Tiny HI clouds の蒸発・凝集と星間ガスの物理状態
長島雅裕(京大天体核)
小山洋(神戸大)、犬塚修一郎(京大)1. Tiny HI Cloudsとは？
2. ISMと銀河
3. ISMの物理状態
4. cloud の成長・蒸発率
5. HI cloud の質量関数
6. まとめTiny HI clouds の発見
sub-pc (〜0.01pc)の構造、“tiny” HI clouds が最近発見された！
Braun & Kanekar (2005)
Stanimirovic & Heiles (2005)
0.15pc@100pc

このような構造は存在可能か？
どのようにして形成されるのか？
進化のタイムスケールは？
WNMの理解の手がかり？
今日は、このような微小雲の進化についてお話します。
が、その前に…

ISMと銀河semi-analytic modelsはCDM宇宙における銀河の形成・進化のシナリオを明らかにしてきた
例えば…
infall (monolithic collapse) model での accretion/starformation timescale は10Gyrのオーダー→どこからこんな長いtimescaleが出てくるのか？
SA model: gas cooling, star formation, SN feedback の組み合わせで出てくる
gas cooling/accretion: 10^8-9 yr (dyn. time of halos)star formation: Gyr (10% efficiency for disk rotation time)
SN feedback: ~10% efficiency to 10^51 erg for heating
しかし、それぞれのtimescale/efficiencyの起源はまだ謎→ 宇宙論的というよりも、個々の銀河で、もっと速いtimescaleで起きている現象を理解しなければならない→ 次世代銀河形成・進化モデルの物理的基礎となる（はず）

ISMと銀河銀河進化の鍵となるプロセスは何か？
・分子雲コアからの星形成～10^6 yr・超新星フィードバック～10^6 yr・超新星によりまき散らされた／外から降ってきたガスからの分子雲形成～10^6-8 yr？？？
ちなみに・ディスクの回転～10^8yr・high-z ではガスの割合高いと予想される・星はガスから形成
つまり、ISMの理解が重要

ISM の物理(熱力学的)状態
HII領域
今回はここに注目（分子雲形成のスタート地点？） 大質量星からのUV輻射によりイオン化された領域
分子雲
Log[T/K]星形成の現場
自己重力が効きだす
5
圧力一定の線

超新星爆発

？

3UV
星形成

1-202

4

Log[n/cc]
Myers (1978)

薄いISMの物理状態- 二相共存WNM(T〜104K, n〜10-1cc)
CNM(T〜102K, n〜101cc)- pressure balance- optically thin
外部と輻射を通じてエネルギー散逸- 自己重力は効かない
自己重力のtime/length scales n~1/  G ~1.2×10cc
8l~2×103  T210 K

1/ 2ncc−1/2−1/2yr～銀河回転pc
銀河サイズ

TWNM
CNMx加熱率、冷却率(atomic processes)
Koyama & Inutsuka (2000)
原子の衝突励起→自発放射による冷却
ダストの光電効果
X線、宇宙線による加熱

密度低いので、どこでも加熱・冷却が起こる

2n ≃n ≃10− 25−26

3n[erg /s /cm ]F cond =− ∇ T ,=2.5×103 T 1/ 2 [erg /s /cm /K ]

圧力平衡下の diffuse ISM
加熱（Γ）＝冷却（Λ）の系列をプロット
Γ＜ΛWNM

Γ＞Λ

不安定平衡
CNM
安定平衡

星間ガスの状態は、WNM と CNM への相分離状態→一種の相転移
相間の界面(front)の運動を解き、CNM(HI) cloud の成長について調べる※系全体でΓ＝Λとなる圧力をsaturation pressure p_sat と呼ぶ
Koyama & Inutsuka's cooling function usedBasic Equations for Dynamics
定常、isobaric の仮定を外し、非定常 full の数値流体シミュレーションと比較する

Koyama & Inutsuka (2000)による
cooling function

流体シミュレーション（２D)
不安定状態に微小な摂動を加える→相分離を起こし、自発的に乱流状態へ→加熱冷却は運動よりずっと速い

小山氏提供

密度分布
球対称1次元、Lagrange mesh (2000)、2nd-order Godunov
境界条件：外側圧力一定（下の図はp=p_sat=2823kBの場合）十分滑らかに解けている
時系列を表わす
蒸発しつつあるので、時間がたつと表面が内側へ

