全宇宙年齢的銀河形成進化と重元素・ダスト形成史の徹底解明

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本研究は、銀河中に存在する固体微粒子(以降ダスト)の種類や存在量、サイズ分布の進化によって、銀河進化にどのような影響を与えるかについて第一原理からモデル化し、銀河進化を解明することを目的としている。本年度は、昨年度末に完成した全宇宙年齢的銀河のダストサイズ分布進化モデルを基に、銀河の減光曲線進化モデルを完成させた。減光曲線とは、ダストによる減光量の波長依存性を示したものであり、観測量を補正するために必須な物理量である。前年度までの結果を拡張するにあたり、各ダスト種の物性を考慮した。これはダスト粒子の種類によって減光量が異なるためである。その結果、銀河形成初期には、平坦な減光曲線であるが、その後、ダスト同士の衝突による破砕プロセス(シャッタリング)により小さいダストが増加し、極めて急な曲線になる。また、この際に2175Åバンプと呼ばれる部分が非常に大きくなることも分かった。その後、ダスト同士の衝突による合体プロセス(コアギュレーション)によって小さいダストが減少することによって、減光曲線が平坦になっていく。また、今回の進化モデルを用いて、銀河系の減光曲線の再現を試みた。その結果、再現にはコアギュレーションが現在考えられているものよりも強く効く必要があることが分かった。なお、先行研究において、分子雲などの冷たく密度の高い領城では、このような強いコアギュレーションが起こる可能性が観測的に示唆されている。本ダストモデルの論文はすでにMonthly Notices of the Royal Astronomical Societyに受理されている。また、遠方に存在する赤外線で極めて明るいクェーサー母銀河は平坦な曲線であることが示唆されており、我々のモデルはこれを強く示唆している。現在、高赤方偏移銀河に特化した減光曲線進化を研究しており、この研究内容は初期の銀河進化の解明に大きく影響を与えると考えられる。さらに、Herschelを用いて赤方偏移1以上の銀河の減光曲線を導出する研究が動いており、私の今年度の結果は非常にタイムリーな議論を提供できる結果となっている。