みなのお勉強の部屋
みなのお勉強の部屋

PPiIM Chapter1

1.1、1.2

  • HII regionのionized gasの電子密度n_eの求め方
①禁制線の比からn_eを求める
②中心星の放射強度からn_e^2を求めて、root mean squareを用いる

①から、Orion nebulaを決めると、
中心 (Traspezium): 1.6 \times 10^4 \mathrm{cm}^{-3}
24arcsec(3pc): 2.6 \times 10^2 \mathrm{cm}^{-3}
となるが、
②から決めると、1/6となってしまう。
つまり、HII regionのそれぞれの球殻で1/30の体積ほどの部分しか放射していないと考えられる。
すなわち、clumpyな放射源と考えられる。

\lt n_e^2 \gt = 0.005 - 0.015に対応するHα放射

  • kinetic temperatureの求め方
①可視と電波領域の輝線比から求める
②Balmer連続光と電波連続光から求める

HII regionでは、7000‐10000°(平均8000K)

refractory=溶けにくい

  • HII regionでのダストの存在
①散乱光による可視連続光の存在
②赤外光の観測

①よりdust-gas ratioは、1/100(質量比)と求められるが、観測される比の1/20-1/700というばらつきは不確定性を反映している
  • Orion nebula中心の低い値は正しく、減光測定により、小さなグレインは不足している
  • "Compact HII region"は、可視光で見えないほど、ダストでobscureされているため、free-free電波線で検出される

  • 光電離したガスの質量割合
  • 銀河全体で0.01
  • 低密度HII gasの占める銀河ディスクの体積は0.1ほど

1.3 COLLISION-IONIZED GAS

  • Supernova remnantの同定
①nonthermal radio emission
②Cygnus Loopに対する300km/sから、Cas Aに対する6000km/sの外へのクラウドなどの動き

1.4 MAGNETIC FIELDS AND COSMIC RAYS

  • 銀河の磁場の平均値はパルサーの測定から分かる
①Faraday Rotationで\lt n_e B_{\parallel}\gtが分かる
②dispersionから\lt n_e\gtが分かる
③散らばりはあるが、l=94±11°で、銀河面に並行に2.2 \times 10^{-6} \mathrm{G}である。
このことは、21cm線のZeeman効果からも分かる

  • 磁場の方向
①上のFaraday Rotationからわかる方法 l=94±11°
②ダストのalignmentからわかる方法 l=50°
これらは、大きく異なっている

  • シンクロトロン放射
  • 銀河ディスクから10^9-10^{12} \mathrm{eV}のシンクロトロン放射
  • 粒子密度を太陽系近傍と同じとすると、10^{-5} \mathrm{G}が必要とされる
  • 偏光を考えると、中間のl=70°が求まる

1.5 GALACTIC DISTRIBUTION

  • M31
  • 最も近い渦巻銀河
  • 若いO型星とダストクラウドはアームの中に集中している
  • 中性水素とヘリウムもspiral armに集中している？(21cm線の解像度が低くて確認できない)
  • spriral armsが幾分不規則

  • M51
  • M31より普通のspiral arms
  • うずの内側の線にシンクロトロン放射と思われている1415MHz(21.2cm)連続光が集中している

  • HII regionの距離の求め方
  • 中心星のスペクトル型が絶対等級を与え、カラーインデックスがダストの吸収を示す色超過E_{B-V}を与える

  • Our galaxy
  • Perseus Arm: 2000pc outer
  • Local Arm: with Sun
  • Sagittarius Arm: 2000pc inner
下二つは、相互作用している

1.6 GRAVITATIONAL MASS

\frac{1}{n}\frac{d}{dz} (n \lt w_z^2 \gt ) = g_z(z) -- (eq1-1)
静水圧平衡の式
\nabla^2 \phi = - \frac{dg_z(z)}{dz} = 4\pi G \rho (z) -- (eq1-2)
Poission's equation

(1-1)は、一様で明るく統計的に良いK giantsに適用されている
(1-2)から、total mass densityが10.0 \times 10^{-24} \mathrm{g}/\mathrm{cm}^{3}で、星のmass densityは、4 \times 10^{-24} \mathrm{g}/\mathrm{cm}^{3}であるから、星間物質は、
\rho_{Int} \leq 6.0 \times 10^{-24} \mathrm{g}/\mathrm{cm}^{3}
であり、これをOort limitという。

「PPiIM Chapter1」をウィキ内検索
最終更新：2016年03月31日 19:52