[論文レビュー] PAHs in Galaxies: their Properties and Evolution

F. Galliano|arXiv (Cornell University)|Oct 27, 2006

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 1被引用数 3

ひとこと要約

本稿は、6.2、7.7、8.6、および11.3 μmの主要なPAH発光帯の比が主にPAHのイオン化状態によって支配されることを示しており、これが星間物理的状態の頑健な診断指標であることを明らかにした。さらに、低金属量銀河におけるPAH発光の低さは、破壊や希釈ではなく、長寿命のAGB星によるPAHの遅延注入に起因することを示し、PAH質量分率はAGB星の炭素ダスト生成レートと強く相関している。

ABSTRACT

I summarize the results of two recent studies, based on ISO and Spitzer mid-IR spectra of galaxies and Galactic regions, aimed at understanding the origins of the variations of the aromatic features among and inside galaxies. I show that the ratios between the most intense bands (6.2, 7.7, 8.6 and 11.3 microns) are principally sensitive to the charge of the molecules, and therefore represent a powerful diagnostic tool of the physical conditions inside the region where the emission is originating. Then, I show that the weakness of the aromatic bands, in low-metallicity environments, is a consequence of the delayed injection of their carriers, the Polycyclic Aromatic Hydrocarbons (PAHs), into the interstellar medium (ISM) of galaxies. Indeed, PAHs are believed to form in the envelopes of post-AGB stars, several hundreds of million years after the beginning of the star formation, when the system is already chemically evolved.

研究の動機と目的

• 銀河および銀河系領域における中赤外領域の芳香族発光特徴の変動の起源を理解すること。
• PAH帯比がイオン化状態や電子密度などの物理的状態を反映するかどうかを特定すること。
• 長年の謎である低金属量銀河でPAHが過小に現れる理由を解明すること。
• PAHの破壊、希釈、または遅延注入という対立仮説を、多様な金属量を持つ銀河におけるダスト対ガス質量比のモデル化によって検証すること。
• AGB星の寄与を通じて、PAH発光特性と星形成領域の進化状態との物理的関連を確立すること。

提案手法

• ISOおよびスパイクルの中赤外データのスペクトル分解を、2つの保守的な手法で実施：一方は帯域の端を低く見積もる方法、もう一方は自由に帯域幅を変化させる方法。
• 35個の近傍銀河および銀河系領域（H II領域、PDR、惑星状星雲）における6.2、7.7、8.6、および11.3 μm特徴のバンド強度測定。
• 現実的な光学的性質を有する確率的加熱モデルを用いてPAH発光をシミュレートし、帯比変動に関する仮説を検証。
• 観測された帯比を、PDRにおけるイオン化バランスの代理指標である$G_0/n_e \times \sqrt{T_e}$といった物理的パラメータと相関させること。
• UV〜ミリ波長域のスペクトルエネルギー分布（SED）モデリングにより、星間媒体（ISM）の金属量（$Z_{\text{ISM}}$）の関数としてPAHのダスト対ガス質量比（$Z_{\text{PAH}}$）および遠赤外ダスト（$Z_{\text{FIR dust}}$）を導出。
• 観測された$Z_{\text{PAH}}$の傾向を、AGB星および大質量星からの理論的ダスト生成レートと比較し、注入時間スケールを推定。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 6.2、7.7、8.6、および11.3 μmのPAH発光帯の相対的強度に、星間領域内でエンコードされた物理的状態は何か？
• RQ2 なぜ低金属量銀河では太陽金属量系に比べてPAH発光特徴が顕著に弱いのか？
• RQ3 低金属量銀河におけるPAHの低濃度は、硬い放射による破壊、衝撃による希釈、それとも長寿命星からの遅延注入によるものか？
• RQ4 観測されたPAH帯比が分子サイズや減光効果ではなく、PAHのイオン化状態とどれほど相関しているか？
• RQ5 銀河内でのPAH質量分率の進化は、漸近巨星分支（AGB）星による炭素ダスト生成レートとどのように関連しているか？

主な発見

• 6.2、7.7、および8.6 μm帯間の比は、多様な銀河的環境において顕著に一定であり、分子サイズにほとんど依存しない普遍的なPAH集団であることを示唆している。
• 11.3 μm帯比の変動（特に6.2/11.3）は、分子サイズや減光効果ではなく、イオン化PAHの割合によって主に駆動されている。
• 6.2/11.3帯比は、物理的パラメータ$G_0/n_e \times \sqrt{T_e}$と強く相関しており、PDRにおけるイオン化状態の診断指標として利用可能である。
• PAH対ガス質量比（$Z_{\text{PAH}}$）は、AGB星による炭素ダスト生成レートと強く相関しており、PAHは星形成開始から数億年遅れて星間媒体に注入されていることを示している。
• 低金属量銀河（$Z_{\text{ISM}} < 0.1\,Z_\odot$）における観測されたPAHの低濃度は、破壊や希釈機構ではなく、AGB星からの遅延注入によって最もよく説明できる。
• 遠赤外ダスト対ガス質量比（$Z_{\text{FIR dust}}$）は、大質量星からのダスト生成レートに追従し、$0.1\,Z_\odot$まで低下するが、この金属量以下では冷たいダストや非一様な星形成歴が原因で乖離が生じる可能性がある。