磁場で支えられた分子フィラメントの偏波構造

Herschel衛星によるダスト熱輻射の観測から、 分子雲がフィラメント状の要素からなることが 知られるようになった(Menshchikovら2010)。 一方で、近赤外線領域の星間偏光の観測からは、 このフィラメントが星間磁場に垂直であることが示された(Sugitaniら2011)。

観測に対応する、垂直な磁場によって支えられた等温の平衡形状（重力と磁場によるローレンツ力、圧力、 回りの星間外圧の力学的釣り合い）を自己無撞着場の方法で計算し、重力に抗して支えられる 臨界線質量λ_maxを得た(Tomisaka 2014)。 今回、このフィラメントで予想されるダスト熱輻射の偏波構造を調べた。

熱輻射の偏波は星間磁場に垂直方向に星間ダストの長軸が整列していることによって生じる。 図でカラーは偏波度を、棒線は偏波のBベクトルを表し、 左の図でθ=80度、φ=90度、 つまり、ｚ方向に伸びるフィラメントのほぼ真横で、大局的な磁場Bの方向から観測した場合を示している。 中央の図は、フィラメントの中心と表面の密度比が10倍である低密度フィラメントに、 右の図は、同じく密度比が300倍の高密度フィラメントに対するものを示している。

この例のように、星間磁場の方向から観測した場合、中央の図のように一般に偏波は弱くなることが予想されるが、 高密度フィラメントの場合は、横向きに星間磁場が貫いているときの偏波構造を示すことがわかった。 これは、フィラメントの軸と星間磁場が垂直な観測例が多いことへの説明になっていると考えられる。
(2015/5/19)
Polarization Structure of Filamentary Clouds, by Tomisaka, Kohji, 2015, ApJ, 807, 47(10pp)
[ADS] [arXiv]
富阪幸治 (private website)