2019/01/10

宇宙固体微粒子の起源と進化
野沢 貴也（国立天文台 理論研究部）○ 宇宙固体微粒子（ダスト、宇宙塵）➜ 宇宙の至るところに存在- 惑星間ダスト（太陽系ダスト） ➜ 大きさ： 0.1-100 µm- 星間ダスト（銀河ダスト）➜ 大きさ： 0.001-1 µm- 銀河間ダスト（銀河団ダスト） ➜ 大きさ： ??

0-1. はじめにビッグバン（約１３７億年前）

地球（現在）

水素・ヘリウム（と微量の軽元素）ガス（気体）からなる様々な元素（酸素・窒素・鉄など）
気体・液体・固体物質からなる・ 宇宙の天体・物質はどのように進化してきたのか？
・ 太陽系諸天体・生命はどのようにして誕生したのか？

0-2. 惑星の原材料としてのダスト惑星（planets）
R ～ 2000-100000 km

微惑星（planetesimals）
R ～ 0.1-1000 km©JAXA

星間ダスト（dust grains）
R ～ 0.001-1 µm

小石/石（pebbles/rocks）
R ～ 0.1-100 cm

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. 星間ダストは何からできているか？
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

4.90x10-4C8.43

2.69x10-4Ne

7.93

8.51x10-5N

7.83

6.76x10-5Mg

7.60

3.98x10-5Si

7.51

3.24x10-5Fe

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)

COC, O: 30-70 %Mg, Si: 90-95 %Si

Fe: >99 %Mg
Fe

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

1-4. 星間ダストの組成・サイズ・存在量○ 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）〇 星間ダストのサイズ分布
古典的モデル (Mathis, Rumpl, & Nordsieck 1977)➜ べき乗分布 dn/dt ∝ a^{-3.5} between a = 0.005-0.25 μm〇 銀河系の星間ダストの総質量 （～5x108 Msun）
ガスの質量のおよそ1％ (DISM ～ 0.01)、全重元素量の半分シリケイトと炭素質ダストの質量比 ： Msil / Mgra ~ 2

1-5. 星の減光から星間ダストの性質を探る
pair method

I0

I0 exp(-τext)

I0
同じ温度の星
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

星間ダストのまとめ〇 星間ダストは惑星形成の基本構成物質と考えられている〇 ダストは紫外可視光線を吸収し、赤外線を放出する➜ 天文観測において決定的な影響を及ぼす➜ 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組成とサイズ➜ 炭素質ダストとシリケイト、期待されるサイズレンジ（0.005-0.3 µm）〇 銀河系内の星間ダストの量➜ ガスの質量のおよそ1％（～5x108 Msun）、全重元素量の半分➜ Mg, Si, Fe原子のほぼすべてがダストに取り込まれている2-1. 星間ダストの起源と進化(1) どこで星間ダストは形成されるか？

(2) いつ星間ダストは形成されるか？

(3) 星間ダストはどのように進化するか？

2-2. どこで星間ダストは形成されるか？
星間空間内では、密度が低すぎてダストは凝縮できない○ 宇宙ダスト（固体微粒子）の生成条件
・ ダストの原材料である重元素が豊富に存在する・ 密度が高い (> ~106 cm-3)
・ 温度が低い（1500℃以下に減少する）○ ダストは星の進化末期に形成される・ 大質量星（太陽質量の8倍より重い星）から起こる超新星爆発
・ 中質量星（太陽質量の2-8倍）の進化後期に放出されるガス中 ➜ 主に漸近巨星分枝（AGB）星2-3. いつ星間ダストは形成されるか？
108-109 Msunof dust in
SDSS J1148+
5251 at z=6.4
Leipski+2010~2x107 Msun ofdust in a normal
star-forming
galaxy A1689zD1 at z=7.5
Watson+2015~6x106 Msun ofdust in a starforming galaxyA2744-YD4 at
z=8.38~6x106 Msun ofdust in a LBG
MACS0416_Y1
at z=8.312
Tamura+2018

Laporte+2017

ビッグバン後10億年以内に大量のダストが生成されている➜ 宇宙初期におけるダストの供給源は超新星であるだろう3-1. 種族III超新星爆発時におけるダスト形成
今世紀になってから、赤方偏移が5を超える銀河に大量のダストの存在が確認➔ 宇宙初期におけるダストの起源は重要な研究対象○ ダスト形成計算のモデル
・ 種族III超新星爆発のモデル (Umeda & Nomoto 2002)- II型超新星（SNe II） ： Mpr = 13, 20, 25, 30 Msun
- pair-instability SNe (PISNe) ： Mpr = 170 Msun, 200 Msun

・ 定常均質核形成・成長理論 (Kozasa & Hasegawa 1987)
定常核形成率 :ダスト成長の式 :3-2. 形成されるダストの凝縮時刻と平均半径20 Msunの放出ガスの元素組成

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‐ 元素組成に応じて様々ダスト種‐ 凝縮時刻： 爆発後300-600日‐ 平均半径： 数Åから1 µmまで
‐ ダスト質量： 0.1--1 Msun
Nozawa+03, ApJ, 598, 785

