井上昭雄（大阪産業大学）

2009/10/8

第２７回Grain Formation Workshop/平成２１年度「銀河のダスト」

1Fan et al.(2003)

QSO at z=6.42
Sloan Digital Sky Survey(SDSS)で見つかった最遠方QSO:SDSS J1148+5251

赤方偏移: z=6.42 (Bertoldi etal.2003; CO lines)
Blackhole mass: 3x109 Msun
(Willott et al.2003;MgII2799)

宇宙年齢: 840 Myr at z=6.42
ΛCDMシナリオにおける構造形成（銀河の形成と合体）により、z~6で109 MsunのQSO/SMBHを作ることはできる(Li et al.2007)2009/10/8

第２７回Grain Formation Workshop/平成２１年度「銀河のダスト」

2

大量のダスト！
SDSS J1148+5251 (z=6.42)
Blackhole mass: 3x109 Msun
(Willott et al.2003)

Dust mass: 2x108 Msun
Gas mass: 3x1010 Msun
(Dwek et al.2007)

Color(green—red—yellow):
SDSS z-band (~9134 A)
Pink: IRAM/MAMBO-2
250 GHz (1.2mm)
Blue: VLA 1.4 GHz (21cm)
Bertoldi et al.(2003)
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第２７回Grain Formation Workshop/平成２１年度「銀河のダスト」

3

ダストの起源は？
 宇宙年齢８４０Ｍｙｒ以内に～108 Msunのダスト
 QSOの年齢はもちろん＜８４０Ｍｙｒ
 現在の銀河系では、Asymptotic Giant Branch (AGB)

starsからの寄与が大きい(e.g., Draine 2009)
 AGB段階への進化にかかる時間：～１Ｇｙｒ 寿命の短い（＜１０Ｍｙｒ）大質量星の超新星爆発によるダスト供給(Dwek et al.2007)
 ただし、dust yield > 1 Msun per 1 SNが必要
 理論モデルでは～0.1—1 Msun per 1 SN (Nozawa et al.2007)
 超新星残骸でのダストの観測では < 0.01—0.1 Msun per 1 SN

 ～５ Msunくらいの星は十分早くAGB段階に至る(Valiante et al.2009)
 超新星残骸によるダスト破壊は？

 星間空間での成長が重要？(Draine 2009)2009/10/8

第２７回Grain Formation Workshop/平成２１年度「銀河のダスト」

4特異な減光曲線？
別のｚ～６ＱＳＯ： SDSS J1048+4637 (z=6.2)
ダスト減光曲線は、超新星ダストによる予想とおどろくほど合う(Maiolino et al.2004)
see also
Hirashita et al. 2005, 20082009/10/8

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5

銀河のダスト量進化モデル
 Galactic chemical evolution model （銀河の化学進化モデル）の拡張
 Dwek & Scalo (1980)以来、数グループ
 Hirashita (1999a,b,c,2000), Inoue (2003)

IGM

GALAXY

STAR

ISM
METAL

DUST

REMNANT

2009/10/8

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6

銀河のダスト量進化モデル
dM *STARSR
dt
dM ISMISM S  R  I  O
dt
dM Z
METAL
  ZS  YZ  I Z  OZ
dt
dM d
M d M d (1   )DUST  DS  Yd  I d  Oddt
 SN
 ac
2009/10/8

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7

銀河のダスト量進化モデル
STARISMdM * M ISM
Rdt
 SFS

M ISM

 SF

dM ISMM ISM
 R  I Odt
 SF

dM Z
MZMETAL YZ  I Z  OZdt
 SF
DUST
2009/10/8

dM dMdM d M d (1   ) Yd  I d  Od
dt
 SF
 SN
 ac
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8

星からの供給
Yd (t )  mum(t )

md (m, Z [t   lf (m)])(m) S (t   lf [m]) dm

Stellar dust yield(SNe and AGBs)

md  10 2 M sun(Nozawa et al.2007, Zhukovska et al.2008)

