銀河系・近傍銀河の星生成と物質進化 班 検討報告

銀河中の星生成と物質進化の相互作用の解明
石原大助（名古屋大学）
金田英宏・鈴木仁研・永山貴宏・山岸光義
2015年9月15日 @ 光天連シンポ

2020年代の課題⇒ 星・惑星形成
1. 銀河の星生成率の多様性- 見えないH2ガス (CO-dark gas) の定量化
2. 銀河の物質 (ガス・ダスト) 進化⇒ 銀河・銀河団- 低金属量銀河の星生成- ガス・ダスト進化の多様性⇒ 恒星物理・超新星・- 氷で探る銀河の現在と過去晩期型星
3. 銀河の磁場の進化

1. 銀河の星生成率の違いを生んでいる物理条件は？
星生成率は銀河ごとに異なり、8桁の幅を持つ星生成率と[OI]輝線光度の関係

星生成率と[CII]輝線光度の関係※ Kennicut-Schumidt則(経験則)…ガス(材料)の量と星生成率に相関

Herschelによる近傍銀河の統計 De Looze +14・輝線によって相関が異なる[OI]は8桁に渡って良い相関を示すが[CII]は分散が大きい
・Populationによって相関が異なる

2

1. 銀河の星生成率の違いを生んでいる物理条件は？
星生成率は銀河ごとに異なり、8桁の幅を持つ星生成率と[OI]輝線光度の関係

De Looze +14星生成率と[CII]輝線光度の関係

これまでの研究 (Herschelの成果)
・明るい領域（銀河中心、巨大星形成領域）に限る
・限られた輝線（おもに、[OI]、[OIII]、[CII]）のみ⇒ 銀河中あらゆる領域において、複数のラインを用いたガス診断により、星生成率の違いを生む背景物理に迫る

3

1-2 星形成をトリガーするメカニズムの多様性
Closed bubble

Hattori+ 2015

あかり9μm帯

S137

Broken bubble
あかり9μm帯「あかり」全天サーベイ9μm帯マップ
PAH放射 (=中性物質の分布)N107

1-2 星形成をトリガーするメカニズムの多様性
Closed bubble
あかり9μm帯

S137

Broken bubble
あかり9μm帯

Lwarm /Lcold
放射場強度

Hattori+ 2015

LPAH /Ltotal

PAH存在比 (破壊度?) 励起星による周囲物質の加熱

Deharveng+ 2010

分子雲衝突に⇒ 系統的に異なる形成起源 よる大質量星生成⇒ 星生成をトリガーするメカニズム(radiation, shock, etc.)
N107
Habe&Ohta 1992
⇒ ダスト診断や複数の輝線によるガス診断

1-3. 見えないガス (CO-dark gas)

Langer+ 2014

我々銀河系では、H２の30〜100%はCOで見えない。
CO-darkなH2分子の割合

Herschelによる銀河系の広域 [CII] 輝線の観測観測されたI[CII]は、IHIから見積もられる強度を大きく超過
12CO

H2

C, C+
H2

Diffuse cloudTransition cloud
Dense cloud

Diffuse分子雲では、H2の殆どがCO-dark。
C+HI⇒ HD輝線、[CII]輝線の高感度観測

6PAH放射とCO分布

Sano+ 2014

高銀緯分子雲MBM 53, 54, 55

銀河面
3 deg.
(450 pc @8.5 kpc)

03 deg.
(5.8 pc @110 pc)「あかり」9μm帯マップ
60 [MJy/sr]
0.1
0.2 0.3
0.4 [MJy/sr]
PAH放射 (=中性物質の分布)2040
Image : PAH (AKARI 9μm)
Contour : Dust opacity (Planck)

Image : PAH (AKARI 9μm)
Contour : Dust Opacity (Planck)

PAH放射とCO分布

Sano+ 2014

銀河面
3 deg.
(450 pc @8.5 kpc)

高銀緯分子雲MBM 53, 54, 55

3 deg.
(5.8 pc @110 pc)

見えないガスはdiffuse H2に多い⇒ 低金属量銀河のダスト・ガス質量比に影響⇒ 次の星生成の材料を担う貯蔵庫

0204060 [MJy/sr]
Image : PAH (AKARI 9μm)
Contour : 12CO (NANTEN)

0.1
0.2 0.3
0.4 [MJy/sr]
Image : PAH (AKARI 9μm)
Contour : 12CO (NANTEN2)

2 ガス・ダスト進化と銀河成長の関係を理解する- 銀河進化とガス・ダスト進化は密接に関連している。
- 指標: ガス進化(金属量の増加)、
ダスト進化(ダスト・ガス質量比の増加、組成・結晶度変化)
冷却効率の向上

