分子の解離と存在量

光解離領域 (PDRs)

(小暮智一 1994)

電離 解離

H 13.595C 11.256S 10.352Si 8.149Fe 7.87H2 15.422 4.477O2 12.07 5.115CO 14.01 11.090

主な原子・分子の電離、解離エネルギー [eV]

(Hollenbach & Tielens 1997)

＊水素分子は自己遮蔽が効く

H2の解離

(Shull & Beckwith 1982)

v=0

紫外線励起

カスケードH+H

衝突励起(熱励起)

X線励起

形成励起

解離

水素分子の吸収線

(van Dishoeck & Black 1988)

H2の解離の自己遮蔽

(Draine & Bertoldi 1996)

水素分子の吸収線

(van Dishoeck & Black 1988)

水素分子の存在量Tielens (2005)

Self-Shielding

ダストによる遮蔽

原典： Savage et al. (1977)原典： Draine & Bertoldi (1996)

観測

H2によるCOの解離の遮蔽

(van Dishoeck & Black 1988)

(Lee et al. 1996)

Self-Shielding H2による遮蔽

元素存在量の観測(Cardelli et al. 1996,Meyer et al. 1997, 1998)

NI

太陽組成と星間ガスの元素組成

(Draine 2011)

電離領域の加熱・冷却過程と

分光診断

電離領域のガス温度

(Draine 2011)

Orion abundance, n=4x104cm

-3, T*=3.5x10

4K

8050K

電離領域のガス温度: 金属量依存性

(Draine 2011)

n=4x104cm

-3, T*=3.5x10

4K

15600K

0.1 x Orion

5400K

10 x Orion

金属量 cooling ガス温度

電離領域のガス温度

(Draine 2011)

Orion abundance, T*=3.5x104K

6600K 9050K

密度 冷却効率 ガス温度

ガス密度依存性 中心星温度依存性

中心星温度 電離光子

ガス温度

(Tielens 2005)

Tielens (2005)

電離領域の輝線スペクトル

可視光原典：Baldwin et al. (1991)

赤外線原典：Peeters et al. (2002)

電離領域の分光診断：電子温度

(Draine 2011)

C04

C03

温度のみに依存

電離領域の分光診断：電子温度

(Draine 2011)

電子密度 ＜ 臨界密度

→ 密度依存性小

→ 温度の良いトレーサー

電離領域の分光診断：電子密度

(Draine 2011)

C02

C01

臨界密度

Ne=

(小暮智一 1994 , 原典：Lynds & O’Neil 1982)

観測例

オリオン星雲

(高密度)

干潟星雲

(低密度)