銀河のダスト量進化と遠赤外データによる検証
長岡 美甫、 平下 博之 （筑波大学）
銀河中のダストは、星からの輻射を吸収し遠赤外線で再放射する働きをする。このため銀河のSEDにはダスト量が大きく反映される。従って、銀河の進化と共にダスト量がどのように進化してきたかを解明することは、銀河SEDの進化を解明する際の根本的問題である。我々は今回、Lisenfeld & Ferrara (1998)の化学進化モデルに基づき、銀河のダスト量進化を再吟味した。それは低金属率の銀河のダスト・ガス比と重元素率の関係を用いて、星から供給される重元素のうちダスト相にある割合を制限できるというものである。彼らはIRASの60 μｍ、100 μｍバンドからダスト質量を評価した。しかしNagata et al. (2002)によれば、IRASバンドではダスト温度を過大評価することが分かっており、つまりダスト質量は過小評価されていたことになる。そこで我々は、Nagata et al. (2002)の処方箋に従い、波長100μm以上のバンドから「正しい」ダスト温度を求め、新たにIRASカラーとの関係をfittingした経験式を導出した。本研究では、矮小銀河サンプルに対して新しく算出したダスト質量を用いて、化学進化モデルからダストの形成過程を再吟味した。その結果、星から供給される重元素の1割〜5割程度がダストとして星間空間に放出されることがわかった。これはLisenfeld & Ferrara (1998)の結果より2倍〜1桁大きい値である。

銀河に含まれるダストの再放射効果
紫外線・可視ダスト

赤外線

銀河のSED変化
τ V = 40
τ=40

星だけの光
τ=0.1

τV = 3︵輻射エネルギー︶

τ=0.1
τ=40

ダストによる変化

７ｙｒ
t=１０7t = 10 yr

紫外線可視光（波長）

ダストの再放射による
遠赤外光度は、銀河に含まれるダストの量を反映している。

赤外線

λ [μm]

Takagi et al.2003

今までのダスト質量を求める際の問題点
ダスト質量の求め方
ダスト温度を１温度と仮定。
2つのフラックスから温度を評価し、それをダスト質量にやきなおす。（詳細は後述）
輻射エネルギー
Very small grain
0.001〜0.01μm

今まではIRASバンド（60μmと100μm）から求めていたが、星間空間中のダスト質量の大部分を占めるlargegrainよりも温度の高いvery smallgrainの寄与が大きく入ってしまっていて、ダスト温度が高く評価されていた。
ダスト質量の過小評価
温度が高く見積もられている

Large Grain 0.01〜0.25μm（星間のダスト質量の大部分を占める）

銀河系のSED
Desert etal.(1990)
60 100波長（μm)

銀河の化学進化とダストの形成過程
正しく評価されたダスト質量をもとに、Lisenfeld & Ferrara(1998)で計算された星形成や星からのmass loss、SNによるdustの破壊を考慮して、gas,metal,dustの量を見積もり直す。
星形成

銀河

Dustの破壊gasmetaldust
生成
dust
生成

星の死

放出されるメタルのうちのダストの割合を調べる

gas
星形成

銀河に存在するダストの大部分が星から放出されたものと考えられる低金属率の矮小銀河を考える

目的
銀河のダスト質量を正しく評価し、銀河の化学進化を考えることで星から放出されるメタルに対するダストの割合を再評価する。

ダスト質量の求め方
ダスト

遠赤外線

銀河

ダストの総遠赤外光度

観測者

光学的に薄いため遠赤外光度はダスト質量に対応

Lν = 4π N σ ν Bν (Td )ダスト個数
ダストの吸収断面積

ダスト質量σ ν = Qν π a 2

ダスト温度TdのPlanck関数

ダスト温度

ダスト質量の求め方
Lν = 4π N σ ν Bν (Td )ダストの質量Fν d  4 s a 
Md =
Bν (Td )  3 Qν 2LνFν =4π d 2σ ν = Qν π a 2
ダストの性質a :ダストサイズ
Qν:放射率s:質量密度Fν : フラックス
d : 銀河までの距離

観測量

Td : ダストの温度（１温度を仮定）

輻射エネル
ギー

Draine&Lee(1984)

λλ‘

波長

ダスト質量評価の改善法
輻射エネルギー

large grain 0.01〜0.25μm（星間のダスト質量の大部分を占める）

銀河系のSED

Desert et al.(1990)
very small grain
波長（μm)

0.001〜0.01μm
IRASバンド

60 100

ISO,KAO観測によるデータ（100,150,170,200 μm）を適用

very small grainの影響がない遠赤外領域100μm以上のバンドデータを用いてlarge grainの温度、ダスト質量を評価する

結果：改善後のダスト質量

ダ ス ト 質 量 logM d (M su n )9.5100μm、200μmバンドで求めたダスト質量9IRASバンド（60μm,100μm）で求めたダスト質量8.587.57Mrk231

