = n g0c〇 過飽和比, S (supersaturation ratio)

原子ガス（気体）

c1
p1v

p1

lnS > 0 （S > 1）であれば、固体の方が気体よりも安定固体（バルク）物質

2-2-2. クラスターの形成〇 気相からのクラスター形成➔ 新たに固体表面を作る必要がある（バルク物質のギブスエネルギーを直接使用するのは良くない）－ capillary approximation（毛管近似？）➜ n個の原子からなるクラスターのギブスエネルギー

原子ガス（気体）c1
σ： 表面エネルギー （単位 erg cm-2)
a0： １原子あたりの半径

熱力学的には、 原子の数（n）が多いクラスターの方が形成しやすいクラスター

2-3-1. 定常均質核形成率の導出 (1)c1c2

J2c3J3αn-1c1cn-1Jnβncn

・ マスター方程式（master equations）

付着確率cn2-3-2. 定常均質核形成率の導出 (2)c1c2J2c3J3αn-1c1cn-1
Jncn

βncn

・ マスター方程式（master equations）

μ = 4πa02σ / kT

2-3-3. 定常均質核形成率 の導出(3)〇 定常均質核形成率, Js （Js = J2 = J3 = ・・・ = Jn）

Js = { 1/(α1c1) + ∑ 1/(αnc12) exp[g(n)] }-1

単位時間、単位体積あたりに安定な核が何個形成されるか2-4. ダストの成長
・ ダストの半径（a）の増加率の式

原子の付着による半径の増加率は、ダスト半径に依存しない

・ 質量（原子数）保存の式

2-5. 超新星爆発のモデル〇 種族III超新星 (Population III SNe) (Umeda & Nomoto 2002)‐星の初期質量（MZAMS ）： 13, 20, 25, 30 Msun (E51=1)
after 600 days

‐ダストは重元素が豊富に存在するHe core内で起こる‐He core内で元素の混合はない（層構造を維持している）と仮定‐600日後でのガス密度: ρ ~ 10-14-10-13 g/cm3 ➜ n ~ 108-1010 /cm3

2-6. 形成されるダストの凝縮時刻と平均半径20 Msunのイジェクタ中の元素組成

ダストの平均半径

ダストの凝縮時刻○ダスト形成計算の結果‐イジェクタ中の元素組成に応じて様々なダスト種が形成される‐ 凝縮時刻： 爆発後300-600日‐ 平均半径： 数Åから1 µmまで
Nozawa+03, ApJ, 598, 785

2-7. 形成されるダストのサイズ分布
Nozawa+2003, ApJ, 598, 785‐C, SiO2, Feダストは対数正規分布、それ以外のダストはべき乗分布‐全ダスト種で足し合わせたサイズ分布は、折れ曲がりべき乗則に近い‐形成されたダスト質量は、0.1-1 µmの半径のものが支配的‐シリケイト~0.2 Msun, 炭素質ダスト~0.05 Msun (Msil / MC ~ 4)

2-8. 形成されるダストの質量
Nozawa+03, ApJ, 598, 785
SNe II-P (Z=0)

SNe II-P (Z=0)

ダスト形成量は、星の初期質量が高いほど多い
Mdust = 0.1-1.5 Msun

放出された重元素のうち、20-30%がダストとして取り込まれる （fdep = 0.2-0.3）➔ Mg, Si, Feのほぼすべてがダストに取り込まれる

cf. 銀河系の星間空間では、
fdep = 0.4-0.5

超新星爆発時におけるダスト形成のまとめ
超新星爆発は大量のダストの生成工場‐ダスト凝縮時刻： 爆発後1~2年‐ガスの元素組成に応じて様々なダスト種‐ダスト平均半径： 数Åから1 µmまで
‐ダストのサイズ分布
C, SiO2, Fe: 対数正規分布
Mg-シリケイトなど： べき乗分布
全ダストの種合計： 折れ曲がりべき乗分布‐ダストの形成量： 0.1-1.5 Msun
0.1 µmより大きいM2SiO4, SiO2、Si、Cが支配的3. 超新星残骸中でのダストの生存
T = (1-2)x104 K
nH,0 = 0.1-1 cm-3

He coreFSRSCD

3-1. 高温ガス中でのダストの破壊過程○ 高温プラズマ中でもダストは蒸発しない➜ ガス密度が非常に低いため➜ ダストの温度は高々100K程度（電子の衝突加熱とダストの熱放射冷却のバランスで決まる）○ スパッタリング（sputtering）
高エネルギーのイオンの衝突により、固体表面の原子がはじきだされる物理過程➜ ダストの表面が徐々に削られる
スパッタリングイールド： イオン一個の衝突あたりに放出される原子の個数

3-2-1. スパッタリングによるダストの破壊(1)

スパッタリングによる半径の減少率は、ダスト半径に陽に依存しない

3-2-2. スパッタリングによるダストの破壊(2)スパッタリングイールド（非晶質炭素質ダスト）

ダスト半径の減少率（衝突イオン： H/Heガス）

Nozawa+2006, ApJ, 648, 435

・ スパッタリングによる半径の減少率は、105 K から急激に増加し、107-108 K付近にピークをもつ
・ T > 106 Kに対する半径の減少率は、da/dt ～ 10-6 nH μm yr-1

3-3. ダストの運動（ガスとの摩擦による減速）

ガスとの摩擦による減速率は、ダスト半径と物質密度に反比例する（質量が大きいほど止まりにくい）3-4. 超新星残骸のガス密度・温度進化計算（連続の式）（運動方程式）（エネルギー保存の式）

3-5. 超新星残骸のガス温度・密度進化
Nozawa+07, ApJ, 666, 955

Model : M pr= 20 Msun (E51=1)
nH,0 = 1 cm-3

上図下矢印： forward shock
下図下矢印： reverse shock

衝撃波によって掃かれたガスの温度 ➔ 106-108 K↓
この高温ガスにダストが突入すると、スパッタリングにより破壊されていく3-6. 超新星残骸内でのダストの進化
モデル : Mpr= 20 Msun (E51=1), nH,0 = 1 cm-3
ダストの軌道○ 超新星残骸内でのダストの進化は、ダストの初期半径と組成に強く依存する
aini = 0.01 μm (dotted lines)➔ 完全に破壊される
ダスト半径の時間進化

aini = 0.1 μm (solid lines)➔ shell中に捕獲されるaini = 1 μm (dashed lines)➔ 星間空間に放出される

3-7. 超新星爆発時に放出されるダストの性質
Nozawa+2007, ApJ, 666, 955
放出されるダスト量
ダスト形成時のサイズ分布‐破壊後のダストのサイズ分布は 大きい半径（> 0.1 μm）のものに占められる‐星間空間の密度が高いほど、より多くのダストが破壊される‐nH=0.1-1 cm-3の星間ガス密度では、0.07-0.8 Msunのダストを星間空間へ

衝撃波による破壊後のサイズ分布

超新星残骸中でのダストの生存のまとめ
比較的大きいダストは生き延びることができる‐ダストの生存は、その初期半径に強く依存aini < ~0.05 μm ➔ 完全に破壊
aini = ~0.05-0.2 μm ➔ shell中で捕獲
aini > 0.2 μm ➔ 星間空間に放出‐超新星から星間空間中へと放出されるダストは、大きい半径（> 0.1 μm）のものに限られる‐ダストの放出量： 0.07-0.8 Msun for nH=0.1-1 cm-3
シリケイトは、炭素質ダストよりも破壊されやすい➜ ダスト放出時には、MC > Msil となる