宇宙固体微粒子の起源と進化

野沢 貴也（国立天文台 理論研究部）

2019/01/10

○ 宇宙固体微粒子（ダスト、宇宙塵）

➜ 宇宙の至るところに存在

- 惑星間ダスト（太陽系ダスト） ➜ 大きさ： 0.1-100 µm- 星間ダスト（銀河ダスト） ➜ 大きさ： 0.001-1 µm- 銀河間ダスト（銀河団ダスト） ➜ 大きさ： ??

ビッグバン（約１３７億年前）水素・ヘリウム（と微量の軽元素）ガス（気体）からなる

地球（現在）様々な元素（酸素・窒素・鉄など）気体・液体・固体物質からなる

・ 宇宙の天体・物質はどのように進化してきたのか？

・ 太陽系諸天体・生命はどのようにして誕生したのか？

0-1. はじめに

惑星（planets）R ～ 2000-100000 km

0-2. 惑星の原材料としてのダスト

微惑星（planetesimals）R ～ 0.1-1000 km

小石/石（pebbles/rocks）R ～ 0.1-100 cm

星間ダスト（dust grains）R ～ 0.001-1 µm

©JAXA

赤外線で見た天の川銀河 ➜ 可視光で暗い領域が明るい

1-1. 星間ダスト

可視光線で見た天の川銀河 ➜ 多くの領域が暗く見える

ダストは紫外可視光線を吸収し、赤外線を放射する

1-2. 宇宙ダストの役割

○ 星の光を吸収・散乱、赤外線で熱輻射

➜ 星や銀河の見かけを大きく変える

➜ 星間空間のエネルギーバランスを制御

○ 表面上における分子の形成

➜ 分子雲中での星の形成を促進

➜ 有機物の形成場所

○ 地球などの固体惑星の原材料（構成物質）

➜ ダストの集積で惑星を形成

➜ 生命を生み出す基盤に

1-3. 星間ダストは何からできているか？

Element Log10(n) Ratio to H

H 12.00 1.00

He 10.93 8.51x10-2

O 8.69 4.90x10-4

C 8.43 2.69x10-4

Ne 7.93 8.51x10-5

N 7.83 6.76x10-5

Mg 7.60 3.98x10-5

Si 7.51 3.24x10-5

Fe 7.50 3.16x10-5

S 7.12 1.32x10-5

宇宙に存在する元素（太陽の元素組成）のトップ10

(Asplund+2009, ARAA, 47, 481)

炭素・酸素のおよそ半分、シリコン・マグネシウム・鉄の90%以上はガス相にない

➜ 固相（ダスト）として存在するはず

星間ガス相における元素の存在量（太陽の元素組成に対する比）(Savage & Sembach 1996, ARAA, 34, 270)

C O

SiMg

Fe

C, O: 30-70 %

Mg, Si: 90-95 %

Fe: >99 %

○ 炭素質ダスト

・ graphite （グラファイト）

・ 非晶質炭素

1-4. 星間ダストの組成・サイズ・存在量

〇 ケイ酸塩（シリケイト）ダスト

・ MgxFe(1-x)SiO3 （輝石）MgSiO3、FeSiO3

・ Mg2xFe2(1-x)SiO4 （かんらん石）Mg2SiO4、Fe2SiO4、MgFeSiO4

・ SiO2 （石英）

〇 星間ダストのサイズ分布

古典的モデル (Mathis, Rumpl, & Nordsieck 1977)➜ べき乗分布 dn/dt ∝ a^{-3.5} between a = 0.005-0.25 μm

〇 銀河系の星間ダストの総質量 （～5x108 Msun）ガスの質量のおよそ1％ (DISM ～ 0.01)、全重元素量の半分

シリケイトと炭素質ダストの質量比 ： Msil / Mgra ~ 2

I0I0 exp(-τext)

I0

pair method

同じ温度の星

1-5. 星の減光から星間ダストの性質を探る

銀河系の星間減光曲線〇 MRN ダストモデル

(Mathis, Rumpl, & Nordsieck 1977)

