井上昭雄（大阪産業大学）

2010/11/17

CPSセミナー1

もくじ 惑星とダストと銀河：イントロダクション
 銀河系のダストーその起源は？
 ダストの一生概観
 銀河の化学進化モデル
 太陽近傍の化学進化モデル

 銀河のダスト量進化モデル
 スターダスト供給 ｖｓ 超新星破壊 ｖｓ 星間成長

 銀河のダスト量決定機構
 原始太陽系星雲のダスト まとめ

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CPSセミナー2惑星とダストと銀河

太陽組成

その他（約２％） N

He

O
H

原始宇宙組成
LiC

Si

SiFe

Mg

Mg 他

Fe

惑星形成
O

地球（全体）組成

銀河進化C
Si

He

宇宙塵組成
H

2010/11/17

他
FeMg
O

CPSセミナー3惑星とダストと銀河と、生命 Galactic Habitable Zone
 銀河系内で生命居住可能な場所
 銀河の化学進化

Lineweaver et al.(2004)

 元素組成のみ考慮→ ダストも考慮すべき

 なぜ「天の川」？
 「天の海」を見る
生物はいるのか？

 “The First Complex
Life”はいつどこで?
→ Habitable Zone
“in Galaxies”
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CPSセミナー

4Yamamoto & Hasegawa (1977)

スターダスト生成

星間成長 Draine (1990)

衝撃波破壊
Jones et al.(1994)

星・惑星系形成2010/11/17

CPSセミナー5

銀河の化学進化モデル
 銀河の中の元素組成進化を記述するモデル
 ヘリウムより重い元素をまとめて「金属(metal)」と呼ぶ慣習
 １９６０―７０年代から発展
 非線形開放系の時間発展方程式

IGM

GALAXY
STAR

ISM
METAL

REMNANT

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CPSセミナー6

銀河の化学進化モデル
 方程式系（one-zone, single phase ISM）

dM*
=S−R
STARdt（stellar remnant含む）
dM ISM= −S + R + I − O
ISMdtdM Z= −ZS + YZ + I Z − OZ
METALdt
R (t ) = ∫mum(t )2010/11/17

YZ (t ) = ∫{m − w(m, Z[t − τ lf (m)])}Φ (m)S(t − τ lf [m])dm

mum(t )mZ (m, Z[t − τ lf (m)])Φ (m)S(t − τ lf [m])dm
CPSセミナー7太陽近傍の化学進化モデル
 仮定
 IGM → ISM infallあり、outflowなし： infall time-scale infallはゼロ金属

 星形成率はISM質量に比例する： SF time-scale 最新の恒星元素合成イールド
 超新星爆発： Nomoto et al.(2006)
 ＡＧＢ型星： Karakas (2010)
 比較観測量
 星形成史 恒星の年齢―金属量関係
 恒星―ISM質量比→ 二つのtime-scaleを決定
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CPSセミナー8

星形成史

ヒストグラム：Rocha-Pinto et al.2000
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CPSセミナー9

恒星の年齢―金属量関係

データ：
Rocha-Pinto et al.2000
2010/11/17

CPSセミナー10恒星―星間媒質質量比

データ：
Naab & Ostriker 20062010/11/17

CPSセミナー11太陽近傍の化学進化モデル
 星形成タイムスケール：

３Ｇｙr インフォールタイムスケール： １５Ｇyr

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CPSセミナー12

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

IGM

GALAXYSTARISM
METAL

DUST

REMNANT

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CPSセミナー13

銀河のダスト量進化モデル
 方程式系（one-zone, single phase ISM）

dM*
=S−RSTAR
dt
dM ISM= −S + R + I − O
ISM
dt
dM Z
= −ZS + YZ + I Z − OZ
METAL
dt
超新星爆発による破壊 星間雲内での成長
dM d
Md Md
= −Zd S + Yd −++ Id + Od
DUSTdtτ SN τ ac
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CPSセミナー14太陽近傍のダスト量進化
 太陽近傍の化学進化モデル採用
 最新のスターダスト形成モデル
 超新星爆発： Nozawa et al. (2007)
 ＡＧＢ型星： Ferrarotti & Gail (2006), Zhukovska et al. (2008) 一桁程度の不定性あり

