論文紹介セミナー

09/11/24

THE ASTROPHYSICAL JOURNAL, 701:2019‐2032, 2009 AUGUST 20

ABUNDANT CIRCUMSTELLAR SILICA DUSTAND SiO GAS CREATED BY
A GIANT HYPERVELOCITY COLLISION
IN THE 〜12 MYR HD172555 SYSTEM
C. M. LISSE, C. H. CHEN, M. C. WYATT, A. MORLOK,I. SONG, G. BRYDEN, AND P. SHEEHAN
神戸大 M1高沢 晋

1. Introduction＜HD172555（A5V star）＞
地球からの距離は29.2pc
年齢は〜1200万年
中間赤外域に高い放射を持つがか座β星のグループ

HD172555‘ et al. 2006）（After Moor
SED for HD172555 showing the BVR/2MASS determinedphotospheric emission (black) and the large IR excess detected byboth IRAS (green) and Spitzer MIPS (blue) and Spitzer IRS (red)がか座β星はダストからなる拡がった星周円盤を持っている
HD172555も大きな星周円盤を持っている？

ハッブル宇宙望遠鏡にコロナグラフを付けてHD172555の散乱光を観測（D. Ardilla et al. 2009）
半径15AUより外側には星周円盤は見られない
多くの星周物質は15AUよりも内側にある
HD172555のスペクトル分布は〜245Kの黒体放射に最も合う
ダストの温度は比較的高く、中心星から3〜4AUに位置する（HSTの結果と調和的）HD172555の年齢は1000〜1200万年

地球型惑星の形成時期に近い（Wetherill 1990; Yin et al. 2002）

地球型惑星の形成過程を知るためにも、HD172555を調べることは重要である＜本論文の目的＞
HD172555のスペクトル分布の特徴（中間赤外域における強い放射）を用いてダストの主成分を分析し、ダストの量・位置する場所・温度などを調べる2.1. Observations
観測天体： HD172555（2004年3月）
望遠鏡： スピッツァー赤外線望遠鏡
観測波長：5.2‐14.0μm (λ/Δλ〜90)9.9‐19.6μm (λ/Δλ〜600)
18.7‐37.2μm (λ/Δλ〜600)

スピッツァー赤外線宇宙望遠鏡

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/mediaimages/artist_concepts.shtml

HD172555のスペクトル分布を他の天体のスペクトル分布と比較
HD100546： A0 star
有機物に富む若い星
Hale‐Bopp Coma
Tempel 1 Ejecta
HD113766： F5 star
岩石質惑星を形成している若い星
HD69830: 濃い惑星間塵を持つ主系列星

2.2.1. Deep Impact
HD172555のスペクトル分布の特徴を理解するために、ディープ・インパクトとそのスピッツァーによる赤外線観測結果を用いたTempel 1 ダストモデルを使う＜ディープ・インパクト（2005年7月4日）＞
太陽から1.51AUに位置する彗星「Tempel 1」 に、質量370kgのインパクターを速度10.2km/sで衝突させた
彗星からのエジェクタをスピッツァー Computer rendering of the Deep Impact spaceprobe after separation of the impactor (credit
望遠鏡により赤外線観測NASA/JPL)

2.2.2. Thermal Emission
ダスト雲の放射フラックスは次のように計算される

T : 粒子温度 a : 粒子半径 I : 組成 r* : 中心星からの距離
Δ : 望遠鏡からの距離 Bλ : 波長λの黒体放射
Qabs : 組成 i 波長 λ のときの放射効率
dn/da : 半径 a の粒子の数

ダストの組成Emissionの位置

ダストのサイズ
ダストの温度Emissionと連続波の強度比
短波長成分と長波長成分の相対強度
これら3つの効果について考える2.2.3. Composition
Temel 1 エジェクタの組成を決定するため、Tempel 1エジェクタのスペクトルと実験室で得られたさまざまな物質のスペクトルとを比較
惑星間ダストや隕石、彗星、YSOｓ、デブリ円盤に存在が報告されている物質などを比較に用いた
結果、主に以下の物質がTempel 1 エジェクタを作っていることがわかった（Lisse et al. 2006）
Ca/Fe/Mg‐rich silicate, Carbonates, Phyllosilicates, Water‐ice,Amorphous carbon, Ionized PAHs, Fe/Mg sulfides

これらの物質で他の彗星ダストやYSOｓ、デブリ円盤のスペクトルを説明できた（Lisse et al. 2006, 2007a, 2007b, 2008）

2.2.4. Particle Size Effects
粒子サイズを 0.1‐1000μm の範囲にとる
放射率の粒子サイズ効果は次式のように仮定する

サイズの小さい粒子は鋭いピークのあるスペクトルを持つ
サイズの大きい粒子には鋭いピークは見られない
Tempel 1 のエジェクタもHD172555もスペクトルに鋭いピーク小さい粒子（〜μm）が多く存在
Tempel 1 のエジェクタは0.5‐2.0μmのものがほとんど( Lisse et al. 2006 )HD172555のダストも小さい粒子が支配的（傾きの急）なサイズ分布をしていると考えられる