- 星間ダストの組成シリケイト & グラファイトMsil / Mgra ~ 2

- 星間ダストのサイズ分布べき乗分布 n(a) ∝ a^{-3.5}

amax~0.25 μm, amin~0.005 μm

〇 星間ダストは惑星形成の基本構成物質と考えられている

〇 ダストは紫外可視光線を吸収し、赤外線を放出する➜ 天文観測において決定的な影響を及ぼす

➜ 光の吸収・散乱・熱輻射の効率は、ダストの組成・サイズ分布・量に依存

〇 銀河系の星間ダストの組成とサイズ

➜ 炭素質ダストとシリケイト、期待されるサイズレンジ（0.005-0.3 µm）

〇 銀河系内の星間ダストの量

➜ ガスの質量のおよそ1％（～5x108 Msun）、全重元素量の半分

➜ Mg, Si, Fe原子のほぼすべてがダストに取り込まれている

星間ダストのまとめ

2-1. 星間ダストの起源と進化

(1) どこで星間ダストは形成されるか？

(2) いつ星間ダストは形成されるか？

(3) 星間ダストはどのように進化するか？

星間空間内では、密度が低すぎてダストは凝縮できない

○ 宇宙ダスト（固体微粒子）の生成条件

・ ダストの原材料である重元素が豊富に存在する

・ 密度が高い (> ~106 cm-3)

・ 温度が低い（1500℃以下に減少する）

○ ダストは星の進化末期に形成される

・ 大質量星（太陽質量の8倍より重い星）から起こる

超新星爆発

・ 中質量星（太陽質量の2-8倍）の進化後期に

放出されるガス中 ➜ 主に漸近巨星分枝（AGB）星

2-2. どこで星間ダストは形成されるか？

2-3. いつ星間ダストは形成されるか？

108-109 Msun

of dust in

SDSS J1148+

5251 at z=6.4 Leipski+2010

~2x107 Msun of

dust in a normal

star-forming

galaxy A1689-

zD1 at z=7.5Watson+2015

~6x106 Msun of

dust in a star-

forming galaxy

A2744-YD4 at

z=8.38Laporte+2017

~6x106 Msun of

dust in a LBG

MACS0416_Y1

at z=8.312Tamura+2018

ビッグバン後10億年以内に大量のダストが生成されている

➜ 宇宙初期におけるダストの供給源は超新星であるだろう

3-1. 種族III超新星爆発時におけるダスト形成

○ ダスト形成計算のモデル

・ 種族III超新星爆発のモデル (Umeda & Nomoto 2002)

- II型超新星（SNe II） ： Mpr = 13, 20, 25, 30 Msun

- pair-instability SNe (PISNe) ： Mpr = 170 Msun, 200 Msun

・ 定常均質核形成・成長理論 (Kozasa & Hasegawa 1987)

今世紀になってから、赤方偏移が5を超える銀河に大量のダストの存在が確認

➔ 宇宙初期におけるダストの起源は

重要な研究対象

定常核形成率 :

ダスト成長の式 :

3-2. 形成されるダストの凝縮時刻と平均半径

○ダスト形成計算の結果

‐元素組成に応じて様々ダスト種

‐凝縮時刻： 爆発後300-600日

‐平均半径： 数Åから1 µmまで

‐ ダスト質量： 0.1--1 Msun

ダストの平均半径

ダストの凝縮時刻

Nozawa+03, ApJ, 598, 785

20 Msunの放出ガスの元素組成

3-3. 超新星残骸内でのダストの進化

○ 超新星残骸内でのダストの

進化は、ダストの初期半径と

組成に強く依存する

aini = 0.01 μm (dotted lines)

➔ 完全に破壊される

aini = 0.1 μm (solid lines)

➔ shell中に捕獲される

aini = 1 μm (dashed lines)