銀河中心核活動

星生成活動
星間輻射場の増加
光昇華

分子乖離
分子生成

超新星爆発

降着

ダスト成長

表面反応

ダスト生成
金属量増加

光変性

ダスト変性
(結晶化・非結晶化)

ダスト破壊
衝撃波
破壊・破砕

光解離

凝縮

星の質量放出2-1 銀河成長初期の星生成・金属量・ダスト進化の関係
低金属量の矮小銀河 (~1/30 Z◉): 宇宙初期銀河のanalog

I Zw18Fisher+ 2014, NaturSBS 0335-052

Hunt+ 2014

Color: HST/ACS 555nm
Contour: ALMA 870 μm

Color: 100 µm
Contour: HI

予想の1/200のダスト量

I Zw18
SBS 0335-052

予想の4倍のダスト量⇒ 同じ金属量でも、星生成活動度は既に高い。 ダスト・ガス質量比に2桁以上の差。
ダスト生成が始まったばかり？
ダスト・ガス質量比、金属量、現在の星生成メカニズムと異なる星生成率の関係を決める
10（ダストcoolingが働かない）
本質の物理条件とは？

2-2 近傍銀河におけるダスト形成・進化
ダスト・ガス質量比が、一つの銀河の中で1桁も違う

308.8
308.6
R. A. (deg.)(Walter+ 2008)

0.04

Dec. (deg.)
60.1
60.2

Gas:
HI: THINGS

308.8
308.6
R. A. (deg.)

CO: HERACLES(Leroy+ 2009)

5768(log(M◉/kpc2)

Dec. (deg.)
60.1
60.2

Herschel 70 μm

HI + H2

ダスト・ガス質量比0.4

Dust: Herschel
70〜500μm SED

1Dec. (deg.)
60.1
60.2

32(MJy/sr)

例: NGC6946

Aniano+ 2012

< 500 pcスケールで空間分解⇒ SED→スペクトルマッピング 11

2-3 我々銀河系におけるダストの組成進化

Ishihara+ 2011

ダスト供給源Image : PAH (AKARI 9μm)
・ C-rich AGB stars
・ O-rich AGB stars
AKARI mid-IR PSC(in galactic coordinates)
9 μm & 18 μm sources

星間ダスト

0.05

0.10.15
AKARI
mid-IR diffuse 0.2maps
Image : AKARI 9 (inμmgalactic/ 90 μmcoordinates)
ratio⇒ 数千個の多様な近傍銀河に対して、9 μmgrains)& 18 μm bands(PAH / silicate星からのダスト供給の様子・化学進化を調査

2-4 氷で探る銀河の現在と過去

Yamagishi+ 13

H2O氷 … 分子雲内部の低温環境 (AV~10 mag.
T~10 K) で、ダストの表面反応で生成。
CO2氷 … H2O - CO氷への紫外線照射で生成⇒ CO2/H2O比 … 分子雲における紫外線照射 (SNRの影響) の歴史「あかり」によるM82のスペクトルマッピング
カラーマップ: H2O+CO2 iceの柱密度Contour: 分子雲 (12CO)

カラーマップ: H2O ice
Contour: PAH (星生成)

カラーマップ: CO2 ice
Contour: PAH (星生成)

星生成活動が、分子より詳細な空間分布 ←高空間分解
氷の結晶構造 (熱史) ← 44, 62 µm帯観測 進化・組成に与える影響

3. 銀河の磁場の進化
銀河スケールでの磁場

磁場は星生成に重要
Face-on

星形成領域
Serpenseby IRSF/SIRPOL
Sugitani+ 09

ローカルな磁場構造と銀河スケールの磁場の関係？

Edge-onM51 (Scarrott+ 87)

NGC891 (Fendt+ 96)

宇宙初期から普遍なのか？
Mergerによって磁場はどのように進化するのか？

広視野・高空間分解
偏光マッピング

遠くの銀河の空間分解
偏光マッピングInteracting/merger 銀河

磁場の進化は銀河の星生成にどう影響するのか？

4. まとめ
2020年代の課題⇒ 星・惑星形成
1. 銀河の星生成率の多様性- 見えないH2ガス (CO-dark gas) の定量化
2. 銀河の物質 (ガス・ダスト) 進化⇒ 銀河・銀河団- 低金属量銀河の星生成⇒ 恒星物理・超新星・- ガス・ダスト進化の多様性
晩期型星- 氷で探る銀河の現在と過去
3. 銀河の磁場の進化• 研究手法- 赤外線スペクトルによるガス・ダスト診断+ 可視・近赤外偏光観測- 銀河サンプル: <100 Mpc の無バイアスサンプル(約4,000個)に対する、スペクトルマッピング

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