高瀬一喜、尾中 敬（東京大学）

金田 英宏（名古屋大学）
平下 博之(台湾中央研究所)

Blue Compact Dwarf galaxy
多くのBCDsがstar‐forming galaxiesとして知られている。
´ Low‐metallicity(～1/10‐～1/3)な銀河が多い。
⇒銀河進化がまだ進んでいない銀河もある。
´

BCDsのダストは遠方銀河にある未発達なダストと同じような環境にある。
⇒観測の困難な遠方銀河の代わりにBCDsを用いて銀河内のダストの化学進化を追える。
•IZw18 @NASA HSTFar-Infrared
Large grainsは恒星からの放射を吸収し温度が上昇する。同時に遠赤外線で光ることにより冷える。
吸収加熱と放射冷却を長時間繰り返すことによりおよその平衡温度(Td)に落ち着く。そして、その平衡温度により遠赤外線放射はおおよそ決定できる。

f = Aν 2 Bν (Td )Large grains

A ; constantBν(Td) ; Planck function
Td ; dust temperature

Very Small Grains
Désert et al. (1990)

研究の背景 ¾Engelbracht et al.2008
66コ star‐forming galaxiesを観測した。
IRASとSpitzerを用いて温度やダストの質量を求めた。

gas‐to‐dust mass ratiosが重元素量(12+log(O/H))～8で大きく変化している。

ダストの性質が変化している？
Engelbracht et al.2008

研究の背景 ¾Engelbracht et al.2005
PAH(polycyclic aromatic hydrocarbon)が低金属量の銀河では観測されないことを示した論文。

IRAC 8μm bandはPAHのfeatureをトレースし、MIPS 24μmはPAH以外のダストの連続成分をトレースする。

低金属量の銀河ではPAHが効率的に破壊される？
低金属量の銀河にはそも
そもPAHはあまりない？

Engelbracht et al.2005

赤外線天文衛星AKARIAKARIは日本時間の2006年2月22日の早朝に打ち上げられ、現在も観測を続けている。しかし、FISは液体ヘリウムを使い切ったため使用できない。
AKARIの観測波長域は2～180μmである。
主目的は赤外線で全天サーベイであるが一つの天体だけを観測する指向観測もできる。
右図は今回、観測に使用した検出器FISの感度と波長を示す。
それぞれ、65,90,140,160μmの中心波長を持つ。

FISのイメージ
N60

WIDE‐SWISW‐L

N160

IC10(上図),MRK1450(下図)IC10ではN160で観測できているがMRK1450のように本研究の約半数の天体でN160では受かっていなかったり、検出できなかったので今回の結果においては使わない。
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Result;ダスト温度の決定
2f = Aν Bν (Td )A ; constantBν(Td) ; Planck function
Td ; dust temperature
Red line ⇒ 65μmを含めてfitting
Blue line ⇒ 65μmを除いてfitting
このように各天体に対してFittingを行い温度をはじめとするそれぞれのパラメータを求め相関を探った。

Fν (λ )D 2
Md =κν Bν (Td )⎛ λ ⎞⎟⎟
κν = 18.8⎜⎜⎝ 125μm ⎠−2

Hirashita+2008

2cm g−1サンプルの温度とmetallicity

赤い天体はWIDE‐L(140μm)でも受からず、N60とWIDE‐Sで温度を求めており、WIDE‐SとWIDE‐Lで求めた温度より高く算出される。

ObjectTd[K]12+log(O/H)

UGC430532.2±1.4

7.68±0.01

MRK71

39.0±0.97.80±0.06

MRK3642.3±5.7

7.82±0.02

MRK17824.7±2.5

7.82±0.06

UM420

52.2±7.1

7.94±0.05

MRK145041.9±3.47.96±0.01

MRK59

33.0±0.7

7.99±0.01UM43948.1±6.2

8.07±0.01

MRK48730.9±2.1

8.08±0.04

IIZw4041.0±0.6

8.09±0.02

IIZw7038.6±2.6

8.11±0.01

MRK723.0±0.7

8.23±0.01IC1026.6±0.28.30±0.10

NGC151035.1±2.1

8.33±0.11UM31130.5±0.98.37±0.04

UGC749023.9±1.1

8.46±0.01UM533

30.9±1.5

8.55±0.03

Fluxと温度
WIDE‐Sと他の2バンドのflux比をプロットすると分散はあるものの逆相関が見られる。
N60のfluxにおけるVSGの割合では温度に対して逆相関がある。この関係はVSGの寄与を求める手法を考えれば当然の結果である。
分散は主にN60でのVSGの寄与によると考えられる。

65μm
L65

■,■;本研究

VSGとmetallicitySpitzer/MIPSの24μmを用いてVSGとmetallicityを比較してみたが特に相関は見られなかった。

Dust mass
図中の左上の銀河の低温度のダストの質量は正しいと思わる。右下の高温のダスト質量も正しいだろう。
しかし、右下の銀河は低温ダストの影響で高温のダストを反映できていないかもしれない。つまり、高温成分が顕著な銀河はその高温成分に低温成分の放射が隠されているのではないかと考えられる。

Gas to Dust Mass Ratio
右図はEngelbracht+2008と本研究のgas to dust mass ratioや温度とmetallicity(12+log(O/H))を比較した図である。
Engelbracht+2008のように急激な変化は見られなかった。しかし、相関があることは確認できる。

■,■;本研究▲;Engelbract+2008

Gas to Dust Mass Ratio
metallicity(12+log(O/H))が8.2前後で色を分けた。
high metallicity 銀河は傾向としてgas to dust massratio が低いこと、ダスト温度が低いことが分かった。
一見するとmetallicityとダスト温度ではgas to dustmass ratioに強く影響するかわからない。

■;12+log(O/H)<8.2■;12+log(O/H)>8.2

Gas to Dust Mass Ratio
右図は温度とgas to dust mass ratioの関係を表した図である。

F(x)=a*x**b+c

相関係数rΧ2/DoF=73.5

r=‐0.70

Χ2/DoF、相関係数ともに温度の方がgas to dust mass ratioと深い関係を持つ結果を示している。
解析の結果として温度が高いとdustmassが小さくなる傾向がある。しかし、その影響だけでこれほどの相関にはならないだろう。

●;本研究●;Engelbract+2008

Summary
AKARI/FISを用いて16天体のBlue compact dwarf galaxiesを観測した。
SEDからLGダスト温度などの物理パラメータを算出し、metallicityとの関連性を模索した。
VSGとmetallicityを比較してみたが特に相関は見られなかった。
Engelbracth+2008のようなmetallicityとgas to dust mass ratioの顕著な関係は確認できなかった。