銀河系と近傍銀河に共通する 遠赤外輻射の特徴 平下 博之 平下 博之 ( 筑波大学 ) 日比 康詞 ( 国立天文台 ) 芝井 広、川田 光伸、大坪 貴文 ( 名古屋大学 ) 土井 靖生 ( 東京大学 )

1. 銀河の遠赤外輻射を理解する意義 2. 銀河系の遠赤外輻射の特徴 3. 遠赤外 SED モデルによる解析 4. 「あかり」への展望 5. まとめ 内容

1. 銀河の遠赤外輻射を理解する意義 COBE 140  m ( 星間塵：ダスト ) 可視光で見る天の川（主に星）

系外銀河 M33 Hinz et al. (2004) Optical (B-band): stars FIR (70  m): dust 銀河の遠赤外光度は、可視光度に匹敵する。

Radiative Processes ( = 0.1 – 3  m) UV, opt, NIR (  = 10 – 1000  m) MIR, FIR, sub-mm Dust grain a < 1  m T ~ 10 – 1000 K Si 化合物、 C などから なると考えられている。 ( 銀河系では、重元素の半分はダスト ) extinction reemission

ダスト質量の評価 M dust ～ L  /  B (T dust ) 遠赤外光度やダスト温度をいくら精度良く決めても、 遠赤外吸収係数 ( 物質に依存 ) が分からなければ、ダ スト質量は分からない。 ダストの遠赤外輻射特性を知ることが、宇宙の重 元素固体物質量を評価するときに必須。 単位質量当たりの光度

Désert et al. (1990) Large grains (LGs) in radiative equilibrium with the interstellar radiation field Excess by very small grains (VSGs) ← stochastic heating Wavelength (  m) Intensity 140 mm 2. 銀河系の遠赤外輻射の特徴 The FIR SED can be used to constrain the emission properties of dust grains ranging from VSGs to LGs. FIR

FIR Color Relation of the Galactic Plane Galactic Plane |b| < 5° Strong data concentration along this relation: main correlation 140  m – 100  m color 60  m – 100  m color Hibi et al. (2006) DIRBE/ZSMA data at = 60, 100, and 140  m ⇒ Pixels with I(60  m) > 3MJy/sr are used to avoid the uncertainty caused by the zodiacal emission. sub-correlation 各点： DIRBE の各ピクセル ( 視線方向 )

Common Correlation between the Galaxy and the Magellanic Clouds Hibi et al. (2006) “Main correlation” LMC/SMC data ⇒主相 関の延長上にある ⇒銀河系と共通する遠 赤外輻射特性を示唆 Contours: Distribution of the Galactic plane data “Sub-correlation”

近傍系外銀河も主相関に従う Hibi et al. (2006) Main correlation Observational sample from Nagata et al. (2002): IRAS, KAO, and ISO data are used. The main correlation also reproduces the FIR colors of nearby galaxies! ( ⇒ The FIR color is universal!?) Dust temperature derived from > 100  m

｢主相関」の性 質 (1)Longitude (l) dependence The data shift along the main correlation. Mean dust temperature T ~ 18 K (toward the Galactic center) T ~ 16 K (toward the anti-center), which reflect the difference in the radiation field intensity. The main correlation is almost independent of l. ⇒ The main correlation is robust against the change of environment in the Galaxy. Contours: Data toward the Galactic center Contours: Data toward the anti-center

(2) Galactic latitude (b) The correlation is robust against the change of b. 主相関：高銀緯でも見られ る⇒星形成領域などに起因す る輻射場の局所的非一様性 の影響が少ない。 副相関：高銀緯には見られ ない⇒銀河面に特有の輻射場 の強い領域の影響を示唆 Contours: Data of the Galactic plane |b| < 5° Contours: Data of high Galactic latitudes |b| > 5°

電波強度との相関 Hibi et al. (2006) 副相関は輻射場の強い領域に付 随するという描像と矛盾しない I(10 GHz) > 0.5 KI(10 GHz) < 0.5 K 電波強度が強い視線方向 電波強度が弱い視線方向

3. 遠赤外 SED モデルによる解析 Inputs: ＊ Grain properties (heat capacity, absorption coefficients) ＊ Interstellar radiation field Temperature distribution function of each grain size: dP/dT Li & Draine (2001) Grain size distribution n(a) ∝ a –3.5 Output: FIR SED of dust ダストサイズが大きく なるほど温度平衡に近 くなる。

 = 0.3  = 1  = 3  = 10  = 0.3  = 1  = 3  = 10 Results  : Radiation field intensity normalized to the solar vicinity value Silicate from Draine & Lee (1984) Graphite from Draine & Lee (1984) Draine & Lee (1984) の「標準的な」ダス トの遠赤外吸収係数 は銀河系の観測を再 現できない！

 = 0.3  = 1  = 3  = 10  = 1  = 1.5 Dependence on the FIR emissivity index 吸収断面積  ≡  a 2 Q Q ∝   ( > 100  m) [Emission ∝ Q B (T)]  is called emissivity index. For < 100  m, we adopt the optical constants of graphite in Draine & Lee (1984).  ~ 1 is consistent with the observed colors. cf.  ~ 2 for Draine & Lee (1984).

 ~ 1 の物質はあるか？ MgO ・ 2SiO 2 (amorphous)  = 1.2 (Agladze et al. 1996) Emissivity は Draine & Lee (1984) の値の 11 倍 （もしこの物質が星間ダストを担っているとすると、 これまで遠赤外線から求められていたダスト質量は 過大評価） ← アモルファス内のポテンシャルの乱れが原因？ (Meny et al. 2007)

副相関 A minor correlation: sub-correlation  = 1  = 1 contaminated by 10%  = 3  = 1 contaminated by 10%  = 10 The sub-correlation is explained if a region with high radiation field is contaminated in the line of sight. 銀河系の星形成率から 予想される星形成領域 近傍を見込む確率とも 整合的。

4. 「あかり」への展望 Doi et al. (2007) ： LMC 「あかり」 65, 90, 140  m (1) COBE より空間分 解能良く (2) Spitzer にない多く の遠赤外バンドで (3) マゼラン雲の face- on geometry を生か した 観測ができる。 ⇒解析中

5. まとめ (1)Observational Analysis (Hibi et al. 2006) a.A common correlation between 60  m – 100  m color and 140  m – 100  m color is found for the Milky Way, the LMC, and the SMC. b.This “main correlation” also explains the FIR colors of nearby galaxies, which suggests a universal nature of the FIR SEDs of nearby galaxies. (2)Theoretical Analysis (Hirashita et al. 2007) a.The grain emissivities often assumed (Q ∝ –2 ) are not successful in reproducing the main correlation. b.Our results strongly suggest that the FIR emissivity index is ~ 1 (Q ∝ –1 ).