[論文レビュー] Constraining the Porosities of Interstellar Dust Grains

Kevin Heng, B. T. Draine|ArXiv.org|Jun 4, 2009

Astrophysical Phenomena and Observations参考文献 3被引用数 5

ひとこと要約

本稿では、多孔質ケイ酸塩粒子凝集体のX線散乱特性を用いて、銀河間惑星間ダストの多孔質度を制約し、Chandra観測におけるGX13+1に適用して診断指標${\cal R}_{\rm X}$および${\cal T}_{\rm X}$を用いる。その結果、多孔質度${\cal P} \gtrsim 0.55$の粒子凝集体は除外され、これは一部のモデルが示唆するよりも、惑星間ダストがより少ない多孔質度であることを示している。

ABSTRACT

We present theoretical calculations of the X-ray scattering properties of porous grain aggregates with olivine monomers. The small and large angle scattering properties of these aggregates are governed by the global structure and substructure of the grain, respectively. We construct two diagnostics, R_X and T_X, based on the optical and X-ray properties of the aggregates, and apply them to a Chandra measurement of the dust halo around the Galactic binary GX13+1. Grain aggregates with porosities higher than about 0.55 are ruled out. Future high-precision observations of X-ray dust haloes together with detailed modeling of the X-ray scattering properties of porous grain mixtures will further constrain the presence of porous grain aggregates in a given dust population.

研究の動機と目的

• X線散乱を用いて、コンパクトな惑星間ダスト粒子モデルと多孔質なモデルを区別できる観測的診断指標を開発すること。
• X線散乱が、長年にわたり議論されてきた惑星間ダスト粒子の内部構造に関する不確実性を解消できるかどうかを検証すること。
• これらの診断指標を、GX13+1のダストハローに対する実際のChandra観測に適用し、多孔質度を制約すること。
• 高多孔質な粒子モデル（例：P ≈ 0.8–0.9）が銀河間空間に実現可能かどうかを評価すること。
• 診断指標が粒子組成、粒子サイズ分布、単体サイズに与える感度を評価すること。

提案手法

• オリビン単体（$a_0 = 0.04\,\mu$m）を用いた、BAM2、BAM1、BA凝集体スキームによる多孔質粒子凝集体のモデル化。
• 異常屈折理論（ADT）を適用してX線散乱断面積を計算し、不規則で多孔質な凝集体の散乱を、影関数のフーリエ変換を用いてモデル化する。
• 2つの診断指標、${\cal R}_{\rm X} = \sigma_B / \sigma_R$（光学対X線散乱比）および${\cal T}_{\rm X} = (dQ_{\rm scat}/d\Omega)_{0, \rm X-ray} / (dQ_{\rm scat}/d\Omega)_{0, \rm optical}$を定義し、波長間での散乱特性を比較する。
• さまざまな多孔質度に対して、2 keVおよび光学バンド（B、V、R）における$Q_{\rm ext}$（消光効率）および$dQ_{\rm scat}/d\Omega$（微分散乱断面積）を計算する。
• Smith (2008)によるChandra X線ハロー観測（GX13+1）を用い、観測されたX線散乱とモデル予測を比較する。
• 観測の平均化をより現実的に再現するために、ランダムな方位角にわたる「β平均化」を実行する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 X線散乱特性は、コンパクトな惑星間ダスト粒子モデルと多孔質なモデルを区別できるか？
• RQ2 GX13+1のX線散乱観測に基づいて、惑星間ダスト粒子の最大許容多孔質度は何か？
• RQ3 多孔質凝集体の光学的およびX線的散乱特性は、コンパクト粒子とどのように異なるか？
• RQ4 粒子組成、サイズ分布、単体サイズが、導かれる多孔質度制約に与える影響はどの程度か？
• RQ5 なぜ惑星間ダスト粒子は、破壊されやすい高多孔質な構造をとらないのか？

主な発見

• Chandra X線ハロー観測により、多孔質度${\cal P} \gtrsim 0.55$の粒子凝集体は除外される。
• ${\cal T}_{\rm X}$診断指標は、${\cal R}_{\rm X}$よりも多孔質度制約に対してより頑健であり、粒子サイズ分布の影響を受けにくい。
• 多孔質凝集体のX線散乱特性は内部の微細構造に敏感であり、光学散乱では見えない小スケールの多孔質度をX線が探査可能である。
• コンパクト粒子モデルは依然として妥当であり、高多孔質モデル（例：${\cal P} \gtrsim 0.8$）は観測されたX線散乱ハローと整合しない。
• 結果から、惑星間ダストはAU Micの帯銀河リングやコメットの大気中にあるダストよりも多孔質度が低いことが示唆される。これらは${\cal P} \approx 0.6$の多孔質度を示す。
• km s⁻¹の速度で発生する粒子同士の衝突は、希薄な銀河間空間における壊れやすく高多孔質な凝集体の豊度を制限する可能性があり、観測された多孔質度の上限の物理的説明を提供する。