第９回星間物質その２（星間塵）

東京大学教養学部前期課程２０１３年冬学期　宇宙科学 II松原英雄（ＪＡＸＡ宇宙研）

星間塵

• 固体の星間物質（質量で１～２％）• 星間ガスに比べて光の吸収・放射が非常

に強い

減光　＝　吸収　＋　散乱

星間塵の元素組成

)/log( 太陽組成星間ガス中の元素量D酸素・炭素・マグネシウム・シリコン・鉄　などが主成分

ＤＦ＝Ｌ / （４ p Ｄ２）

ｍ＝Ｍ＋５ｌｏｇ（Ｄ / １０ｐｃ）

Ｄ

t

Ｆ＝Ｌ ｅｘｐ（－ t ） / （４p Ｄ２）

ｍ＝Ｍ＋５ｌｏｇ（Ｄ / １０ｐｃ）＋Ａ

Ａ＝２．５（ｌｏｇｅ） t ＝１ . ０８６ t

Ａ＝星間減光（Ｉｎｔｅｒｓｔｅｌｌａｒ　Ｅｘｔｉｎｃｔｉｏｎ）と呼ばれ、星間空間中の微小な

　　　固体微粒子が原因と考えられている。

星間減光

「天体輻射論 I ／恒星物理学特論 IV 」　東京大学（学部／大学院）　中田好一先生講義資料http://www.ioa.s.u-tokyo.ac.jp/kisohp/STAFF/nakada/intro-j.html

星間吸収曲線

-1 0 1 log(λ) 2

0

-1

-2

-3

Log(Ａｖ /Ａ λ) 星間減光曲線

「天体輻射論 I ／恒星物理学特論 IV 」　東京大学（学部／大学院）　中田好一先生講義資料http://www.ioa.s.u-tokyo.ac.jp/kisohp/STAFF/nakada/intro-j.html

紫外～可視光での減光曲線

Calzetti et al. 1994

MW ：天の川銀河LMC ：大マゼラン雲SMC ：小マゼラン雲

減光係数の計算例（Ｍｉｅ散乱・吸収）

8

非常に小さい塵からの赤外線放射

一個の光子のエネルギー

温度

大きな塵の熱容量 小さな塵の熱容量

宇宙塵が小さくなればなるほど，その熱容量は小さくなる。（半径 0.001m の塵は 熱容量 CH=0.01 [eV/K] くらい。）一方星間空間の光子のエネルギー (E=h) は 1 ～ 10eV(=1.2 ～0.12m) 。このため一個の光子が吸収されると塵の温度は非常に上がる！半径 0.001m の塵の場合 h=10eV に対してT= h/CH=10/0.01=1000 [K] !!半径 0.03m 以下の塵についてはこの効果が顕著に見られる。

R2-p9

星形成の活発な銀河の中間赤外スペクトル

5 10 15 20

ホットダスト

（～ 200K)

波長〔ミクロン〕

フラ

ック

スの

対数

ISOの 7μmバンド

赤外未同定（ PAH？）バンド

ISOの 15μmバンド

多環芳香族炭化水素 (polycyclic aromatic hydrocarbons, PAH)

• 中間赤外線スペクトルでしかはっきりと同定できない星間塵種族 Draine & Li 2006

ベンゼン環

R2-p11

銀河系の星間塵からの放射スペクトル

中性水素ガスの分布と良く相関している。

Dot-dashed ： graphiteDotted ：　 silicateDashed ： PAHSolid ： total

(Dwek et al.1997 & Takagi et al.2003)

第９回の問題

問 9. Ｖバンド (0.55m) での減光等級 AV と K バンド(2.2m) でのそれ AK の間には 　　　　の関係がある。– １）銀河中心と我々の太陽系の間に、

の中性水素ガスがあるとする。 AV および、 AB (B バンド、波長 0.44m) を求めよ。

– ２）上の場合、 V バンドで観測される銀河中心の天体のフラックスは、塵に依る減光で何分の１になっているのか？また K バンドではどうか？

　　

10/VK AA

-222cm108.3)( HIN