星間物質

“宇宙電波天文学”赤羽、海部、田原“銀河系”宮本編“活動する宇宙”柴田、他“Tools of Radio Astronomy” Rohlfs & Wilson

“An Introduction to Radio Astronomy” Burke & Graham-Smith

星間物質

宇宙線

平均エネルギー 1010eV

空間密度 １個／1000 m3

組成 大部分は陽子

平均エネルギー密度 1 eV cm-3

平均年齢 107年

主な観測 シンクロトロン放射電波、

Ｘ線、ガンマ線、宇宙線

星間磁場

強度 3 x 10-10 T

エネルギー密度 0.2 eV cm-3

構造 不規則、平均すると銀河

面に平行に分布

主な観測 シンクロトロン放射（電波）、

ファラデー回転、星間塵の整列、

ゼーマン効果

星間塵

大きさ 3 x 10-7 m

空間密度 １個／107 m3

質量 星間ガスの１％

組成 炭素、珪素など

星間吸収 １等級／３００光年

主な観測 暗黒星雲・赤外線放射

星間ガス

温度 100K

平均密度 1 cm-3

平均エネルギー密度 0.01 eV cm-3

運動速度 10 kms-1

質量 5 x 109 Mo

主要元素 H, H2, H+、He、微量の重元素

主な観測 電波放射・吸収

「銀河系」第３章希薄な星間物質より

星間ガス

小

50%

50%

小

5%

小

質量割合

小

0.5%

5%

小

50%

50%

空間充填率

1-104

101-5

101-2

101-3

---

---

質量[Mo]

0.1-1

1-10

10

1-10

---

10-

100

サイズ[pc]

存在状態

観測法

密度[cm-3]

温度[K]

銀河間空間に浮遊

ＨＩ２１ｃｍ線10100ＨＩ雲中性ガ

ス

局所的に分布

分子輝線102-410星間分

子雲

星間分子雲中

分子輝線、ダスト熱放射

104-630-

100分子雲コア

形成直後の恒星周辺

Ｈα、熱放射101-4104ＨＩＩ領域

ＨＩ雲間に充満

広がったＨＩ輝線0.24000希薄ガス

広がった超新星残骸

Ｘ線・電離酸素10-3105-6高温ガスプラズマ

領域

星間ガスの温度

• 加熱– 宇宙線の運動エネルギー

– 近傍の恒星の光

– 超新星爆発のエネルギー

• 冷却– ガス粒子の衝突励起

⇒輝線放射

– ガスは運動エネルギーを失って冷却（放射冷却）

• 加熱機構がない場合– 星間ガスは短時間（104-6年）で冷却してしまう

– 星間ガスが高い温度を持っていることは、現在も加熱が続いている証拠

• 星間ガスの２相温度– 宇宙線による加熱率ΓCR

– 放射冷却の冷却率Λ

– NH~1 cm-3付近を境に、高温低

密度／低温高密度の２相に分離する

高密度になると冷却が強く作用し、より低温になり、高密度になる。低密度の場合、冷却効果が低いのでなかなか低温にならない

HCR N∝Γ

kTE

H eTN/2/12 −∝Λ

ＨＩ（中性水素、水素原子）

• 水素原子の陽子・電子スピン相互作用– 周波数 １４２０ＭＨｚ、波長 ２１ｃｍ– １９４４年 バン・デ・フルストが予言– １９５１年 パーセルらがはじめて検出

• 特徴– 星間物質に対して透過率が高い

• 暗黒星雲に阻まれずに銀河系の遠方を観測できる

– 水素原子は宇宙に大量に存在する– 観測値から容易に存在量（質量）を推定できる

• 主な観測– 銀河系の渦巻き構造、回転曲線– 星間物質の存在形態– パルサーの距離測定– 遠方銀河の距離測定（タリー・フィッシャー関係）– ・・・

観測値とガスの量

• 方法1. 輝線の吸収係数κνはＡ係数と関係がある

2. 吸収係数をキルヒホッフの放射法則によって光学的厚みτに換算• 水素原子の条件（２準位、３：１の縮退率、完全に等分配）

3. 励起温度Tsと光学的厚みから、単位面積当たりの粒子数（柱密度NH [cm

-2]）を推定

( )νϕννπ

κν

−−=kT

hAN

g

gc 0211

1

2

2

0

2

exp11

8g1,2は縮退率

( ) ( )

×=

−

−

−−

−−

− cmskmKcm105.5

kms

1

1

11

3

19

1

sd

vTNvdv sH

ϕτ

( )

∫

∫∞+

∞−

∞+

∞− −−

×=

×=

dvT

vdv

T

b

sH

18

1

18

2

108.1

kmsK108.1

cmτ

N( )

