1 / 60

第 4 章 宇宙の階層構造 - 局所銀河群から 　　　　　大規模構造まで -

第 4 章 宇宙の階層構造 - 局所銀河群から 　　　　　大規模構造まで -. 4.1 アンドロメダ銀河と大小マゼラン雲. アンドロメダ銀河 (M31). 肉眼で（容易に）見える 最遠方の天体. (M 33 も肉眼で見えるらしい ). (m – M) 0 =24.43±0.10 770 kpc 　（ 250 万光年） M~2x10 11 Msun D~50kpc Type: SA(s)b. 巨大な渦巻銀河（～銀河系） 銀河系との比較研究の好対象. 銀河系を外から見ることが出来ない. 肉眼か双眼鏡でアンドロメダ銀河 (M31) を見てみよう. 北. 北極星.

jerold
Download Presentation

第 4 章 宇宙の階層構造 - 局所銀河群から 　　　　　大規模構造まで -

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. 第4章宇宙の階層構造 -局所銀河群から　　　　　大規模構造まで -

  2. 4.1 アンドロメダ銀河と大小マゼラン雲

  3. アンドロメダ銀河(M31) 肉眼で（容易に）見える最遠方の天体 (M 33も肉眼で見えるらしい) (m – M)0=24.43±0.10770 kpc　（250万光年） M~2x1011MsunD~50kpcType: SA(s)b 巨大な渦巻銀河（～銀河系）銀河系との比較研究の好対象 銀河系を外から見ることが出来ない

  4. 肉眼か双眼鏡でアンドロメダ銀河(M31)を見てみよう肉眼か双眼鏡でアンドロメダ銀河(M31)を見てみよう 北 北極星 夏の大三角形 カシオペア座 アンドロメダ銀河 東 西 25000光年 ペガスス座

  5. すばる望遠鏡で撮影 東大木曽観測所シュミット望遠鏡で撮影

  6. Large/Small Magellanic Clouds: LMC/SMC SMC: (m-M)0=18.92±0.14; D=68 kpc Storm et al. 2011, A&A, 534, 95 ハッブル定数（宇宙の距離尺度）決定の里程標 LMC: (m-M)0=18.45±0.04; D=50 kpc (Mould et al. 2000, ApJ, 529, 786；；Freedman & Madore 2010, ARA&A, 48, 673 ) 星生成活動が活発な不規則（矮小）銀河 [Fe/H] ~ -0.5 - -1.0 銀河系より金属量が少ない 金属量の違いの効果の研究対象に好適

  7. 大マゼラン雲 復習 (2.7) UK Schmidt 望遠鏡による写真 Hα線 可視光 （熱いガスがよく見える）

  8. SN1987Aの出現 after before

  9. 4.2 局所銀河群 (The Local Group)

  10. 局所銀河群の構造 M31-subgroup MW-subgroup 矮小銀河(dwarf galaxies) Ultra Faint Dwarf (UFD) 2005年以降SDSS等で見つかった極めて暗い矮小銀河 (green symbols) 1 Mpc sphere MW-subgroup 渦巻銀河（銀河系とM31)とそれを取り巻く矮小銀河からなる二つのサブグループ 図は岡本桜子博士論文 2010 年　東京大学より 0.25 Mpc sphere

  11. LGメンバー銀河のサイズ比較 M33 SMC N 6822 LMC N 185 N 147 Carina N 205 M31 M32 銀河系 Fornax van den Bergh, “The Galaxies of the Local Group” (Cambridge Univ. Press, 2000)

  12. Local Group: 銀河進化の実験室 HSTやSubaruなど8m級望遠鏡 メンバー銀河中の個々の星の撮像・分光観測 星生成の歴史、金属量 HSTのデータの集大成は、Holtzman et al. 2006, ApJS, 166, 534を参照。 Ikuta et al. 2003, Ap&Space Sci., 284, 589

  13. NGC 6822 の Latent Star Formation Komiyama et al. 2003, Ap.J., 590, L17 HI gas 赤い星（年齢の古い星） 60’ 青い星（若い星） MB B - R

  14. 矮小銀河 Leo II の星形成史 Komiyama et al. 2007, AJ, 134, 835 27’ 約80億年昔に銀河全体で星生成活動が銀河全体で起きたが、次第に外側から終息して40億年昔には中心領域以外では止んだ。

