爆発的星形成領域のダストスペクトルモデルを用いたマゼラン星雲の研究

使用爆炸恒星形成区域的尘埃光谱模型研究麦哲伦星云

基本信息

批准号：
13011201
负责人：
花見仁史
金额：
$ 0.58万
依托单位：
Iwate University
依托单位国家：
日本
项目类别：
Grant-in-Aid for Scientific Research on Priority Areas (A)
财政年份：
2001
资助国家：
日本
起止时间：
2001 至无数据
项目状态：
已结题

项目摘要

爆発的星形成をガスから星への変換過程、化学進化と捉えて、マゼラン星雲などをはじめとする近傍の銀河の爆発的星形成領域(SBRs)、のスペクトルエネルギ-分布(SED)の再現を目指した。形成過程に応じて種族合成された星の光は、超新星爆発などによるその周囲のガスの重元素汚染に応じてばらまられたダストに散乱、吸収された後に観測されるので、球対称物質分布近似のもと、輻射輸送方程式を解いて、SEDモデルを構築した。ダストの成分としては、big grains(BGs),very small grains(VSGs),PAHsを考える。この成分比はSEDを再現する時のパラメータである。また、ダスト総量は、この成分比は固定したまま、星間ガス中の重元素量に比例して増加して行くと仮定した。このモデルが信頼性の高いSEDを再現できることは、我々の求めた星形成率が、Halpha線強度などから求められた値とよく一致していることで確かめた上で、近傍の代表的な爆発的星形成銀河について、UVで明るいUVSBGsから赤外で明るいULIRGsまでの数十個について適用して解析した。それらのSEDのほとんどがSMCタイプのダスト、SBRsの年齢が0.1Gyr程度でよく再現できた。さらに、そのそれぞれのベストフィットモデルの星形成領域の物質密度が、ULIRGsでは系全体で重力不安定を起こす程度密度が大きいのに対して、UVSBGsではその臨界密度程度であることを明らかにした。このようにSEDから星形成領域の物質密度を換算するには、ダストによる減光を正しく見積もらなければならない。UVからFIRにわたるSEDモデルとしては、我々のモデル以外にも、現在、提案されているものがいくつかあるが、この星形成領域の集中度の換算は、化学進化によるダスト生成量を星形成率に関わる光度と連動させ、また、光学的厚さを正しく再現する輻射輸送を解く我々の手法ではじめて可能になった。

通过将爆炸性恒星形成视为气体对明星的转化过程和化学演化，我们旨在再现附近星系（例如麦哲伦星云）中爆炸性恒星形成区（SBR）的光谱能量分布（SED）。根据构造过程合成的恒星的光被散布并被尘埃吸收，这些尘埃散布在响应于超新星爆炸等的重元元素污染的响应，因此我们求解了辐射传输方程，并基于球体对称材料分布的近似值构建了SED模型。考虑灰尘成分：大谷物（BG），非常小的谷物（VSG）和PAH。该组件比是重现SED时的参数。还假定总灰尘量与星际气体中的重元素的数量成比例增加，而组分比保持固定。通过确认我们获得的恒星形成速率与从HALPHA线强度等获得的值保持良好一致，然后在附近的典型爆炸性星形构造星系中，从UV Bright Uvsbgs将来自Halpha Line的GRAIGHAXIES应用于Infrared Brightirgs，可以证实该模型的高度可靠SED的能力与从HALPHA线强度等获得的值保持良好一致。这些SED中的大多数能够在SMC型粉尘和SBRS年龄为0.1 GYR上很好地复制。此外，据透露，每个最佳拟合模型的星形形成区域中的材料密度在Ulirgs中很大，这会导致整个系统中的重力不稳定性，而UVSBG则处于临界密度。这样，要从SED转换恒星形成区域的材料密度，必须正确估计灰尘变暗。除我们的模型外，还有其他几种从紫外线到FIR的SED模型，但是使用我们的方法解决辐射传输的方法，该恒星形成区域的这种浓度首次转化为恒星形成区域的浓度，该方法通过将化学演化产生的粉尘量链接来正确再现光学厚度。