2.2.5. Particle Temperature
ダストの温度はその組成とサイズによって変わる
最も小さいダストの温度 Tdust は、データに合うように決定得られた Tdust を下式に入れてHD172555とダスト間の距離 r* を求める
Tdust : HD172555の星周ダストの温度
TT1 ejecta 〜 340K (Lisse et al. 2006）
L* : HD172555の放射光度
Lsolar : 太陽の放射光度r* : ダストとHD17255との距離最も大きいダストの温度は熱平衡温度（LTE）を使う
その間のサイズのダストの温度は内挿3.1. Dust Composition
Tempel 1 エジェクタの組成モデルではHD172555の星周ダストのスペクトルを説明できない
HD172555の7‐13μmのスペクトルの特徴とよく合うのは黒曜石やテクタイト（アモルファスシリカ）
温かく小さいダスト（〜μm）の集まり
黒曜石やテクタイトは地球上の溶岩や衝突クレーターに見られる（岩石の急熱→急冷によってできる）
HD172555の星周ダストの起源は天体衝突？

よくあるシリケイトのスペクトルを取り除くと・・・
7.5‐10μmに鋭いピークが2つ5‐6μmにノイズのあるピーク
このようなスペクトルを持つ固体物質は見当たらないが・・・
SiO ガスのスペクトルを入れるとピークが説明ができる
カンラン石 or 輝石

気化
高温

SiO ガス ＋ 金属酸化物（FeO, MgO, CaO, etc.）

ピークはそれで説明できたが・・・
長波長側の山を作っているものは何か？
大きなダスト（> 100μm）の集まりがあって、それが200Kの黒体放射をしていると考えれば説明できる
冷たく大きいダスト（>100μm）の集まり
サイズの大きな粒子は特徴的なスペクトルを持たないので、その組成はわからない
温かく小さいダストの全表面積の約80％の表面積をもつ

3.2. Dust Mass
サイズの小さい粒子ほど鋭いピークのあるスペクトルを持つ
シリカの鋭いピークができるように温かく小さいダストのサイズ分布を決めると、dn / da = a ‐3.95±0.10 （0.1〜1000μm）
衝突平衡状態のサイズ分布 dn / da = a ‐3.50 よりも〜μmのダストが多い
ダストを供給するイベントがあった（0.1 Myr 以内）
サイズ分布から見積もられたダスト質量の下限値は、4×1019 kg（これは半径150kmの天体の質量に相当）サイズの大きな粒子には特徴的なスペクトルが見られない
冷たく（〜200K）大きなダスト（>100μm）の集まりの組成がわからないため質量も不明
しかし、下限値を見積もることはできる
ダストは全て100μmだと仮定し、その全表面積は温かく小さいダストの全表面積の約80%であるとすると、その質量の下限値は、1021 – 1022 kg（これはCeresの質量に相当）

SiOガスの質量はCrovisier （2002）の式を用いて見積もる
SiO分子Nmol SiO 個が出す光のエネルギー（１AU）はNmol SiO×g×hν
g : SiO分子が励起される確率
これが地上に届く時には薄められ、それを観察するFν dν （観測エネルギー） = Nmol SiO ×g×hν /2 (rh 4πΔ2)
rh : HD172555−SiOガス間の距離

Δ : HD172555−スピッツァ−間の距離

これを変形すると）＝ 1.4±0.7×1047 molecules
ここからSiOガスの質量を求めると、 1.1±0.6×1022 kg

3.3. Dust Temperature and Location
小さいダストの温度は、5‐35μmのスペクトルデータにもっともよく合う 305K とする
これを次式に入れる
TT1 ejecta 〜 340K （Lisse et al. 2006）

L* : 〜9.5Lsolar (Wyatt et al. 2007b)r* （ダストとHD17255との距離）= 5.8±0.6 AU を得る
熱平衡を考えると100μmよりも大きいダストはこの距離
だと〜206K（調和的）5.8±0.6 AU は、太陽系でいうとメインベルトの内側に相当4.2. Formation Processes in HD172555
HD172555の星周ダストは、微惑星どうしの衝突（ Vimpact > 10km/s）でできたと考えると説明がつく
衝突点の岩石が高温となり気化

SiOガス

そのまわりから放出した破片は溶融→急冷し、テクタイトのようなアモルファスシリカを作る

温かく小さいダスト（〜μm）の集まり

深いところからサイズの大きな破片が放出

冷たく大きいダスト（>100μm）の集まり

5. CONCLUSIONS・ HD172555は中間赤外域に特徴的なスペクトルを持つ・ HD172555の星周ダストは大きく分けて以下の３種類
温かく小さいダストの集まり〜μmのアモルファスシリカが支配的

冷たく大きいダストの集まり>100μmのダストの集まりで、固体ダストの質量の大部分を占めるが、その組成は不明

SiOガス

星周ダスト質量の主な成分の一つ
岩石微惑星どうしの衝突の証拠

・ HD172555の星周ダストは岩石微惑星どうしの衝突によってできたと考えられる