τsb

HH

TT

sd

sN

≈

= ∫∞+

− 0 3-2 cmcmcm

N

ＨＩの分布

銀河系の中性水素ガス（ＨＩ）の分布Hartmann & Burton (1997) ~3 x 109 Mo

星間分子雲

• 主にH2分子からなる低温の分子ガス雲– H2は双極子モーメントを持たないため電波放射をしない

– CO分子の回転遷移が分子雲の観測に広く用いられる• J=1→0、ν=115.271 GHz

– 様々な分子・イオン・ダストを含む

– 光学的には暗黒星雲として観測される

• 力学的には非平衡状態– 外乱がなければ時間と共に自己重力で収縮する

おうし座分子雲（名古屋大学）

７０光年

恒星の形成

星間分子の例

• 特徴– 比較的単純な分子が多い

– 宇宙存在比が大きいものが多い

– 地上には存在しない分子も多い• 長鎖分子、イオン、ラジカル・・・

– メーザ放射を起こすものも多い

– 低温で希薄なガス雲内にのみ存在できる

• 分子の形成– ダスト表面の化学反応が分子形成に大きな役割を果たしていると考えられている

（宇宙電波天文学）

星間分子の観測パラメータ

（宇宙電波天文学）

星間ダストの分布（星間分子雲にほぼ一致）

（東京学芸大学グループ）

自己重力収縮• ガスが自己重力で収縮するた

めの条件1. 温度が低い

• 温度が高いとガスの圧力で拡散する

2. 密度が高い• 密度が低いと重力が弱くてガス圧に負けて拡散

• 重力エネルギーＵ＞熱エネルギーＱ– 等温等密度球対称ガス

• 自由落下時間 Tff– 一様密度ρ、半径r の球体が１点に収縮する時間

– 恒星形成の時間の目安

NH2=104 cm-3⇒ Tff~3 x 10

5年

– 実際は乱流や磁場が作用するので、落下するには長い時間がかかる

何らかの原因で、周囲より密度が高くなった領域が星へ成長する

QkTM

R

GMU =>=

µ232

[ ]yr cm

1032

1

3-

H7 2

−

×=

NT ff

2

1

2

2

32

3

=⇒−=

ρπG

Tr

GM

dt

rdff

分子雲コア、星形成

• 分子雲コア＝分子雲中の特に高密度な領域– 自己重力で収縮して恒星を形成しかかっている天体と考えられる

– 高密度なので、様々な分子が観測される（NH2～10

4-6 cm-3）

– 重力エネルギーが解放されて内部熱源となり、少し温度が上昇（３０～１００Ｋ）

– しばしば赤外線天体が付随する

– 進化が進むとしばしばメーザが観測される

• 星形成– 可視光では観測できない

– １９８０年代に電波天文学が先導して大きな発展

– 回転するガス円盤、双極分子流などの激しい現象

– 最近では磁場が関与するＸ線放射などの観測もある

– 銀河系・宇宙における物質の循環を知る上で重要な現象

双極分子流

• 動的な星形成の研究の発端– L1551おうし座分子雲の原始星 (150 pc)

– 中心天体の両側に高速（数km s-1）な外部

へ向かう分子ガスの流れを発見

Snell et al. (1980)

遠ざかるガスの流れ

近づくガスの流れ

回転するガス円盤

Kaifu et al. (1984)

• L1551の周辺に回転するガス円盤を発見

• 誕生する星の周辺、双極流に垂直な分布をなす「円盤」がある

原始星周辺の模式図

動的現象の理論的な研究

• 降着円盤と磁場で双極分子流を形成する理論

• ガス円盤に凍結した磁場• 回転によってひねられ、ほどけるときにジェットを加速

Uchida & Shibata (1985)

密度

速度

磁場分布

ガス円盤の動的降着

• 干渉計の高分解能観測により、ガス円盤が回転しながら中心星へ落下する様子が観測されている

ＶＬＢＩ観測（Imai et al. 1998）Momose et al. (1998)

星形成の段階

０：中心星形成１０４年

１：原始星１０５年

２：古典的ＴＴａｕ

恒星＋円盤１０６年

３：降着終了

ほぼ恒星だけ１０７年

時間

ＨＩＩ領域

• 大質量星の紫外線による周辺ガスの電離領域– 水素の電離エネルギー＝13.6 eV

– 対応する光子の波長＝912Å

– 対応する温度＝1.6 x 105 K

– 104 K程度以上になると電離紫外線が強くなる

• Ｏ～Ｂ型の恒星（大質量星）がＨＩＩ領域を形成する

励起星θ1 Ori CO6型（4x104 K）

電離領域

電離平衡、ストレムグレン球

• 電離平衡– エネルギーe=13.6 eVより高

いエネルギーの光子を吸収して電離

– 自由電子と衝突して再結合

– 電離と再結合がつりあう状態＝電離平衡

• ストレムグレン球– 中心星を中心として電離平衡状態となっている球状の領域

– 実際には密度むらのためほとんど球形にはならないが、ＨＩＩ領域の大きさの目安となる

– 半径r1

– この内部はほぼ完全に電離

– 再結合が起きるため「再結合線」が観測される

APeH NNda

h

L

r

Nαν

νπ ννν =∫

∞

02

0

4

電離 再結合

電離の相互作用断面積

再結合相互作用断面積

απ

νννν

HNrdh

L 31

3

4

0

=∫∞

水素再結合線

• 水素原子– エネルギー準位

– エネルギー差

• nが大きい（～１００）場合に

は、周波数は電波領域となる

• 遠方のＨＩＩ領域– 可視光では観測できなくても、電波再結合線はＨＩＩ領域の目印となる22

0

2 1

2 nmaEn

h−=

mea

2

2

00

4 hπε≡

−=

−=→

2

1

2

2

2

0

11

12

12

nnma

h

EE nnnn

hπ

ν

銀河系内のＨＩＩ領域の分布。渦巻き腕の形に添って分布することがわかる。Taylor & Cordes (1993)