3-3. 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

3-4. 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）のものに支配される‐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 = 1 cm-3の星間ガス密度では、0.07-0.4 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

3-5. 超新星残骸の赤外線観測との比較
Cassiopeia A

ダスト形成と衝撃波によるダストの破壊・加熱計算は超新星残骸からの赤外線放射の成分を解明
青： 観測結果

高温・低温両ダストからの熱放射スペクトルの和
衝撃波により加熱された
0.008Msunの高温ダスト
衝撃波に掃かれていない
0.07Msunの低温ダスト

Herschel宇宙望
遠鏡による観測
Nozawa+2010, ApJ, 713, 356

その後の遠赤外線による観測はCassiopeia A超新星残骸中に0.06 Msunの低温ダストを確認➜ 我々の理論計算の予想を証明
Barlow+2011

3-6. SN 1987A内の大量のダストの観測
HerschelやALMAによる遠赤外線の観測は、SN 1987A内に ~0.5 Msunものダスト（温度20K）が形成されていることを明らかにした
Matsuura+2011, Science
Indebetouw+2014

4-1. 宇宙におけるダストの生成と進化
ビッグバン

分子雲中でのダストの成長

星間空間中でのダストの破壊・変性
星間空間

原始惑星系円盤惑星系の形成

分子雲星の誕生

大質量星

中質量星

超新星爆発

星間空間へのダスト供給

質量放出

ダストは様々な天体現象と密接に関わっており、銀河中のダストのサイズ分布・存在量は星形成活動とともに時々刻々と変化する

4-2. ダストサイズ分布進化の基礎方程式○ 半径aとa+daの間にあるダスト質量 ΔMd(a,t) の時間進化

星形成

超新星・AGB星でのダスト形成

星間衝撃波による破壊
分子雲でのダスト成長

衝突破砕

衝突合体
ダスト生成項4-3. 星間ダスト量の時間進化① 超新星・AGB星からのダスト供給- a ~ 0.1 µm- Mdust/Mmetal ~ 0.2③ 分子雲での金属ガス降着によるダスト成長② 重元素量~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

4-4. ダストサイズ分布と減光曲線進化
ダストサイズ分布

ダスト量の進化星間減光曲線MRN

τSF=5 GyrWNM=0.5
CNM=0.5

Asano, Takeuchi, Hirashita, TN+2013, 2014

‐銀河進化初期 : 超新星・AGB星でのダスト形成、星間衝撃波によるダスト破壊➔ 大きいサイズ（> 0.1 μm）のダストが支配的 ➔ 平らな減光曲線

Asano+12‐銀河進化中期 : ダスト同士の衝突による破砕、重元素降着によるダスト成長➔ 小さいサイズ（< 0.03 μm）のダストが生み出される ➔ 急な減光曲線‐銀河進化後期 : ダスト同士の合体➔ サイズのピークが大きいサイズにシフトとする ➔ 減光曲線を平らにする

4-5. 宇宙初期の銀河ダストの進化
天の川銀河の減光曲線
三相モデル
WNM=0.5
CNM=0.3
MC=0.2‐観測された大量のダストを説明するには分子雲中でのダストの成長が必要‐これまで説明できなかった宇宙初期で観測されたダスト量と減光曲線を同時に説明
ダスト量の時間進化

初期銀河の減光曲線
二相モデル
WNM~0.3
MC~0.7

τSF = 0.5 Gyr

超新星によるダスト供給

分子雲中でのダスト成長

Nozawa+2015, MNRAS, 447, L16

4-6. 星間ダストの生成と進化のまとめ
ビッグバン

分子雲中でのダストの成長

星間空間中でのダストの破壊・変性
星間空間

小さいダストの支配的成長

原始惑星系円盤

惑星系の形成乱流中の衝突破砕による小さいダストの生成

分子雲

星の誕生

大質量星

中小質量星

超新星爆発

星間空間へのダスト供給
比較的大きいダストの供給

質量放出

超新星・AGB星からの供給だけでは足りない➜ 分子雲での重元素ガス降着によるダスト成長が必要

4-7. 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？

ダスト‐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）

氷〇 ダストの選択的成長？（Jones&Nuth2011）- Si, Mg, Fe, O ➜ シリケイトダスト- C➜ 炭素質ダスト
H2Si

炭素質ダストFeC

H2O

シリケイトダスト

Mg

Jones+2013, 2016, 2017

本発表のまとめ(1) 超新星爆発時におけるダスト形成
・ 超新星放出ガス中でのダストの形成とreverse shockによるダストの破壊の整合的な取り扱い
・ 比較的大きい（a > 0.01 μm）ダストを0.01 Msun以上放出

・ 超新星がダストの有力な供給源であることを理論的に証明(2) 銀河中での星間ダストの進化
・ 星間ダストのサイズ分布の進化を世界で初めて構築・ 超新星とAGB星からのダスト供給だけでは観測された星間ダスト総量を説明できない ➜別の星間ダストのソースが必要
・ 星間ダスト量の主要なソースとして分子雲でのダスト成長が考えられているが、その実効性は自明ではない