2019/02/20

星間ダストは主にどこで形成されるか？
野沢 貴也 (Takaya Nozawa)（国立天文台 理論研究部）
共同研究者
田中 秀和、田中 今日子、大向 一行、仲内 大翼 （東北大）

0. 本日の3つのトピックス(1) 銀河系の星間ダストの起源(2) 宇宙における鉄の行方(3) プレソーラー粒子の希少性

1-1. 銀河系の星間ダストの性質〇 銀河系の星間ダストモデル(Mathis, Rumpl, & Nordsieck 1977, Weingartner & Draine 2001, Zubko+2004, etc)

- 組成: 炭素質（グラファイトなど）とシリケイト質- サイズ分布： 冪分布（MRNモデル）
n(a) ∝ a^{-q} with q=3.5, a = 0.005-0.25 µm- 存在量： Mdust / MH = 1/120 ~ 0.01 （~5x107 Msun）➜ 重元素のおよそ半分（~40%）はダストとして存在

星間ガスのdepletion

星間減光

赤外線放射

Savage & Sembach (1996)

Nozawa & Fukugita (2013)

Compiegne et al. (2011)

1-2. 超新星/AGB星からの星間ダスト寄与
Nozawa (2017)‐重力崩壊型超新星とAGB星でのダスト凝縮効率が同じであるならば、それらの星間ダスト供給への寄与はほとんど等しい‐重力崩壊型超新星が0.5 Msun (0.01 Msun)のダストを供給する場合、AGB星の寄与よりも約5倍大きい（約10倍小さい）
Contributions of dust mass from SNe II/AGB○ Dust yield per SNe II/AGB
SN1fSN = 0.01 and m_NS = 2.0 Msun
SN2SN3SN4
AGB1fAGB = 0.01 and m_WD = 1.4 Msun

1-3. 星間ダストの供給と破壊〇 星（AGB星・超新星）からの星間ダストの供給率

星形成率=星の消失率

星がAGB星・超新星となる割合

AGB星・超新星から放出されるガスの割合

ダストが凝縮する割合〇 超新星の衝撃波による星間ダストの破壊効率

超新星が起こる頻度

衝撃波が掃く
ガスの質量AGB星0.004 Msun/yr

超新星
0.006 Msun/yr

星間空間での ダストが破壊ダストとガスの される割合
質量比

星間ダストの破壊効率は供給率を上回る➜ 星間ダストの量は時間とともに減少するはず

1-4. 星間ダスト量の進化③ 分子雲での金属ガス降着によるダスト成長① 超新星・AGB星からのダスト供給- a ~ 0.1 µm- Mdust/Mmetal ~ 0.2② 金属量~0.1 Zsun
星間乱流中での衝突破砕による0.01 µm以下の小さいダストの生成

Nozawa et al. (2007)

Asano, Takeuchi, Hirashita, TN (2013)

星間ダストの総量を説明するためには、分子雲でのダスト成長が必要➜ 超新星/AGB星のダストの寄与は~20%程度

1-5. ダスト成長のタイムスケール〇 分子雲でのダスト成長のタイムスケール〇 ダスト進化のコンセンサス
星間ダストの総量を説明するには分子雲中でのダスト成長が必要(Dwek 1998; Inoue 2003, 2011;
Zhukovska+2008, 2016; Draine 2009;
Michalowski+2010, 2015;
Gall+2011a, 2011b; Mattsson 2011;
Pipino+2011; Kuo & Hirashita 2012;
Valiante+2011, 2014; Mancini+2015;
Asano+2013a, 2013b, 2014;
Calura+2014; Nozawa+2015;
Aoyama+2017; Hou+2017;
Hirashita & Nozawa 2017)
Mancini et al. (2015)

1-6. 分子雲でのダスト成長は本当に可能か？
○ ダスト表面での氷マントル形成？

Si‐高密度分子雲（n > ~103 cm-3）ではダスト表面に氷のマントルが形成され、その結果ダストの成長は阻害される（Ferrara+2016）

Mg

ダスト

〇 ダストの選択的成長？（Jones&Nuth2011）
氷- Si, Mg, Fe, O ➜ シリケイトダスト- C➜ 炭素質ダスト
H2SiFeC

H2OMg〇 付着確率は1で良いか？
- 0.01-0.1が妥当？
➜ ダスト成長のタイムスケールは長くなる
炭素質ダストシリケイトダスト

(1) 銀河系の星間ダストの起源〇 星間ダスト総量（dust-to-metal ratio）
超新星・AGB星からの供給だけでは足りない別の星間ダストのソースが必要➜ 分子雲での重元素ガス降着によるダスト成長‐分子雲中でダストは効率的に成長できるのか？
‐観測から導かれた星間ダストモデルと整合的か？

2-1. 鉄はどのダスト種に含まれているか？

2-2. 星間空間の重元素ガスの存在量10.10.01

0.001

OCMg, Si: 5-10 % in gas

C, O: 30-70 % in gas
Fe: < 1 % in gas

宇宙の鉄の99%以上はダストに取り込まれている

SiMg
FeSavage & Sembach (1996, ARAA, 34, 270)

2-3. 星間空間での鉄の行方不明問題○ 鉄を含むダスト種の候補

Fe 0%・ シリケイト ➜ (Mg, Fe)2SiO4, (Mg, Fe)SiO3- astronomical silicate (Mg1.1Fe0.9SiO2)
鉄を含むシリケイトの存在は観測的に確かめられていない

Fe 1%➜ シリケイトのほとんどはFe-poorである(e.g., Tielens+1998; Molster+2002)