4

Arp220NGC62402

Arp244

NGC307606

ダスト質量は２倍から1桁ほど8過小評価されていた

100μｍ以上の観測データがない場合
100μm以上の観測データがある銀河とその銀河のIRASバンド（60μm、100μm）での観測データを比較して関係を調べておく。

Fitting 公式の導出
各銀河の100μm以上の長波長バンドデータを用いて導出した温度（横軸）とIRASデータ（縦軸）とのfitting公式
4︵F60/F100のフラックス比︶

60μmと100μm

データ :3F 602

F 100'Tvsf60f100error_bar2.txt' u 1:3:2:5'modelfitting.txt'
d= 0.0676T − 1.0114

10.90.80.70.60.50.40.30.20.1
10Nagata et al.(2002)

20304050607080（100 μm以上の波長データから得られた）温度T（K）

Fitting 公式の矮小銀河への適用
矮小銀河は100μm以上のデータがないため、fittting公式を用いてダスト質量を算出した
矮小銀河のダスト質量の改善前と改善後の比較
ガス・重元素比12 + log(O H )9.5'D_Xi1.txt''D_Xi2.txt'

9

改善前の矮小銀河

8.58

改善後の矮小銀河

7.5

76.5-6-5-4-3-2-10

ガス・ダスト比 log( M dust M HⅠ,opt )銀河の化学進化モデル

Lisenfeld & Ferrara (1998)

One zone モデル、 Salpeter 初期質量関数（星の質量の下限:1Msun、上限:120Msun)を仮定。今、銀河年齢を宇宙年齢と等しいとおく。
銀河年齢よりも寿命の短い星は寿命0年（τm=0）と仮定。
SNは8Msun以上の星が起こるとする。
dM g
ガスの= −ψ + E
時間進化dt
SFR 星からのガスの放出
Mi
dM i
金属量のX=i= − X iψ + E i
Mg
時間進化
dt 星形成でとりこまれる金属量星から放出される金属量
ダスト量の
時間進化

dMd ,idt

fin：放出される金属のうちのダストの割合

τ SN :SNによりダストが破壊されるtime scale= f Xiψ + fin Ei −fXi Mg

f =

τ SN

星形成でとりこまれるダスト量星から放出されるダスト量
SNによって破壊されるダスト量

MdMi

銀河モデルと観測量の組み合わせ
ガスの放出率E = Rψ =120 M sun∫ (m − w )φ (m )ψ (t − τ )dmmm

1 M sunR

重元素の放出率E i = ( RX i + yi (1 − R ))ψ
=R:星からガスに戻る割合
φ:初期質量関数t:銀河年齢τ m :質量ｍの星の寿命
w m:残骸質量y i :星の中の金属合成の割合
120 M

120 M sun∫ [(m − w )X (t − τ ) + mp ]mimi

1 M sunsun
1yi =mp iφ ( m )dm∫
1 − R 1 M sunpi : 星の中で新しく×ψ ( t − τ m )φ ( m )dm

作られた金属の割合

SNによりダストが破壊されるtime scaleM
γ：SN率（回数/時間）
τ SN = g εM γ
100 M sumsh SNγ SN = ∫ ψ ( t − τ m )φ ( m )dm

Mｇ：銀河の全ガス質量
Msh：shockで影響をうけるガスの質量
ε：shockで破壊されるダストの割合

8 M sum

このような銀河の化学進化モデルと新しく求めたダスト質量より星の放出するメタルのうちのダストの割合 finを制限することができる。

結果：星から放出されるダスト・メタル比
矮小銀河の質量サンプルと進化モデルの組み合わせ
過去の研究 Lisenfeld & Ferrara (1998)
では fin=0.003〜0.1程度であった。
9.5'D_Xi1BCD.txt'
Blue compactdwarf'D_Xi1DIrr.txt'
Dwarf Irregular
fin=1'D_Xi3x0_1213.txt'
u 2:1
fin=0.5'D_Xi3x0_1213.txt'
u 3:1
fin=0.3'D_Xi3x0_1213.txt' u 4:1
fin=0.1'D_Xi3x0_1213.txt'u 5:1

912 + log(O H )ガス・メタル比

8.58

再評価の結果星から放出されるダスト・メタル比は0.1〜0.5程度であることがわかった。

7.576.5-6-5-4-3-2log( M dust M HⅠ,opt )-1

ガス・ダスト比0結論
銀河のダスト質量を従来のIRASバンド（60μm、100μm）よりも長波長領域（100μm以上）データを用いて再評価した。その結果、これまで求められてきたダスト質量よりも2倍から1桁程度大きいことがわかった。
この新しく求まったダスト質量を用いて銀河の化学進化モデルと組み合わせたところ、星から星間空間中に供給されるダストはメタルのうち１割〜５割程度であることがわかった。これは、過去の研究よりも2倍〜1桁程度大きい値であった。