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第 3 章　銀河系 – 最も身近な銀河 -

第 3 章　銀河系 – 最も身近な銀河 -. 3.1 銀河系の回転. 局所静止基準（ Local Standard of Rest ）. ただし、　　　　 = 0. /. 観測できる量. これを太陽運動と定義する. そこで、. = 0 　とおいて. 速度分散＝ LSR から見た星の速度 　　　　　　　　分布の幅（標準偏差）. 年齢の若い星. σ U = [ Σ (U - <U>) 2 / N ] 1/2. σ V = [ Σ (V - <V>) 2 / N ] 1/2.

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第 3 章　銀河系 – 最も身近な銀河 -

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Presentation Transcript

  1. 第3章　銀河系 – 最も身近な銀河 -

  2. 3.1 銀河系の回転

  3. 局所静止基準（Local Standard of Rest）

  4. ただし、　　　　= 0 / 観測できる量

  5. これを太陽運動と定義する そこで、 = 0　とおいて

  6. 速度分散＝LSRから見た星の速度　　　　　　　　分布の幅（標準偏差）速度分散＝LSRから見た星の速度　　　　　　　　分布の幅（標準偏差） 年齢の若い星 σU = [ Σ(U - <U>)2 / N ]1/2 σV = [ Σ(V - <V>)2 / N ]1/2 σW = [ Σ(W - <W>)2 / N ]1/2 速度分散 生まれたばかりで、LSRと同じ運動をする仮想の星の集団へ外挿する 太陽はLSRに対して　　・銀河系中心方向 (U<0)　　・回転を追い越す向き(V>0)　　・円盤の上向き(W>0)に13.4km/sで運動している（ヘルクレス座の方向）

  7. 銀河系の回転：Oortの解析 太陽近傍のみ

  8. Oortの解析（視線速度成分） 自分でも一度やってみること 太陽近傍のみ

  9. Oortの解析（接線速度成分） 自分でも一度やってみること

  10. オールト定数に関する実際の観測データ μ= (A cos 2 l + B)/4.74 Feast and Whitelock 1997, MNRAS, 291, 683

  11. 銀河系の回転パラメータの変遷 ・1964 IAU採択値　(IAU=International Astronomical Union) (Schmidt 1965, ‘Galactic Structure’, Univ. Chicago Press に基づく) A = 15 km s-1 kpc-1, B = -10 km s-1 kpc-1R0 = 10 kpc, Θ0 = 250 km s-1 理科年表 ・1985 IAU採択値　 (Kerr and Lynden-Bell 1986, MNRAS, 221, 1023 に基づく) (A-B) = 25.9 km s-1 kpc-1, R0 = 8.5±1 kpc, Θ0= 220±20 km s-1 ・HIPPARCOS以後　 (Dehnen and Binney 1998, MNRAS, 294, 429) A = 14.5±1.5 km s-1 kpc-1, B = -12.5±2 km s-1 kpc-1(A-B) = 27±1.5 km s-1 kpc-1 IAUの採択値は出されていない！ R0 = 8.5 kpc ならΘ0= 220±20 km s-1

  12. 銀河系の大局的回転曲線の観測 千葉　2001, 「天文学への招待」

  13. 銀河系の回転曲線 VERAのデータ 基準とした太陽の位置（R0=8 kpc)と回転速度（V=200 km/s) R>R0　では精度が悪い Sofue et al. 2009, PASJ, 61, 227

  14. 3.2 星の速度分散と速度楕円体

  15. A型星、gK型星、dM型星の特異速度分布 Θ成分 Π成分 速度分散＝LSRから見た星の速度　　　　　　　　分布の幅（標準偏差） σU = [Σ(U - <U>)2 / N ]1/2 σV = [Σ(V - <V>)2 / N ]1/2 σW = [Σ(W - <W>)2 / N ]1/2 Z 成分 σ = (σU2+ σ V2 + σW2)1/2 全速度分散 速度(U, V, W)を持つ星の分布関数 速度楕円体

