銀河系・近傍銀河の星生成と物質進化 班 検討報告

銀河中の星生成と物質進化の相互作用の解明

石原大助（名古屋大学）金田英宏・鈴木仁研・永山貴宏・山岸光義

2015年9月15日 @ 光天連シンポ

2020年代の課題

1. 銀河の星生成率の多様性- 見えないH2ガス (CO-dark gas) の定量化

2. 銀河の物質 (ガス・ダスト) 進化- 低金属量銀河の星生成- ガス・ダスト進化の多様性- 氷で探る銀河の現在と過去

3. 銀河の磁場の進化

⇒ 星・惑星形成

⇒ 恒星物理・超新星・晩期型星

⇒ 銀河・銀河団

2

星生成率と[OI]輝線光度の関係

De Looze +14

1. 銀河の星生成率の違いを生んでいる物理条件は？

※ Kennicut-Schumidt則(経験則)…ガス(材料)の量と星生成率に相関

星生成率と[CII]輝線光度の関係

星生成率は銀河ごとに異なり、8桁の幅を持つ

Herschelによる近傍銀河の統計・輝線によって相関が異なる

[OI]は8桁に渡って良い相関を示すが[CII]は分散が大きい・Populationによって相関が異なる

星生成率と[OI]輝線光度の関係

De Looze +14

1. 銀河の星生成率の違いを生んでいる物理条件は？

星生成率と[CII]輝線光度の関係

星生成率は銀河ごとに異なり、8桁の幅を持つ

3

これまでの研究 (Herschelの成果)・明るい領域（銀河中心、巨大星形成領域）に限る・限られた輝線（おもに、[OI]、[OIII]、[CII]）のみ

⇒ 銀河中あらゆる領域において、複数のラインを用いたガス診断により、星生成率の違いを生む背景物理に迫る

1-2 星形成をトリガーするメカニズムの多様性

「あかり」全天サーベイ9μm帯マップPAH放射 (=中性物質の分布)

Closed bubble

Broken bubble

S137

N107

あかり9μm帯

あかり9μm帯

Hattori+ 2015

Lwarm /Lcold

放射場強度LPAH /Ltotal

PAH存在比 (破壊度?)

⇒ 系統的に異なる形成起源

1-2 星形成をトリガーするメカニズムの多様性

Closed bubble

Broken bubble 分子雲衝突による大質量星生成

Habe&Ohta 1992

S137

N107

あかり9μm帯

あかり9μm帯

Deharveng+ 2010

励起星による周囲物質の加熱

⇒ 星生成をトリガーするメカニズム (radiation, shock, etc.) ⇒ ダスト診断や複数の輝線によるガス診断

Hattori+ 2015

C, C+

H26

1-3. 見えないガス (CO-dark gas)

Diffuse分子雲では、H2の殆どがCO-dark。

CO-d

arkな

H 2分子

の割

合

Langer+ 2014

⇒ HD輝線、[CII]輝線の高感度観測

Herschelによる銀河系の広域 [CII] 輝線の観測

我々銀河系では、H２の30〜100%はCOで見えない。

観測されたI[CII]は、IHIから見積もられる強度を大きく超過

Diffuse cloudTransition cloudDense cloud

12COH2

C+

HI

PAH放射とCO分布

「あかり」9μm帯マップPAH放射 (=中性物質の分布)

Sano+ 2014

0.1 0.2 0.3 0.4 [MJy/sr]

高銀緯分子雲MBM 53, 54, 55

Image : PAH (AKARI 9μm)Contour : Dust Opacity (Planck)

3 deg.(5.8 pc @110 pc)

0 20 40 60 [MJy/sr]

銀河面

Image : PAH (AKARI 9μm)Contour : Dust opacity (Planck)

3 deg.(450 pc @8.5 kpc)

PAH放射とCO分布

0.1 0.2 0.3 0.4 [MJy/sr]0 20 40 60 [MJy/sr]Image : PAH (AKARI 9μm)Contour : 12CO (NANTEN)

Image : PAH (AKARI 9μm)Contour : 12CO (NANTEN2)

3 deg.(5.8 pc @110 pc)

3 deg.(450 pc @8.5 kpc)

高銀緯分子雲MBM 53, 54, 55

銀河面

Sano+ 2014

見えないガスはdiffuse H2に多い⇒ 低金属量銀河のダスト・ガス質量比に影響⇒ 次の星生成の材料を担う貯蔵庫

星間輻射場の増加

- 銀河進化とガス・ダスト進化は密接に関連している。

2 ガス・ダスト進化と銀河成長の関係を理解する

星生成活動

星の質量放出

超新星爆発 ダスト生成

金属量増加

分子生成

分子乖離

ダスト成長

ダスト破壊 ダスト変性(結晶化・非結晶化)