Instantaneous recycling approximation (or a constant SFR):mu

Yd (t )  S (t ) md   (m)dmmt

M ISMMd 10 S (t ) 3
 SF10*(Salpeter IMFのとき)3

2009/10/8

 D 
 *   SF  3 
 10 

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9超新星残骸による破壊
Md
 dM d  dt   DmSN RSN   SNSN(e.g., McKee 1989)

SN occurrence rate:

RSN (t )  40 M8M2M ISM
 SN 
mSN RSN

(m) S (t   lf [m]) dm

 10 S (t )  10

2Effective shocked mass:

M ISM

 SF

 SN 

mSN  10 M sun (e.g., McKee 1989)3

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 SF
1010

星間空間での成長
M d (1   ) dM d 2gas
 dt   N d a sZ  Z  Z 
 ac

 ac
Dust particle number:

Density of gas-phase metals:

3M dNd 4 a 3  Zgas   Z   d  Z gas (1   ) ac 3

: depletion factor(mass fraction in solid state)

3 a 2 sZ  gas  Z Z(=3 g/cm3, sZ=1, 56Feの場合)

4a 

1

 a n  T 
 3  10 yr 
3  
 0.1 m  100 cm   100 K 

1 / 27

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 Z 

 0.02 

111

タイムスケール比較１：銀河系
dM d
M d M d M d M d (1   )dt SF  *  SN
 ac

 SF   *  10 SN  5 10 yr91 a n  T  ac  3 10 yr 3  
 0.1 m  100 cm   100 K 

1 / 27

 SF   *   SN   ac /(1   ) Z 

 0.02 

1

  0.9(in gas clouds)

ダスト量はSN破壊とISM成長のつりあいで決まる
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タイムスケール比較２：z=6QSOdM d
M d M d M d M d (1   )


dt
 SF  *  SN
 ac

 SF   *  10 SN  110 yr8

1

 a n  T  ac  3 10 yr 
3  
 0.1 m  100 cm   100 K 

1 / 27

 SF   *   SN   ac /(1   ) Z 
 0.02 1 0(in gas clouds)

ダスト量はSN破壊とISM成長のつりあいで決まる
2009/10/8

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13z=6QSOの詳しい計算： 設定
 One-zone, one-phase ISM
 Primordial gas infall有り、outflow無し
 SF timescale = Infall timescale = 1x108 yr
 Total gas reservoir = 1x1012 Msun SNe, AGB starsによるダスト形成（md=1x10-2 Msun）
 Finite stellar life-time考慮

IGM

GALAXY
STAR

ISM
METAL

DUST

REMNANT
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14z=6QSOの詳しい計算： 結果１
SFR: dotted line

SFR

Dwek etal.(2007)

Dust mass

Dust mass

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Dust masssolid line:
mSN=1x103 Msun
ac,0=1x107 yr
dashed line:
mSN=1x103 Msun
ac,0=5x106 yr
dot-dashed line:
mSN=5x102 Msun
ac,0=1x107 yr

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z=6QSOの詳しい計算： 結果２
thick: ISM growththin: SN destruction

solid line:
mSN=1x103 Msun
ac,0=1x107 yr
dashed line:
mSN=1x103 Msun
ac,0=5x106 yr
dot-dashed line:
mSN=5x102 Msun
ac,0=1x107 yr
2009/10/8

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16ダスト量決定機構は普遍的？
 現在の銀河系でも、z=6 QSOでも、超新星残骸による破壊と星間空間での成長がつりあって、ダスト量は決まっている ⇒ 普遍的な機構
 組成やサイズ分布も普遍的になるか？
 “seed”の種類によって成長するダスト種が異なる？

 そもそも、星間空間での降着でどんなダストができるのか？ ⇒ 要実験！
 その他：成長率の見積もりについて (Draine 2009)
 帯電の影響は？
 PAHは負に帯電し、金属イオンを捕獲しやすい(Weingartner &Draine 1999)

 星間乱流によりダスト粒子とガスの相対速度が熱速度以上に大きくなりうる(Yan et al. 2004)
2009/10/8

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