  16. ディスクの星の速度分散の進化 赤い主系列星（年齢が古い）ほど速度分散が大きくなる σ∝τ1/3 色指数 (B-V) Wielen 1974, Highlights of Astronomy

  17. 高速度星（ハロー成分）の発見 銀河系　= ディスク + ハロー 明るい星の速度は全て赤丸（半径65km/s）の中にある（プロットしてない） 黒丸は近距離星の完全サンプル（相対速度19.5km/s以上のもの） 高速度星の概念図 65 km/s ~ 220 km/s 高速度星(>65km/s)は回転速度が太陽より遅い 銀河系中心方向 Escape velocity Oort 1928, Bull. Astr. Inst. Netherland, 4, 269

  18. 3.3 One-Zone Closed-Box Model

  19. 自分でやってみるとよく意味が分かる star gas metal 重元素は瞬間的に星間物質に均質に混じる Yield （収率）の定義 Instantaneous recycling

  20. 重元素量の変化 星で作られる量 星に取り込まれる量 重元素の割合の変化 0

  21. 0 gas fraction μ= Mg /Mtotal = (Mtotal - Ms)/Mtotal = 1- Ms/Mtotal = e-z (11a)

  22. 星々の平均重元素量はyieldに近づく 星々の平均重元素量分布はyieldにピーク (11a)

  23. G-dwarf Problem Van den Bergh 1962, A.J., 67, 486 太陽近傍にはmetal-poorな星が少なすぎる。 ハローとバルジの星の金属量分布は大きく異なる。 銀河系の各成分中の星がどのようにできたのかはまだ完全にはわかっていない。 Holmbergb et al. 2007, A&A, 475, 519 Balleroet al. 2007, A&A, 467, 123 最近の関連論文 Schorck et al. 2009, A&A, 507, 817

  24. Metal-Poor Stars と紫外超過 復習と準備 F8V星のスペクトル 紫外線波長域には重元素の吸収線がたくさんある δ(U – B)が大きいほど重元素量が少ない 紫外超過 = δ(U – B) 紫外超過 Δ(U-B)/Δ(B-V) = 2.70(B-V)Hyades + 0.62 [Fe/H] – [Fe/H]Hyades ~ -5δ(U – B) 星の重元素量の指標（測光データだけから分かる） 混同しないように metal-poor stars （星間）赤化 Δ(U-B)/Δ(B-V) ~ 0.72

  25. 3.4 Rapid or Slow Contraction?

  26. ELS モデル Eggen, Lynden-Bell, Sandage 1962, Ap.J., 136, 748

  27. 重元素多い 年齢の古い星は扁平な軌道、若い星は円軌道 年齢の古い星はディスクから離れ、若い星はディスク内に δ(U – B) 軌道離心率 ELSモデルの根拠 銀河面に垂直方向の速度 年齢の古い星は角運動量が小さく（細長い軌道）、若い星は角運動量が大きい（円い軌道） 軌道角運動量 δ(U – B) 重元素多い δ(U – B) 重元素多い

  28. SZ モデル Searle and Zinn 1978, ApJ, 225, 357

  29. 実線からHB morphologyで0.4 以上ずれているものを「若い」星団と定義した N(B) N(R) 同じ[Fe/H]でもageにばらつきがある Testa et al. 2001, AJ, 121, 916 Horizontal Branch Morphology SZ モデルの根拠 (1) Zinn 1993, ASP Conf. Ser., 48, 38 Zinn 1985, ApJ, 293, 424

  30. 矮小銀河中の間欠的星生成 SZ モデルの根拠 (2) Mergerの兆候 Layden & Sarajedini 1997, ApJ, 486, L107 Lee et al. , 1999, Nature, 402, 55

  31. ELS Modelの根拠が崩れた！ 重元素多い 年齢の古い星は扁平な軌道、若い星は円軌道 δ(U – B) ここにデータがなかったのは選択効果のせいによる 軌道離心率 HIPPARCOSのデータを用いた 黒丸：red giant白丸：RR Lyr δ(U – B) 精度によって大、小あり Chiba & Yoshii 1998, AJ, 115, 168