➔ 星間空間に放出される

モデル : Mpr= 20 Msun (E51=1), nH,0 = 1 cm-3

ダストの軌道

ダスト半径の

時間進化

Nozawa+2007, ApJ, 666, 955

3-4. 超新星爆発時に放出されるダストの性質

ダスト形成時のサイズ分布

衝撃波による破壊後のサイズ分布

放出されるダスト量

‐破壊後のダストのサイズ分布は大きい半径（> 0.1 μm）のものに支配される

‐星間空間の密度が高いほど、より多くの

ダストが破壊される

‐nH = 1 cm-3の星間ガス密度では、

0.07-0.4 Msunのダストを星間空間へ

3-5. 超新星残骸の赤外線観測との比較ダスト形成と衝撃波によるダストの破壊・加熱計算は

超新星残骸からの赤外線放射の成分を解明

Nozawa+2010, ApJ, 713, 356

Cassiopeia A

Herschel宇宙望遠鏡による観測

衝撃波に掃かれていない0.07Msunの低温ダスト

衝撃波により加熱された0.008Msunの高温ダスト

青： 観測結果高温・低温両ダストからの熱放射スペクトルの和

Barlow+2011

その後の遠赤外線による観測はCassiopeia A超新星残骸中に0.06 Msunの低温ダストを確認

➜ 我々の理論計算の予想を証明

HerschelやALMAによる遠赤外線の観測は、SN 1987A内に ~0.5 Msunものダスト（温度20K）が形成されていることを明らかにした

Matsuura+2011, Science

Indebetouw+2014

3-6. SN 1987A内の大量のダストの観測

4-1. 宇宙におけるダストの生成と進化

ダストは様々な天体現象と密接に関わっており、銀河中のダストの

サイズ分布・存在量は星形成活動とともに時々刻々と変化する

ビッグバン

星の誕生

中質量星

星間空間へのダスト供給

分子雲中でのダストの成長

星間空間中でのダストの破壊・変性

惑星系の形成

超新星爆発

質量放出

原始惑星系円盤星間空間

分子雲

大質量星

○ 半径aとa+daの間にあるダスト質量 ΔMd(a,t) の時間進化

4-2. ダストサイズ分布進化の基礎方程式

超新星・AGB星でのダスト形成

星間衝撃波による破壊

分子雲でのダスト成長

衝突合体

衝突破砕

ダスト生成項

星形成

4-3. 星間ダスト量の時間進化

Asano, Takeuchi, Hirashita, TN (2013)

① 超新星・AGB星からのダスト供給

- a ~ 0.1 µm

- Mdust/Mmetal ~ 0.2

② 重元素量~0.1 Zsun星間乱流中での衝突破砕による0.01 µm以下の小さいダストの生成

③ 分子雲での金属ガス降着によるダスト成長

〇 分子雲でのダスト成長のタイムスケール

Nozawa et al. (2007)

Asano+12

ダストサイズ分布

Asano, Takeuchi, Hirashita, TN+2013, 2014

ダスト量の進化

4-4. ダストサイズ分布と減光曲線進化

MRN

星間減光曲線

τSF=5 Gyr

WNM=0.5

CNM=0.5

‐銀河進化初期 : 超新星・AGB星でのダスト形成、星間衝撃波によるダスト破壊➔ 大きいサイズ（> 0.1 μm）のダストが支配的 ➔ 平らな減光曲線

‐銀河進化中期 : ダスト同士の衝突による破砕、重元素降着によるダスト成長➔ 小さいサイズ（< 0.03 μm）のダストが生み出される ➔ 急な減光曲線

‐銀河進化後期 : ダスト同士の合体➔ サイズのピークが大きいサイズにシフトとする ➔ 減光曲線を平らにする

Nozawa+2015, MNRAS, 447, L16

4-5. 宇宙初期の銀河ダストの進化

初期銀河の減光曲線

‐観測された大量のダストを説明するには

分子雲中でのダストの成長が必要

‐これまで説明できなかった宇宙初期で観測されたダスト量と減光曲線を同時に説明

ダスト量の時間進化

分子雲中でのダスト成長超新星によるダスト供給τSF = 0.5 Gyr

三相モデルWNM=0.5

CNM=0.3

MC=0.2

天の川銀河の減光曲線

二相モデルWNM~0.3

MC~0.7

4-6. 星間ダストの生成と進化のまとめ

超新星・AGB星からの供給だけでは足りない➜ 分子雲での重元素ガス降着によるダスト成長が必要

ビッグバン

星の誕生

中小質量星

星間空間へのダスト供給

分子雲中でのダストの成長

星間空間中でのダストの破壊・変性

超新星爆発

質量放出

原始惑星系円盤星間空間

分子雲

大質量星 比較的大きいダストの供給

乱流中の衝突破砕による小さいダストの生成

小さいダストの支配的成長

惑星系の形成

H2

4-7. 分子雲でのダスト成長は本当に可能か？

〇 ダストの選択的成長？（Jones&Nuth2011）

- Si, Mg, Fe, O ➜ シリケイトダスト

- C ➜ 炭素質ダスト

Jones+2013, 2016, 2017炭素質ダスト シリケイトダスト

CMg

Si

Fe H2O

○ ダスト表面での氷マントル形成？

‐高密度分子雲（n > ~103 cm-3）ではダスト

表面に氷のマントルが形成され、その結果

ダストの成長は阻害される（Ferrara+2016）

ダスト

氷

本発表のまとめ

(1) 超新星爆発時におけるダスト形成・ 超新星放出ガス中でのダストの形成とreverse shockによる

ダストの破壊の整合的な取り扱い

・ 比較的大きい（a > 0.01 μm）ダストを0.01 Msun以上放出

・ 超新星がダストの有力な供給源であることを理論的に証明

(2) 銀河中での星間ダストの進化

・ 星間ダストのサイズ分布の進化を世界で初めて構築

・ 超新星とAGB星からのダスト供給だけでは観測された星間

ダスト総量を説明できない ➜別の星間ダストのソースが必要

・ 星間ダスト量の主要なソースとして分子雲でのダスト成長が考えられているが、その実効性は自明ではない