・ 金属鉄（Fe）？硫化鉄（FeS）？酸化鉄（FeO）？

Brommaert et al. (2014)
Herschel 100 µm image○ 鉄を含むダストの主要な形成場所

Tycho

・ Ia型超新星： 大量の鉄 (~0.7 Msun)を放出## 重力崩壊型の鉄質量 (~0.07 Msun)の十倍

・ これまでIa型超新星での大量のダスト形成の観測的証拠がない （e.g., Gomez+2012）
Gomez+2012

(2) 宇宙における鉄の行方〇 鉄の行方不明問題（Missing-Fe problem）
宇宙の鉄の99%は、ダストに取り込まれている

シリケイトには鉄はほとんど含まれていなさそう
Ia型超新星で金属鉄ダストは形成されていない‐鉄はどのようにダストに取り込まれているのか？
‐金属鉄ダストの形成過程は？ (cf. Kimura+2017)

3-1. プレソーラー粒子‐ 始原的隕石・惑星間塵（IDPs）中で発見される© Amari, S.

‐ 同位体異常を示す➜ 太陽系物質とは全く異なる同位体組成## 太陽系物質の同位体組成は数%で均一

Nittler 2003
Nittler+1997‐ 太陽系外で（太陽系形成以前に）、超新星やAGB星で形成されたダストの生き残り‐ 組成 ： graphite, SiC, TiC, Si3N4,Al2O3, MgAl2O4, Mg2SiO4, MgSiO3 …

- 存在量（測定量 by 体積充填率）
・ 始原的隕石中： ~0.01 %・ 惑星間塵（IDPs）中： ~0.05 %http://presolargrains.net/

3-2. なぜプレソーラー粒子の存在量は小さいのか？
集積
超新星・AGB星でのダスト形成

分子雲でのガス降着によるダスト成長

隕石
微惑星・惑星形成

プレソーラー粒子
存在量 : ~20%

©JAXA

プレソーラー粒子
存在量 : ~0.01%
原始太陽系星雲でほとんどのダストは蒸発、ガスとして混合した後に再凝縮「星間ダストは惑星の原材料」ではない？

Sakai+2014, Nakamoto et al.

(3) プレソーラー粒子の希少性〇 プレソーラー粒子
始原的隕石・惑星間塵で発見される星（超新星・AGB星）起源のダストの生き残り

その存在量は0.01%程度と非常に小さい‐星間ダストは惑星の直接の原材料であるのか？
‐なぜ太陽系物質の同位体組成は均一なのか？

4-1. 星間ダストの進化とプレソーラー粒子
集積
超新星・AGB星でのダスト形成

分子雲でのガス降

分子雲でのダスト着によるダスト成長成長は整合的か？

隕石
微惑星・
惑星形成

プレソーラー粒子
存在量 : ~20%
プレソーラー粒子をコアとしたマントル組成であるはず

プレソーラー粒子の©JAXA
平均同位体は太陽系プレソーラー粒子
組成と合わない
存在量 : ~0.01%
原始惑星状星雲でプレソーラー粒子のほとんどのダストはふりかけ説
by ゆり本さんなど蒸発、ガスとして混合した後に再凝縮すべてのダストを蒸発させることは可能か？
Sakai+2014, Nakamoto et al.

4-2. 鉄の観点から見た星間ダストから惑星形成
集積
超新星・AGB星でのダスト形成

鉄を含まないシリケイト

分子雲でのガス降

隕石
微惑星・

鉄に富むマントルを着によるダスト成長
惑星形成
もつシリケイトは観測を説明できるのか？

鉄を含むシリケイトのマントルマントル組成コア：鉄を含まない
マントル：鉄を含む©JAXA

GEMS in IDPs
シリケイトの蒸発・凝縮実験

鉄のナノ粒子がシリケイト中に存在すべてのダストを蒸発させることは可能か？
Sakai+2014, Nakamoto et al.

Matsuno+2011

Bradley+1999

4-3. 分子雲中でのガス相からのダストの凝縮
超新星・AGB星でのダスト形成

分子雲中の衝撃波によるダストの破壊と再凝縮

原始太陽系星雲

微惑星・惑星形成

Sakai+2014「星間ダストは惑星の原材料」と言える

星間ダストの新たなソース

鉄のダストへの凝縮サイト©JAXA

太陽系物質の同位体組成均一性を説明できそう
プレソーラー粒子の「ふりかけ」のタイムスケールを稼ぐことができるかも

Asano+2014

Bradley+1999

5-1. 衝撃波後方ガスでダストは凝縮できるか？
〇 Λon = τsat/τcoll ~ τcool/τgrow- τcool : ガス冷却のタイムスケール- τgrow : ダスト成長のタイムスケール〇 ダストが凝縮する条件 :Λon ~ τcool/τgrow >1(Yamamoto & Hasegawa 1977;
Nozawa & Kozasa 2013)

5-2. 衝撃波後方ガスでダストは形成されている○ IIn型超新星のcool dense shell‐ダスト凝縮時刻：50-200 days
‐間接的証拠が多数〇 WC-OB star連星系

Tuthill+2008

Tuthill+1999

5-3. 衝撃波後方ガスでダストは凝縮できるか？

MC-SNR

MC-MC

WC-OB

SN IIn本発表のまとめ銀河系の星間ダストの起源??
分子雲でのダスト成長が星間ダストの主なソース

宇宙における鉄の行方??
金属鉄ダストして存在

プレソーラー粒子の希少性??
原始太陽系星雲
でのダストの蒸発、ガス混合、再凝縮

分子雲中で起こる衝撃波後方でのダスト凝縮を考えることによって、これらの問題を統一的に理解できる！
・・かもしれない