密度半分で
cloud表面定義
cloud中心WNM

温度、速度構造

蒸発率 dM/dt- Fullシミュレーションと準定常解はほぼ同じ- McKee-Cowieの蒸発率 (MC77) は4,5倍過大評価
McKee&Cowie蒸発率
雲表面での蒸発率

p=p_sat の場合

各半径でのdM/dtをプロット
Quasi-steady state(QSS) numerical solution
Full Numerical Simulation

蒸発の Timescale
R〜0.01pc clouds evaporate in 〜Myrcondensation

もしこのような雲が普遍的に存在するなら、Myr程度で常に作り続けなければならないことを意味する

expectation fromthe analytic formula近似解
d次元球対称を仮定すると、energy方程式は（isobaric, 準定常）

r=Rでのみnon-zero

d=1の左辺に置換・温度変化は front のみ・右辺第一項、第二項はd=1の左辺で置き換える(流速) ＝ (d=1での流速) + (曲率項)近似解
雲のサイズの進化は（半径Rの球対称）、

R crit=V  p 1−R(Nagashima, Koyama & Inutsuka 2005)
蒸発率／凝集率に直すと、
222/3
Ṁ ∝ R Ṙ ∝ R ∝ M for R>>R_crit∝ R∝ M

1/3for R<<R_crit

実はMcKee & Cowie (1977)が求めた蒸発率（初めから定常を仮定）の拡張になっている(係数だけ違う）

2Ṁ =4 R C Ṙ
・p_WNMが大きい時・サイズが大きいときは定性的にMC77と異なる

まとめ・0.01pc程度の cloud は 1Myr 程度で蒸発する→形成メカニズム？
→WNMが高圧？
・McKee & Cowie (1977) の蒸発率は若干 overestimate
だが、大体 consistent
今後
・様々な圧力・加熱／冷却の場合(異なる環境）→分子雲内部の乱流との関係？
・tiny HI cloud の進化、統計的性質(質量関数など)・銀河進化との関連／QSO吸収線系
銀河形成論の今後
・CDMに基づいた銀河形成モデル(e.g.νGC)と観測とのより詳細な比較
・銀河モデル自体の精密化(e.g.次のトークby小山さん)

Frontの速度いまの近似解は以下のように書ける：

ここで V(p) は d=1 での定常解の速度。
これを数値的に求める。
(isobaricの仮定は外し、full に解く)
V(p)上：cloud静止系でのWNMの速度
下：frontの速度
cloud の成長則が求まった！

Mass (Size) Function「サイズ空間」での連続の式

仮定：
・新たな cloud の生成はない→一度相分離してしまうと、圧縮する機構が働かない限り新たな cloud はできにくそう
・合体はしない(個々のcloudが周囲のWNMを食べて太る)→後に効いてくるかも(e.g. Tomisaka 1984, 1986)
Mass Function との関係は、

Size Function
・サイズ関数は、「サイズ空間での密度分布」である。
・サイズ空間での座標は cloud のサイズに相当する・サイズの成長率、即ちサイズ空間での運動が求まっている・大きい cloud の方が速く成長する→サイズ空間での orbit crossing はない
n(R)

dR/dt

Rc

サイズ空間で Langrange摂動

RLagrange摂動
時刻t=0でサイズ q の cloud の、後の時刻 t でのサイズ R(t,q):dR/dt=V(1-Rc/R) を解けば求まる

時刻 t でのサイズ関数は、

ここで Jacobian は

Jacobian
時間とともに、small R の cloud が減っていく※簡単のため、
V=1, Rc=1

Mass Function
initial の mass function がn(M)∝M^a, a=-2,1 を示す

サイズは linear に大きくなるので、Log-bin では適当な mass に集中するように見えるより現実的な Mass Function へ・初期条件をどう求めるか？
→たとえば shock 通過後の不安定性から典型的なcloud size が求まるであろう
・大スケール(cloud よりずっと大きいスケール)では圧力は一定ではない→適当な ensemble を取る→乱流と結びつくか？
→散逸系なので、Energy spectrum との関係は自明ではないが…
・ある程度大きくなると、cloud 同士の合体による成長がメインになるであろう→coagulation equation→WNMの速度分散、重力フォーカシング、外部重力場→ runaway growth?