  15. M31 HaloのSubstructures中の星の種族 Ferguson et al. 2005,Ap.J. 622, L109-L112 HST ACSによる観測　 CM図 Age and/or metallicity が視野ごとに異なる ハローはsatellite galaxies を飲み込んで成長

  16. すばる望遠鏡による重元素量の観測 Tanaka et al. 2010, ApJ, 708, 1168 NW side 色ー等級図と理論 isochrone の比較から重元素量を推定 NW side SE side Mean metallicity No metallicity gradient

  17. 矮小銀河は銀河のbuilding blockか？ 構成する星のmetallicity分布が銀河系ハローの星の分布と異なる 矮小銀河から銀河系のハローは作れない 銀河系ハロー Helmi et al. 2006, ApJ, 651, L121 (UFD) Ultra Faint Dwarf (UFD) 2005年以降SDSS等で見つかった極めて暗い矮小銀河 UFD のmetallicity 分布は銀河系ハローと同じ UFD Kirby et al. 2008, ApJ, 685, L43

  18. Local Group の Kinematics: Magellanic Stream LMC/SMCと銀河系の相互作用の結果 高速度雲 a long filament of H I extends from the region between the Magellanic Clouds down to the south galactic pole LMC SMC

  19. Local Group の 形成モデルの例 Newly born dwarfs Gas-rich protogalaxies 12-10 Gyr ago 8 Gyr ago present Sawa and Fujimoto 2005, PASJ, 57, 429 LG members の天球上の分布（ほぼ円盤状の分布） (a) 約100億年前に原始銀河系と原始M31が近接　　　　遭遇して、ハローガスの衝突で矮小銀河が誕生(b) 約50億年前、宇宙膨張と共に両者は離れて行く(c) その後LG領域は宇宙膨張から切り離されて、　　現在、両者は接近中 約50-30億年後にM31と銀河系が近接遭遇する

  20. M31の固有運動(μl, μb) (mas/y) = (38±16, -49±5) 近い将来の高精度位置天文衛星の観測で検証可能

  21. Local Group Centroid （銀河の視線速度を測る基準点） Local Groupが全体として静止して見えるような速度基準 vLSR = 300 km/s; l = 105, b = -8 Yahil et al. 1977, ApJ, 217, 903 LG centoroidに準拠するための補正値（IAU採択値 1976年） これを求める Local GroupについてのよいReview： S. van den Bergh 1999, Astr. Ap. Review, 9, 273

  22. Local Group 全体の運動 CMB dipoleの観測データに、LG centoroidに対する太陽運動の補正を行ったもの LGは宇宙マイクロ波背景放射（静止系）に対して、 銀経　277±2°, 銀緯 30±2°の方向に 622±20 km/s の速度で 運動している。 銀河の大規模な特異運動(bulk motion) Pioneering work by Rubin et al. 1976, AJ, 81, 719 Sc I 型の渦巻銀河を用いた（右図；岡村　「科学」岩波書店、59巻、4号、1989） 紆余曲折 CMB dipoleの観測 COBE: Smoot et al. 1991, ApJ, 371, L1 3.346±0.017 mK(l=263.85±0.1, b=48.25±0.04) Q(7.3mm), V(4.9mm), W(3.2mm)バンドの合成。上はdipole込み、下はダイポール成分を引いたもの(Benett et al. 2003, ApJS, 148, 1) WMAP: Benett et al. 2003, ApJS, 148, 1 3.353±0.024 mK(l=264.26±0.33, b=48.22±0.13)

  23. 4.3　おとめ座銀河団 (The Virgo Cluster)

  24. おとめ座銀河団　(Virgo Cluster of Galaxies) 歴史的な文献などは右の論文を参照 ‘Structure of the Virgo Cluster of Galaxies’, de Vaucouleurs, G.1961, ApJS, 6, 213 満月 我々に最も近い銀河団・距離　約18Mpc・不規則型・渦巻き銀河が多い M87(NGC4486) 1°(60’) http://park11.wakwak.com/~wbs/exhibit/2.html

