[論文レビュー] Diagnostics of active galaxies: I. Modeling the infrared properties of dusty cores of starburst galaxies

A. F. Loenen, Willem A. Baan+1 more|University of Groningen research database (University of Groningen / Centre for Information Technology)|Jul 27, 2006

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 39被引用数 5

ひとこと要約

本稿では、放射線輸送と星族合成を用いて、星形成暴走銀河のほこりをまとっていたりする核の赤外線放射をモデル化し、質量の大きな星形成がULIRGを駆動できることを示している。主な結果として、2成分のほこり構造（高温・コンパクトな内側領域と、低温・拡張した外側成分）と、赤外線発光度から星形成率（SFR）と初期質量関数（IMF）のデゲネラシーが生じることを明らかにした。

ABSTRACT

An evolutionary model of star formation in ULIRGs was created using existing star formation and radiative transfer codes (STARBURST99, RADMC and RADICAL) as building blocks. The results of the simulations are compared to data from two IRAS catalogs. From the simulations it is found that the dust surrounding the starburst region is made up from two components. There is a low optical depth (tau=0.1, which corresponds to 0.1% of the total dust mass), hot (T~400K) non-grey component close to the starburst (scale size 10pc) and a large scale, colder grey component (100pc, 75K) with a much larger column (tau=10). The simulations also show that starburst galaxies can be powered by massive star formation. The parameters for this star forming region are difficult to determine, since the IR continuum luminosity is only sensitive to the total UV input. Therefore, there is a degeneracy between the total starburst mass and the initial mass function (IMF) slope. A less massive star formation with a shallower IMF will produce the same amount of OB stars and therefore the same amount of irradiating UV flux. Assuming the stars are formed according to a Salpeter IMF (Psi(M) ~ M^-2.35), the star formation region should produce 10^9 Msun of stars (either in one instantaneous burst, or in a continuous process) in order to produce enough IR radiation.

研究の動機と目的

• 超高赤外発光度銀河（ULIRGs）で観測された高い赤外線発光度が、質量の大きな星形成のみで説明可能かどうかを明らかにすること。
• 放射線輸送と星族合成コードを用いて、ほこりに包まれた星形成暴走領域の赤外線的性質をモデル化すること。
• 赤外線連続スペクトル発光度を解釈する際の星形成率（SFR）と初期質量関数（IMF）のデゲネラシーを調査すること。
• ほこりの幾何構造、光学的厚さ、観測傾きが観測された赤外線SEDに与える影響を評価すること。
• 赤外線連続スペクトルモデルの限界を特定し、より良いパラメータ制約を得るためのスペクトル特徴や分子放出の組み込みを促すこと。

提案手法

• STARBURST99を用いて、全質量（M_SB）、星形成率（SFR）、IMF勾配（α）を変化させた星族を模擬する進化モデルを構築した。
• RADMCおよびRADICALを用いて3次元放射線輸送シミュレーションを実施し、さまざまな幾何構造と光学的厚さにおけるほこりの温度と再放射を計算した。
• 主なパラメータを変化させた：閉じる角度（η）によるほこりの幾何構造、光学的厚さ（τ）、観測傾き（δ）、固定されたスケールサイズ（10 pcおよび100 pc）。
• IRASバンド（12, 25, 60, 100 μm）における赤外線SEDをシミュレートし、IRASカタログと比較して最良適合パラメータを同定した。
• 傾き効果を分析するため、面から見た場合と縁から見た場合の視点を比較した。特に短波長および長波長発光の違いに注目した。
• パラメータのデゲネラシーを評価するため、M_SB、IMF、τ、幾何構造の変化が全赤外発光度（L_IR）およびSED形状に与える影響を検証した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 質量の大きな星形成のみで、ULIRGsで観測された高い赤外線発光度を説明できるか？
• RQ2 観測された赤外線SEDを最もよく再現する、星形成領域を取り巻くほこりの物理的性質（温度、密度、幾何構造）は何か？
• RQ3 星形成率、初期質量関数、ほこりの幾何構造の変化が、予測される赤外線放射に与える影響は何か？
• RQ4 観測傾きとほこりのクラスタリング（凝集）が、観測された赤外線発光度およびSED形状に及ぼす影響はどの程度か？
• RQ5 なぜ面からの進化軌道がIRASデータに適合しやすいのか、そしてこれは観測されたULIRG集団に何を示唆するのか？

主な発見

• 星形成核内のほこりは2成分から構成される：10 pc圏内で約400 Kの高温・コンパクトで、光学的厚さが約0.1の低光学的厚さ成分と、100 pc圏内で約75 Kの低温・拡張で、光学的厚さが約10の高光学的厚さ成分である。
• ULIRGsは、質量の大きな星形成のみで駆動可能であり、Salpeter IMF（α = 2.35）に従う単一の爆発的形成または連続的形成によって、約10^9 M☉の星が形成されれば十分である。
• 全星形成質量とIMF勾配の間にはデゲネラシーが存在する：より少ない質量の爆発的形成で、勾配が浅いIMFをとれば、同じUV放射と同様の赤外線発光度が得られる。
• 光学的厚さτが1から10に増加すると赤外線発光度は2.0倍に、τが100に増加すると3.2倍に増加する。これは光学的厚さに弱い感度であることを示唆している。
• 傾き効果は顕著である：τ = 100のとき、縁から見た発光度は16倍低下するが、面からのモデルがIRASデータに最もよく適合する。これは、観測されたULIRGの多くが面から見られている可能性を示唆している。
• モデルが縁からの配置に適合しないことから、ほこりのクラスタリング（有効光学的厚さを低下）または顕著な未分類の面からのULIRG集団が、観測を説明するために必要となる可能性がある。