2018/09/13

分子雲： 星間ダスト進化と惑星形成を架ける雲(Molecular clouds: connecting between evolutionof interstellar dust and formation of planets)

野沢 貴也 （国立天文台 理論研究部）
田中 秀和 （東北大学 天文学教室）©JAXA©イラストパーク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存在量

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 = 120➜ 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. 星間ダスト量の時間進化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)〇 分子雲でのダスト成長のタイムスケール

1-3. 分子雲でのダスト成長は本当に起こるのか？
○ 高密度分子雲（n > ~103 cm-3）

ダスト‐ダスト表面に氷のマントルが形成され、ダストの成長を阻害する （Ferrara+2016）

氷〇 ダストの選択的成長？
heterogeneous dust model(Jones+2013, 2016, 2017)- Si, Mg, Fe, O ➜ シリケイトダスト- C➜ 炭素質ダスト
H2FeSi

炭素質ダストCH2OシリケイトダストMg(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

Q1. 分子雲でのダスト成長は整合的か？

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
10.1
0.01

0.001

O
CMg, 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Q2. 鉄はどのようにダストに含まれるのか？

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

Nittler 2003
Nittler+1997‐ 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) プレソーラー粒子の存在量〇 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

Q3. なぜプレソーラー粒子の存在量は0.01%程度と非常に小さいのか？

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 : ~30%
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%
プレソーラー粒子の原始惑星状星雲で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

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

マントル組成コア：鉄を含まない
マントル：鉄を含む

鉄を含まないsilicate

鉄を含むsilicateのマントル

プレソーラー粒子を振りかけることは可能か？

©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

プレソーラー粒子は星起源ダストの生き残り？
「ふりかけ」のタイムスケールを稼ぐことができる

Asano+2012

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n~103 cm-3
T~104 K

Sakai+2014©JAXA〇 ダスト成長のタイムスケール〇 自由落下のタイムスケール

5. 本発表のまとめ(1) 銀河系の星間ダストの起源
Q1. 分子雲でのダスト成長は整合的か？

(2) 宇宙における鉄の行方
Q2. 鉄はどのようにダストに含まれるのか？

(3) プレソーラー粒子の存在量
Q3. なぜその存在量は~0.01%程度と小さいのか？
分子雲でのダストの蒸発・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