第３回星間物質その１

平成 24年度新潟大学理学部物理学科　集中講義

松原英雄（ＪＡＸＡ宇宙研）

星間物質と可視・赤外スペクトル線

• 星間物質（ガスと塵）は、星から放出され、やがて再び新しい星たちの原料となります。

2

星の誕生星内部での重元素生成

星間ガス雲(“ 星の胎盤” )

星の終焉：ガス放出／超新星爆発、塵の生成／破壊

R2-p3

太陽の元素組成

– HI ガスの柱密度 [ １ cm2 あたりの水素原子の数 ] がHI 21cm 線の観測で得られる輝度温度 TB から求められます：

[cm-2] (3.4)

– TB=TStn , TS ( スピン温度）はほぼガスの温度と一致、場所に依らず一定とした。

– 　　　　　　　　　　　　　　　　　　　：光学的厚み

中性水素（ＨＩ）ガス• 銀河系円盤の主要部分を占めるＨＩガス雲の分布

は、水素原子自身の放つ波長 21cm の電波輝線の観測によって調べられました。

lds

0

2

1

2

1

v

v

18v

v3

20 v10823.1v

3

32)( dTdT

hAc

kHIN BB

ul

• ＨＩ 21cm 線の起源：– 陽子と電子のスピンの向きが並行か、

反並行か、でほんのわずかに束縛エネルギーに差が出ます（反並行の方がエネルギーが低い）

我々の銀河系のＨＩガスの分布

• 銀河円盤の回転則を使って各速度成分の太陽からの距離を割り出し、 2 次元的な分布図を作ることができます。

分子雲

• 低温高密度の星間ガスは分子状態。

• 水素分子は電気双極子モーメントをもたないので、電磁波を出しにくい。

• 一方一酸化炭素分子は、大きな電気双極子モーメントを持つ直線状分子。

• 回転エネルギー準位：

• 従って J+1 J への遷移に伴って

)1( JhBJEJ

)1(2)1()2)(1(

/)( 11

JBJBJJJB

hEE JJJJ

小暮智一「星間物理学」（ごとう書房）

ＨＩＩ領域

• 若い大質量星（や白色矮星）の紫外線によって、水素原子が電離したような領域。

• ガスの加熱は、電離した光電子の余剰運動エネルギー。一方、冷却は、金属イオンからの禁制線（光学的に薄いのでガスを効率的に冷やすことができます）。

禁制線の例

Spinoglio and Malkan 1992

line λ rest (μm)

Probes of

HI Brα 4.05 metallicity (H) / extinction

HI Pfα 7.46 metallicity (H) / extinction

ArII 7.0 excitation

ArIII 9.0, 21.8 excitation

NeII 12.8 SFR / excitation / metallicity

NeIII 15.6, 36.0 SFR / excitation / metallicity

NeV 14.3, 24.3 AGN indicator

SIV 10.5 Excitation

SIII 18.7, 34 Excitation

SiII 34.8 PDR

OIV 25.9 AGN indicator

OIII 51.8, 88.3 Density / metallicity

OI 63.1, 145 PDR

NII 122, 205 Metallicity

NIII 57.3 Metallicity

CI 370 Molecular gas

CII 158 PDR

代表的な赤外禁制線

HII 領域における加熱・冷却率

小暮智一「星間物理学」（ごとう書房）

[NII] / H a vs [OIII] / Hb による診断

ＯｒｉｏｎＮｅｂｕｌａ

オリオン分子雲

左：　近赤外線（２ＭＡSS），生まれた星の分布、ＨＩＩ領域右：　野辺山45m電波望遠鏡によって取得された一酸化炭素分子のイメージ。

（国立天文台）

光解離領域Photodissociation Region

Orion Bar

赤： CO 　 J=1-0黄： H2 1-0 S(1)青 : 3.3um PAH

電離源

第３回の問題

• 問 (1). HI 21cm 電波輝線の輝度温度から、 HI の柱密度を求める式 (3.4) の定数に数値を入れて、右辺

　　　　　　　　 になることを示せ。

• 問 (2). HI 21cm 電波輝線の速度分布に関する平均的な光学的厚みを t0 とした時、 (3.4) は

　　のように書ける（ TS: スピン温度、 Dv: 速度幅　kms-1) 。今 TS=100K 、 Dv =100kms-1 とした場合、光学的厚みが１となる HI 柱密度 N(HI) を求めよ。その柱密度を超えるような HI ガス雲からの 21cm 電波輝線の強さ（輝度温度）はどうなると考えられるか？

)/v(10823.1 1v

v

18 2

1

kmsKdTB

v10823.1v10823.1)( 018v

v

18 2

1

SS TdTHIN