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CPSセミナー15

ダスト―ガス比進化

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CPSセミナー16

星からの供給
Yd (t ) = ∫mum (t )md (m, Z [t − τ lf (m)])Φ (m) S (t − τ 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 ∫ Φ (m)dmmt

M ISM M d
≈ 10 S (t ) ==3
τ SF10τ*(Salpeter IMFのとき)−3

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CPSセミナー Zd 
τ * ≡ τ SF  −3  10 17

超新星残骸による破壊Md
 dM d  dt  = εDmSN RSN = τ SNSN(e.g., McKee 1989)

SN occurrence rate:

RSN (t ) = ∫40 M

8M−2

Φ (m) S (t − τ lf [m])dm≈ 10 S (t ) = 10−2

Effective shocked mass:

M ISM

τ SFεmSN ≈ 10 M sun (e.g., McKee 1989)3

2010/11/17

M ISM
τ SN ≡εmSN RSN

CPSセミナーτ SN ≈

τ SF
1018

星間空間での成長Md
 dM d 
2gas=XNas=πρυ
colddZZZ
 dt τ ac
 ac
Dust particle number:

Density of gas-phase metals:

3M dNd =4π a 3 σρ Zgas = ρ Z − ρ d = Zρ gas (1 − δ )τ ac ≡

4 a3 σδ: depletion factor(mass fraction in solid state)

3Xcold a 2 sZ ρ gas υ Z Z (1 − δ )3 Myr≈
Z (1 − δ )2010/11/17(σ=3 g/cm3, sZ=1, vZ=0.2 km/s,
ρgas=1e-22 g/cm3, Xcold=0.2)
CPSセミナー19

破壊 ｖｓ 成長

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CPSセミナー20

ダスト―金属比進化
成長破壊パラメータ
τac,0 εmSN
1.5e3 Myr Msun

3e3 Myr Msun

6e3 Myr Msun

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CPSセミナー

データ： LIC byKimura et al.(2003)
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銀河のダスト量決定機構
ダスト―金属比の時間進化：瞬間リサイクル近似(IRA)のとき
解析解はα（スターダストの項）は小さい（１のオーダー）ので無視できて、b > aのとき、十分時間が経過後の漸近値は平衡値と一致しており

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CPSセミナー22

銀河のダスト量決定機構
 銀河のダスト量は、星間成長が効き始めた後は、超新星破壊と星間成長のつりあいで決まる
 星間成長が効き始めるタイミング(a=bのとき)は金属量が、次の閾値を超えたとき

 銀河のダスト量は、スターダスト生成率に依らない
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CPSセミナー23

スターダスト生成効率の影響

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CPSセミナー24

原始太陽系円盤のダスト
 太陽系形成時はすでに星間成長が効き始めた後
 ダストは十分ありそう 原始太陽系円盤内での物質降着成長もある？
 氷マントルの形成など

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CPSセミナー25

まとめ
 銀河のダスト量進化は、惑星系形成の基礎を与える重要性がある。
 引いてはアストロバイオロジーにとっても重要。

 銀河の化学進化モデルにダストの形成、成長、破壊過程を組み込んで、銀河のダスト量進化を記述できる。
 超新星爆発衝撃波による破壊率はスターダスト供給率より一桁程度大きい。
 星間雲内でのダスト成長が必要。

 銀河のダスト量は超新星破壊と星間成長がつりあって決まる。
 金属量が閾値を超えると星間成長が効き始める。

 太陽系形成は星間成長が効き始めた後であり、原始惑星系星雲には十分なダスト量があったと考えられる。
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CPSセミナー26