国際会議報告会Small Ionized and Neutral Structures

in the Diffuse Interstellar MediumSocorro, New Mexico, May 21-24, 2006

物２ 天体核 D2 井上 剛志

会議の概要

Outline of This Talk1. 星間媒質における小スケール構造と　　　　 我々の星間媒質進化モデルとの関係2. 会議で発表を行った研究について

テーマ：星間媒質（イオン化媒質、中性原子媒質、分子ガス媒質）　　　　　における小スケールの構造について

場所：ニューメキシコ州、ソコロ（アレーオペレーションセンター）

参加者：米（７割）、豪、英、仏、蘭、印、韓、メキシコ、　　　　　　　　　　　　日本（井上、犬塚（京大理）、長島（長崎大））　全６６名

開催期間：５月２１日～２４日

観測家７割、理論家３割で C.Heiles 教授、 E.Jenkins 教授、 D.Cox教授、　 R. Reynolds 教授等、星間媒質研究における指導的専門化が多く参加した　　＊懸案事項となっていた収録については会議後に出版が決定されました

Very Large Array

ソコロの西約 100 km

直径 25 m のアンテナが 27 個並ぶ

最大 36 km まで広がる

アレーオペレーションセンター　　　　 @ ニューメキシコ州、ソコロ（空港のあるアルバカーキから南約 100 km ）

Interstellar Medium ( 星間媒質 )

星

恒星風、超新星

輻射電離

重力収縮

観測された星間物質の相図（ Myers1978 ）

log(n=cm3)

log(KT)

星間媒質がどのようなプロセスで進化して星になっていくのかは理解されていない

Hot Ionized Medium

Warm Medium

Cold Neutral Medium

希薄な電離ガス ： T ~ 106

K

HI 雲： T ~ 100 K

分子雲： T ~ 10 K

中性の星雲間ガス：

大質量星周りの電離領域： T ~ 104 K

WNM と CNMWNM と CNM は 加熱 , 冷却 が効く開放系（光学的に薄い媒質）

加熱源 ： External Radiation Field, CR 等冷却源 ： 輝線放射・・・ Ly-alpha, C+ fine structure, 等

WNM :CNM :

正味の冷却関数：　　　 　　　　　　　　　　　　 [ erg/cm3/s ]加熱 , 冷却が釣り合う輻射平衡状

態：

加熱利得冷却損失

n [cm-

3]

P [K/cm3]

CNMWNMCNM と WNM は安定に等圧下で共存可能

冷却優勢

加熱優勢

101-210-1

104不安定

Tiny Scale Atomic Structure とは近年発見された 10-4 pc （数 10 AU ）スケールの非常に小さな CNM

TSAS はどの方角を見ても普遍的に存在する (Heiles 1997) 星間雲の新しい population ?

電波観測 ： 水素原子の 21cm 線 ( 超微細構造 ) の吸収線を見る

Quasar

Pulsar

102à3 km/s

Very Long Baseline Array

Single dish telescope

角度分解能 ~ 20 ミリ秒角 (~1-10 AU)

1秒角

TSAS の性質

size ~ 10-4 pcdensity ~ 105 cm-3

temperature ~ 100 K

TSASsize ~ 1-10 pc

density ~ 102 cm-3

temperature ~ 100 K

HI cloud

TSAS は非常に小さく、 typical なCNM より圧力が高い状態にある

我々の星間雲形成モデルでは自然に形成できる

nT [K/cm3] = P/kB

HI cloud

100-110-4

TSASこんな小さなものをどう作る？？

Scale [pc]

107

104

我々の考える星間雲形成モデルInutsuka, Koyama & Inoue 2005

超新星衝撃波を引き金とする熱的不安定で CNM を形成する

TSAS ?

n

P

CNMWNM冷却優勢

加熱優勢

衝撃波圧縮

熱的不安定

Shock 面

Shock による CNM 形成の Simulation (Koyama & Inutsuka, 2002)

Log n

0

1

2

3

-1

密度高

密度低

不安定の Scale :