冷却効率の向上

衝撃波破壊・破砕

銀河中心核活動

光変性光解離

凝縮

表面反応降着

光昇華

- 指標: ガス進化(金属量の増加)、ダスト進化(ダスト・ガス質量比の増加、組成・結晶度変化)

Color: HST/ACS 555nmContour: ALMA 870 μm

10

Fisher+ 2014, Natur

Color: 100 µmContour: HI

予想の1/200のダスト量

Hunt+ 2014

2-1 銀河成長初期の星生成・金属量・ダスト進化の関係低金属量の矮小銀河 (~1/30 Z◉): 宇宙初期銀河のanalog

I Zw18 SBS 0335-052

ダスト・ガス質量比、金属量、星生成率の関係を決める本質の物理条件とは？

予想の4倍のダスト量⇒ 同じ金属量でも、

ダスト・ガス質量比に2桁以上の差。星生成活動度は既に高い。ダスト生成が始まったばかり？現在の星生成メカニズムと異なる（ダストcoolingが働かない）

I Zw18SBS 0335-052

11

Herschel 70 μm

Aniano+ 2012

2-2 近傍銀河におけるダスト形成・進化

ダスト・ガス質量比が、一つの銀河の中で1桁も違う

Dust: Herschel70〜500μm SED

例: NGC6946

Dec

. (de

g.)

60.1

60.2

12

(MJy

/sr)

3

Gas:HI: THINGS

(Walter+ 2008)

CO: HERACLES(Leroy+ 2009)

HI + H2

308.8 308.6R. A. (deg.)

Dec

. (de

g.)

60.1

60.2

56

(log(

M◉/k

pc2 )8

7

ダスト・ガス質量比

308.8 308.6R. A. (deg.)

Dec

. (de

g.)

60.1

60.2

0.04

0.4

< 500 pcスケールで空間分解

⇒ SED→スペクトルマッピング

Image : PAH (AKARI 9μm)・ C-rich AGB stars・ O-rich AGB stars

2-3 我々銀河系におけるダストの組成進化

Image : AKARI 9 μm / 90 μm ratio(PAH / silicate grains)

星間ダスト

ダスト供給源

0.20.1 0.150.05

Ishihara+ 2011

AKARI mid-IR PSC(in galactic coordinates)9 μm & 18 μm sources

AKARI mid-IR diffuse maps(in galactic coordinates)

9 μm & 18 μm bands⇒ 数千個の多様な近傍銀河に対して、

星からのダスト供給の様子・化学進化を調査

2-4 氷で探る銀河の現在と過去 Yamagishi+ 13

「あかり」によるM82のスペクトルマッピング

星生成活動が、分子進化・組成に与える影響

⇒ CO2/H2O比 … 分子雲における紫外線照射 (SNRの影響) の歴史

H2O氷 … 分子雲内部の低温環境 (AV~10 mag.T~10 K) で、ダストの表面反応で生成。

CO2氷 … H2O - CO氷への紫外線照射で生成

より詳細な空間分布 ←高空間分解氷の結晶構造 (熱史) ← 44, 62 µm帯観測

カラーマップ: H2O+CO2 iceの柱密度Contour: 分子雲 (12CO)

カラーマップ: H2O ice Contour: PAH (星生成)

カラーマップ: CO2 ice Contour: PAH (星生成)

NGC891 (Fendt+ 96)M51 (Scarrott+ 87)

Face-on

星形成領域Serpense

by IRSF/SIRPOL

Interacting/merger 銀河

ローカルな磁場構造と銀河スケールの磁場の関係？

Mergerによって磁場はどのように進化するのか？

宇宙初期から普遍なのか？

磁場の進化は銀河の星生成にどう影響するのか？

Edge-on

Sugitani+ 09

磁場は星生成に重要 銀河スケールでの磁場

3. 銀河の磁場の進化

広視野・高空間分解偏光マッピング

遠くの銀河の空間分解偏光マッピング

• 研究手法- 赤外線スペクトルによるガス・ダスト診断+ 可視・近赤外偏光観測

- 銀河サンプル: <100 Mpc の無バイアスサンプル(約4,000個)に対する、スペクトルマッピング

15

4. まとめ

⇒ 恒星物理・超新星・晩期型星

⇒ 銀河・銀河団

2020年代の課題

1. 銀河の星生成率の多様性- 見えないH2ガス (CO-dark gas) の定量化

2. 銀河の物質 (ガス・ダスト) 進化- 低金属量銀河の星生成- ガス・ダスト進化の多様性- 氷で探る銀河の現在と過去

3. 銀河の磁場の進化

⇒ 星・惑星形成