  25. Las Campanas Survey (1979 - 86) Studies of the Virgo Cluster by Sandage, Tammann, Binggeli + 2.5m Irene du Pont Telescope Cassegrain focus F/7.5 Scale 10.9”/mm (= Palomar 5m望遠鏡のScale)視野　1.5°四方 50 cm四方の大型写真乾板 修正リッチー・クレティアン光学系（主鏡、副鏡共に双曲面に近い非球面）で、極めて広い視野を実現 後のSDSS 2.5m望遠鏡の手本Las Campanas Redshift Survey (LCRS)でも活躍

  26. Studies of the Virgo Cluster 論文 I: AJ, 89, 64, 1984 …..論文VI: AJ, 94, 251, 1987 視野　1.5°四方 （50cm乾板）写真乾板67枚（103aO乳剤）露出時間　45-75分 Catalog of 2096 galaxies down to B~18 mag.(VCC: Virgo Cluster Catalog)

  27. 1277 members only All 2096 galaxies 1277 certain members 574 possible members 245 background galaxies

  28. 巨大銀河 矮小銀河 局部銀河群以外の矮小銀河の研究 dwarf galaxiesは普遍的な存在 Du Pont 望遠鏡で若松氏が撮影した大型写真乾板からのコピー Ichikawa, Wakamatsu, Okamura 1986, ApJS, 60, 475

  29. ComaCluster VirgoCluster Leo Group 銀河系 Virgo Cluster は宇宙の距離決定の里程標 (LMCの次のステップ) 天球上の分布 距離推定に大きなばらつきがあったが、それはこの銀河団が葉巻型をしていることが原因だった！ タリー・フィッシャー関係で求めた距離 Virgo Cluster は 葉巻形 Yasuda et al. 1997, ApJS, 108, 417

  30. Virgo Infall 銀河の大規模な特異運動(bulk motion) Aaronson et al. 1982, ApJ, 258, 64 Infall velocity = 200 – 400 km/s at Local Group 方向はCMBに対する運動方向と違っている

  31. The Next Generation Virgo Cluster Survey https://www.astrosci.ca/NGVS/The_Next_Generation_Virgo_Cluster_Survey/Home.html 771-hour (140-night) CFHT program(2009A-2012A semesters) 歴史的なLas Campanas Surveyから約30年 P.I. Laura Ferrarese 45 scientists at 23 institutions in Canada, France, Hawaii, US, UK, Italy, China and Chile. Las Campanas Survey とほぼ同じ領域を CFHT/MegaPrime でカバーする SURVEY AREA 104 square degrees (104 MegaPrime FOV) EXPOSURE TIMES (PER FIELD) u* = 6400 s(1.77 h) g’ = 3200 s (0.88 h) r’ = 4800 s (1.33 h) i’ = 2050 s (0.57 h) z ’= 4400 s (1.22 h) 2011/6 の　ESO Workshopでは初期成果がたくさん発表されたが、2011/10 現在、論文はまだほとんど出ていない。乞うご期待。

  32. 4.4 赤方偏移と赤方偏移空間 （今後の理解のための準備）

  33. 赤方偏移と青方偏移 復習 (1.4) 赤方偏移の定義

  34. 復習 (1.4) ハッブルの法則 • 宇宙のどの方向を見ても、 • (2) 遠方の銀河ほど速い速度 • で我々から遠ざかり、 • (3) その遠ざかる速さ（後退速度）は銀河の距離に比例する。 宇宙が一様等方的に　　　膨張している (km/s/Mpc)

  35. H0h = 100 (km/s/Mpc) v = 1,000 km/s v = 30,000 km/s r = 10 h-1 Mpc r = 300h-1 Mpc 後退速度は距離の指標 v = H0 r（ハッブルの法則） r = v / H0 ~ cz / H0 (z<<1) ：無次元ハッブル定数 赤方偏移空間(Redshift Space)