・・・ Field length

~ 10-4~-3 pc

~ 104 yr ・・・ 冷却時間

<< Shock の寿命 ~ 1 Myr

私が発表した研究について

星間雲（ HI 雲、分子雲）における乱流状態星間雲の観測に見られる輝線幅は音速に比べて優位に大きい

星間雲は超音速の乱流状態にあると考えられている

一般に考えられている星間雲、星間乱流像（１相モデル）

WNMCNM

1-10 pc

問題点：

乱流の起源が謎

超音速乱流は衝撃波散逸によりすぐに decay

私が発表した研究について我々の考える星間雲、星間乱流像 ・・・ 小さな CNM がWNM の中に幾つも埋まっていてそれらがランダムに運動する

Simulation by Koyama & Inutsuka 2006

この“乱流”状態は CNM と WNM の遷移層 (黄色部分 ) の不安定によって駆動されているように見える

青： CNM

赤： WNM

Field length ~ 0.1 pc

小さな CNM の大きさ：

遷移層の安定性について研究を行った

遷移層の種類

輻射平衡状態は van der Waals の状態方程式に似た形

Maxwell の面積則に類似の条件

･･･静的な２相構造

･･･ CNM から WNMへ Evaporation

･･･WNM から CNMへ Condensation

n

PCondensation

Evaporation

Saturation

非摂動状態･･･簡単のため定常で plane parallel な geometry

WNM

CNM

x

T 遷移層（熱伝導による厚み）～ 0.1 pc

冷却優勢

加熱優勢

Zel’dovich & Pikel’ner ’69, Penston & Brown ’70

遷移層の種類 非摂動状態･･･簡単のため定常で plane parallel な geometry

WNM

CNM

x

T 遷移層（熱伝導による厚み）～ 0.1 pc

定常流

Condensation

輻射平衡状態は van der Waals の状態方程式に似た形

Maxwell の面積則に類似の条件

･･･静的な２相構造

･･･ CNM から WNMへ Evaporation

･･･WNM から CNMへ Condensation

n

PCondensation

Evaporation

冷却優勢

加熱優勢

Zel’dovich & Pikel’ner ’69, Penston & Brown ’70

遷移層の種類 非摂動状態･･･簡単のため定常で plane parallel な geometry

WNM

CNM

x

T 遷移層（熱伝導による厚み）～ 0.1 pc

定常流

Evaporation

輻射平衡状態は van der Waals の状態方程式に似た形

Maxwell の面積則に類似の条件

･･･静的な２相構造

･･･ CNM から WNMへ Evaporation

･･･WNM から CNMへ Condensation

n

PCondensation

Evaporation

冷却優勢

加熱優勢

Zel’dovich & Pikel’ner ’69, Penston & Brown ’70

安定性解析：２つのアプローチ

x

y 遷移層WNMCNM

x

yWNMCNM

flowflow

遷移層

長波長解析： 短波長解析：

遷移層の厚みよりも十分長い波長の揺らぎを考えて遷移層を不連続面近似

等圧近似、ただし遷移層の厚みや熱伝導の効果を考慮

長波長解析の結果と解釈Evaporation ：不安定　　 Condensation ：安定

不安定のメカニズム遷移層

CNM WNM

遷移層で flow が曲がる

Flux 保存側：

Momentum保存側： flow の集中部で圧力が高ま

り　 遷移層を押して不安定

不安定の成長率

成長率は波数に比例　　　 小 scale ほど不安定

不連続面近似のため特徴的な scale 無し　　 厚みを考慮した解析が必要

長波長解析の結果と解釈Evaporation ：不安定　　 Condensation ：安定

不安定のメカニズム遷移層

遷移層で flow が曲がる

Flux 保存側：

Momentum保存側： flow の集中部で圧力が高ま

り　 遷移層を押して不安定

不安定の成長率

成長率は波数に比例　　　 小 scale ほど不安定

不連続面近似のため特徴的な scale 無し　　 厚みを考慮した解析が必要

WNMCNM

Evaporation

不安定

長波長解析の結果と解釈Evaporation ：不安定　　 Condensation ：安定

不安定のメカニズム遷移層

遷移層で flow が曲がる

Flux 保存側：

Momentum保存側： flow の集中部で圧力が高ま

り　 遷移層を押して不安定

不安定の成長率

成長率は波数に比例　　　 小 scale ほど不安定

不連続面近似のため特徴的な scale 無し　　 厚みを考慮した解析が必要

WNMCNM

Condensation

安定

短波長解析の結果短波長解析の結果・・・熱伝導の影響のより不安定性は遷移層　　　　　　　　　　　　　　　 の厚みのスケールで安定化される

赤線：長波長解析青線：短波長解析

緑線：近似無しの解析で　　　　　得られると期待され　　　　る分散関係

最も不安定なスケールは厚みの２倍程度

Evaporation 遷移層の分散関係

まとめ

不安定の成長時間

星間媒質の Dynamical timescale ~ 1-10 Myr

乱流を駆動・維持するのに十分！

CNM と WNM の遷移層の安定性を線形解析の手法で調べた

Evaporation の場合、遷移層は不安定

星間乱流の駆動メカニズムの候補となる不安定性を発見した

会議での発表会議初日最後のセッション

J. Slavin : 星間媒質のダイナミクスを考える上で熱伝導は重要だ。 だけど誰も熱伝導を考慮した研究を行っていな

い！？

直後に発表した我々の研究は熱伝導をちゃんと考慮している為、インパクトのある発表になりよい宣伝になった。