2018/11/20

星間ダストの起源と量(On the origin and amount of interstellar dust)

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）
浅野 良輔、竹内 努（名古屋大）、平下 博之（ASIAA）

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

➜ 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. 高赤方偏移銀河のダストの観測
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

高赤方偏移銀河のダスト供給源は超新星？AGB星？

2-1. 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 ダストガス比 ~0.001
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)

Nozawa, Asano Takeuchi,Hirashita (2015)〇 分子雲でのダスト成長のタイムスケール

2-2. 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)

2-3. 分子雲でのダスト成長は本当に起こるのか？
○ ダスト表面での氷マントル形成？
‐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）

ダスト

氷〇 宇宙初期ではダスト温度が高い？
- Tdust ~ 20 K (Tgas ~ TCMB ~ 30-50 K)➜ ダスト表面からガスが脱着しやすい（Ferrara+2016）〇 付着確率は1で良いのか？
- 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
Zhukovska+2016

2-4. 分子雲でのダスト成長は本当に起こるのか？
○ ふわふわのダストができてしまう？
‐結合が弱いと、付着した原子は脱着しやすい〇 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
H2FeSi

炭素質ダストCH2OMg

シリケイトダスト
Jones+2013, 2016, 2017

Q1. 分子雲中でのガス降着によるダスト成長は本当に起こるのか？
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することができるのか？
‐ダスト成長は観測から導かれた星間ダストモデルと整合的か？

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/

Q2. 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？
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‐星間ダストが惑星の原材料であるならば、プレソーラー粒子の存在量はもっと高くて良いはず‐太陽系物質の同位体組成はなぜ極めて均一であるのか？

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 : ~10%
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%
原始太陽系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. 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. ダストの凝縮条件〇 Λon = τsat/τcoll ∝ τcool ngas
- τsat : 過飽和比が増加するタイムスケール- τcoll : ガスの衝突のタイムスケール〇 ダストが凝縮する条件 : Λon >~1

Nozawa+2015

Nozawa & Kozasa 2013

5-2. 衝撃波後方ガスでダストは凝縮できるか？

5-3. 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

5-4. 衝撃波後方ガスでダストは凝縮できるか？

MC-SNR

MC-MCWC-OB

SN IIn5-5. もし衝撃波後方でダストが凝縮できると。。。
(1) 星間ダストの新たなソース‐超新星1つで最大20Msunのダストを形成‐短いダスト形成のタイムスケール（宇宙初期でも可能）‐星形成活動が活発なほどダストを形成する(2) 太陽系物質の同位体均一性を説明‐プレソーラー粒子の希少性(3) ダスト成長に伴う困難性は緩和シリケイトの蒸発・凝縮実験‐氷マントル・ふわふわダストは形成しない‐選択的成長も改善される➜ 温度による凝縮物のソーティング
Matsuno+2011

まとめ(1) 宇宙初期でも現在でも、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(2) 星間ダスト量の主要なソースとして分子雲中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(3) 太陽系の同位体組成は極めて均一である（プレソーラー粒子の存在量は0.01%程度と小さい）(4) WC-OB星型連星系やIIn型超新星など、衝撃波後方でダストが形成されている例がある

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