  32. Sagittarius Dwarf Galaxy Ibata et al. 1994, Nature, 370, 194 http://www.solstation.com/x-objects/sag-deg.htm

  33. SDSSが明らかにしたHaloの微細構造 SDSS: Sloan Digital Sky Survey 天の赤道に沿った帯状領域　（+/-1.26°）の500万星 galaxies g g - r 0.1<(g - r)<0.3 の星 Galactic Plane (b=0) g g - r Newberg et al. 2002, ApJ, 569, 245

  34. 小さな天体（銀河）を飲み込んで、銀河ハローの形成は今も続く小さな天体（銀河）を飲み込んで、銀河ハローの形成は今も続く SDSSの成果 銀河系に引き裂かれる球状星団 アンドロメダ銀河のハローに飲み込まれる星の集団（白矢印） 銀河系の外周部を回転する星のリング 12万光年 満月の大きさ

  35. Pan-Andromeda Archeorogical Survey (PAndAS) Alan W. McConnachie1 et al. 2009, Nature, 461, 66 SDSS CFHTの広視野カメラMegaCamによるM31の広域「サーベイ M31 M33 visible feature dwarf satellite R =150 kpc R=50 kpc

  36. M31-M33 interaction model Animation by Dubinski and Widrow

  37. 3.5 銀河系中心領域

  38. ～60’ Okuda et al. 1977, Nature, 265, 515 波長2.4μm 2004-2005 ～60’ 可視光では見えない Glass et al 1987, MNRAS, 227, 373 南アフリカ天文台でIRSF（名古屋大学と国立天文台）により撮影

  39. 銀河系中心（電波） X線(Chandra) 近赤外線 6°~900 ly ~30 min 3 ly 1 min http://chandra.harvard.edu/photo/2005/gctr_bin/more.html 近赤外線 12.5 min LaRosa et al. 2000, A.J., 119, 207. http://chandra.harvard.edu/photo/2007/gcle/

  40. 電波(mini-spiral) 銀河系の中心核： Sgr A(ブラックホールがある) Sgr A* (Black Hole) http://www.astro.utu.fi/~cflynn/galdyn/l13.html http://chandra.as.utexas.edu/~kormendy/stardate.html ～1’ Eckart & Genzel 1997, MNRAS, 284, 576 Yusef-Zadeh and Wardel 1992

  41. 補償光学 (Adaptive Optics:AO) 大気による光波面ゆらぎをリアルタイムで補正する技術 水面の波 レーザーガイド星 人間の網膜診断にも使われている。 http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/adaptive_optics.html　（右上） 41 /69

  42. http://homepages.wmich.edu/~korista/astro-mov/adaptive_optics-gc.gifhttp://homepages.wmich.edu/~korista/astro-mov/adaptive_optics-gc.gif 我々の銀河系の中心部

  43. ブラックホール（太陽質量の400万倍）がある証拠ブラックホール（太陽質量の400万倍）がある証拠 Ghez et al. 2008, ApJ,689, 1044 我々の銀河系の中心核 (Sgr A*) 0.004 pc= 5光日 http://www.astro.ucla.edu/~ghezgroup/gc/pictures/orbitsMovie.shtml

  44. 銀河中心のブラックホールと銀河（バルジ）の共進化　(Magorrian 関係） 明るいバルジにあるBHほど大質量である Black Hole Mass Bulge Lminosity Bulge Luminosity Richstone et al. 1998, Nature, 395, A14 Magorrian et al. 1998, AJ, 115, 2285

  45. 3.6 銀河進化モデル

  46. 銀河風(Galactic Wind)

  47. 銀河風(Galactic Wind)

  48. 復習 (2.4) 単一爆発モデルのSEDの時間変化 Coleman, Wu, Weedman 1980, ApJS, 43, 393

  49. 復習 (2.4) Age-Metallicity Degeneracy Worthey 1994, ApJS, 95, 107 年齢の違いと重元素量の違いが3/2の関係にある二つの恒星系のSEDは区別ができない。区別するにはスペクトル線強度などを使う。

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