  36. Vobs = VH + Vpec = H0 r + VB + VR Redshift Space は歪んでいる peculiar velocity random velocity ～< 200 km/s(field) 平均するとゼロ (cf. finger of God) Hubble velocity(recession velocity)距離に比例 bulk velocity～>600 km/s（例：Virgo Infall） 銀河の大規模な特異運動(bulk motion)

  37. 4.5 　局所超銀河団(The Local Supercluster)

  38. 岡村　1999, 「銀河系と銀河宇宙」

  39. Local Supercluster の 三次元構造 ±40 h-1 Mpc 半径　30h-1 Mpc 2175 galaxies from NBG catalog 8457 galaxies from Optical Redshift Survey + 5313 galaxies from IRAS 1.2 Jy Survey Tully 1982, ApJ, 257, 389

  40. LSC galaxies の spin軸の向きの統計 Orientation of Galaxies in the Local Supercluster: A Review F.X. Hu, G.X. Wu, G.X. Song, Q.R. Yuan, S. Okamura2006, Ap&Space Science, 302, 43 ・銀河面が超銀河団の赤道面に並行になる傾向有り。 ・Virgo Clusterの銀河のspin 軸はVirgo Cluster中心を向く傾向がある。

  41. 4.6 銀河の特異速度と宇宙の質量分布

  42. 銀河の特異速度と密度分布の関係 Ω0 を観測から決める手法の一つ（力学テスト） 観測が困難（距離を知る必要あり） ダークマターの影響は分からない バイアス　b 多数の銀河の距離を正確に測る必要がある。 Vp=Vobs - VH = Vobs - H0r

  43. vobs = vH + vp = H0 r + vB + vR 特異速度場研究の全盛期 （1986-1996 ） Vp=Vobs - VH = Vobs - H0r 距離 特異速度は銀河の距離が決まらないと求まらない ・ 遠方まで届く新しい距離決定技術 - 近赤外タリー・フィッシャー関係（渦巻銀河） Aaronson et al. 1986, ApJ, 302, 536 - Dn – σ関係（楕円銀河） Dressler et al. 1987, ApJ, 313, 42 ・ 近赤外線および可視光による大規模な赤方偏移サーベイ 銀河の空間分布 MARK III Catalog of Galaxy Peculiar Velocities 密度分布（バイアス込み） Willick et al. 1997, ApJS, 109, 333

  44. Bulk Motion of LSC Aaronson et al. 1986, ApJ, 302, 536 近赤外タリー・フィッシャー関係（5章）で10個の近傍の銀河団の距離を決定 LSC Virgo Infall Hydra-Centaurus ClusterがLSCを引き寄せている。 CMBに対するLGの運動

  45. The Great Attractor Hydra Centaurus Virgo Zone of Avoidance Great Attractor Lynden-Bell et al. 1988, ApJ, 326, 19 (seven Samurai) Dn-σ関係（5章）から距離を決定 (l=307, b=9)の方向で、4350±350 km/s の位置に5x1016 Msunの巨大引力源がある 超銀河面から45°以内の銀河の静止系に対する特異速度

  46. 近赤外線による銀河サーベイ：IRAS galaxies IRAS銀河の3次元分布（左）から予測された超銀河団の赤道面近くの銀河の特異速度分布（右）(Huchra 1990, ASPC, 4, 257) 銀河の正確な距離決定にとっても必要 LSC とその周辺の mass model と velocity field の研究

  47. Strauss & Willick 1995, Physics Report, 261, 271-434(Peculiar Velocity Field 研究の 膨大な review: 164 pages) Coma Cluster Great Attractor Virgo Cluster Pices-Perseus Cluster Sculptor Void Cetus wall 超銀河団赤道面でのIRAS銀河の密度 CMB静止系での特異速度場 β = Ω00.6/b = 0.6 ± 0.1(b=1/σ8) Ω0は決まったか？ 今一つ精度が出ない(バイアスの不定性） 0.2 < Ω0 < 0.8

  48. 4.7 宇宙の大規模構造

  49. 超銀河団（大規模構造）の最初の兆候 (First hint of large-scale structure of the universe) Gregory & Thompson 1978, ApJ, 222, 784

More Related