[論文レビュー] Interstellar Dust Models and Evolutionary Implications

B. T. Draine|ArXiv.org|Mar 9, 2009

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 3被引用数 63

ひとこと要約

本稿では、アモルファスシリケートと炭素質粒子（多環芳香族炭化水素（PAHs）を含む）からなるダストモデルを提案し、銀河間消光、偏光、赤外線放射を再現する。モデルは、宇宙空間で発生する紫外線放射が、シリケートと炭素質粒子の独立した集団を維持する上で重要な役割を果たしており、銀河の中心部や高赤方偏移銀河（例：J1148+5251）における大部分の宇宙ダストが、星からの供給ではなく、銀河間媒体（ISM）内での局所的粒子成長によって形成されることを示している。

ABSTRACT

The wavelength dependences of interstellar extinction and polarization, supplemented by observed elemental abundances and the spectrum of infrared emission from dust heated by starlight, strongly constrain dust models. One dust model that appears to be consistent with observations is presented. To reproduce the observed extinction, the model consumes the bulk of interstellar Mg, Si, and Fe (in amorphous silicates), and a substantial fraction of C (in carbonaceous material), with size distributions and alignment adjusted to match observations. The composition, structure, and size distribution of interstellar grains is the result of injection of dust from stellar outflows into the interstellar medium (ISM), followed by destruction, growth, coagulation, and photoprocessing of interstellar grains. The balance among these poorly-understood processes is responsible for the mix of solid material present in the ISM. Most interstellar grain material present in the diffuse ISM must be grown in the ISM. The amorphous silicate and carbonaceous materials that form the bulk of interstellar dust must therefore be the result of grain growth in the presence of ultraviolet radiation. Dust in high-z systems such as J1148+5251 is also produced primarily in the ISM, with supernova-produced dust contributing only a small fraction of the total dust mass.

研究の動機と目的

• 観測による銀河間消光、偏光、赤外線放射の制約を、物理的に整合性のあるダストモデルと一致させる。
• 特に、ダストが星の吹き出しによって形成されるのか、それとも銀河間媒体（ISM）内で形成されるのかを特定する。
• 粒子成長、凝集、光化学的処理が、銀河間ダストの組成と粒子径分布に与える影響を評価する。
• 高赤方偏移銀河（例：J1148+5251）におけるダスト質量の源として、超新星とISMプロセスの寄与を比較評価する。
• PAHsとアモルファス炭素が、炭素（C）、マグネシウム（Mg）、ケイ酸塩（Si）、鉄（Fe）、重水素（D）などの元素の欠落を説明できるかを検証する。

提案手法

• 2–20 µmの平均消光曲線、特に2175 Åのピーク、10 µmのシリケート特徴、3.4 µmのC-Hスプリングを含む観測的制約を用いる。
• アモルファスシリケート球体と炭素質粒子（PAHsとアモルファス炭素を含む）の混合物としてダストをモデル化し、消光と偏光に一致するよう粒子径分布を調整する。
• 球形粒子の散乱・吸収を計算するためのMie理論を用い、波長依存の消光と偏光を算出する。
• 3.3、6.2、7.7、8.6、11.3、12.0 µmの赤外線放射特徴を、単一光子によって励起されたPAHsのシグネチャとして組み込む。
• 星風からの供給、衝撃波による破壊、凝集、ISM内での成長をバランスさせることで、粒子の進化を評価する。
• 元素の存在比とガス相の欠落（例：Si+, Ca+, Ti+, D）を用い、ダスト粒子の表面積と組成を制約する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 どのような組成と粒子径分布を持つ銀河間ダストが、観測された波長依存の消光と偏光を再現できるか？
• RQ2 銀河間ダストの大部分が、星からの供給ではなく、ISM内での粒子成長によって形成される割合はどの程度か？
• RQ3 紫外線放射場が、シリケートと炭素質ダスト集団の分離と進化に与える影響はいかほどか？
• RQ4 高赤方偏移銀河（例：J1148+5251）におけるダストの何パーセントが超新星由来で、何パーセントがISM内での局所的成長由来か？
• RQ5 PAHsとアモルファス炭素は、観測された赤外線放射特徴と炭素や重水素の欠落を説明できるか？

主な発見

• アモルファスシリケートと炭素質粒子（PAHsを含む）のモデルは、2175 Åのピークや10 µmのシリケート特徴を含む観測された消光曲線を良好に再現する。
• シリケートと炭素質粒子を球体ではなく、球形でない（非球形）粒子としてモデル化することで、星の光の偏光が良好に再現される。
• モデルの赤外線放射スペクトルは、高緯度のミルキーウェイ領域の観測と一致し、Planckによる波長依存の偏光をテスト可能な予測を提供する。
• ミルキーウェイでは、宇宙空間ダスト質量の90%以上が、星からの供給ではなく、ISM内での粒子成長によって形成される。残りの約10%が、AGB星や超新星からの「星間ダスト」として供給される。
• J1148+5251のような高赤方偏移系においても、ダスト質量の大部分はISM内での成長由来であり、超新星寄与は全体のわずかに過ぎない。
• 紫外線放射は、光励起と光脱吸を引き起こすことで、粒子成長中に完全に混合されるのを防ぎ、シリケートと炭素質粒子の独立した集団を維持する上で不可欠な役割を果たす。