+ σ W

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、
観測できる量
=/ 0
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）
σU = [ Σ(U - <U>)2 / N ]1/2
σV = [ Σ(V - <V>)2 / N ]1/2
速度分散
σW = [ Σ(W - <W>)2 / N ]1/2
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）
銀河系の回転：Oortの解析
太陽近傍のみ
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
Oortの解析（接線速度成分）
自分でも一度やってみること
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
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-1
R0 = 10 kpc, Θ0 = 250 km s-1
・1985 IAU採択値
理科年表
(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
R0 = 8.5 kpc なら Θ0 = 220±20 km
s-1
IAUの採択値は出
されていない！
銀河系の大局的回転曲線の観測
千葉 2001, 「天文学への招待」
銀河系の回転曲線
基準とした太陽の位置（R0=8 kpc)
と回転速度（V=200 km/s)
VERAの
データ
R>R0 では精度が悪い
Sofue et al. 2009, PASJ, 61, 227
3.2 星の速度分散と速度楕円体
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
全速度分散 σ = (σU2 + σ V2 + σW2)1/2
速度(U, V, W)を持つ星の分布関数
速度楕円体
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
色指数 (B-V)
σ∝τ1/3
Wielen 1974, Highlights of Astronomy
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
3.3 One-Zone Closed-Box Model
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
Instantaneous recycling
Yield （収率）の定義
重元素量の変化
星で作られる量
重元素の割合
の変化
0
星に取り込まれる量
0
gas fraction
μ = Mg /Mtotal = (Mtotal - Ms)/Mtotal = 1- Ms/Mtotal = e-z
(11a)
星々の平均重元素量はyieldに近づく
(11a)
星々の平均重元素量分布はyieldにピーク
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。
Holmbergb et al. 2007, A&A, 475, 519
Ballero et al. 2007, A&A, 467, 123
Schorck et al. 2009, A&A, 507, 817
最近の関連論文
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。
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
紫外超過 = δ(U – B)
紫外超過
Δ(U-B)/Δ(B-V) = 2.70(B-V)Hyades + 0.62
δ(U – B)が大き
いほど重元素
量が少ない
[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
（星間）赤化
Δ(U-B)/Δ(B-V) ~ 0.72
metal-poor
stars
3.4 Rapid or Slow Contraction?
ELS モデル
Eggen, Lynden-Bell, Sandage 1962, Ap.J., 136, 748
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
年齢の古い星は
扁平な軌道、若い
星は円軌道
δ(U – B)
重
元
素
多
い
軌道離心率
銀
河
面
に
垂
直
方
向
の
速
度
ELSモデルの根拠
δ(U – B)
重元素多い
軌
道
角
運
動
量
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）
δ(U – B)
重元素多い
SZ モデル
Searle and Zinn 1978, ApJ, 225, 357
SZ モデルの根拠 (1)
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)
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
Zinn 1985, ApJ, 293, 424
N(R)
Zinn 1993, ASP Conf. Ser., 48, 38
SZ モデルの根拠 (2)
矮小銀河中の間欠的星生成
Mergerの兆候
Layden & Sarajedini
1997, ApJ, 486, L107
Lee et al. , 1999, Nature, 402, 55
ここにデータがな
かったのは選択
効果のせいによる
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)
ELS Model
の根拠が崩
れた！
軌道離心率
HIPPARCOSの
データを用いた
δ(U – B)
黒丸：red giant
白丸：RR Lyr
精度によって
大、小あり
Chiba & Yoshii 1998, AJ, 115, 168
Sagittarius Dwarf Galaxy
Ibata et al. 1994, Nature, 370, 194
http://www.solstation.com/x-objects/sag-deg.htm
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
g
g-r
Newberg et al. 2002, ApJ, 569, 245
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
Pan-Andromeda Archeorogical Survey (PAndAS)
Alan W. McConnachie1 et al. 2009, Nature, 461, 66
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=50 kpc
R =150 kpc
SDSS
M31-M33 interaction model
Animation by Dubinski and Widrow
3.5 銀河系中心領域
～60’
Okuda et al. 1977, Nature, 265, 515
波長2.4μm
～60’
2004-2005
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
可視光では
見えない
銀河系中心（電波）
X線(Chandra)
近赤外線
http://chandra.harvard.edu/photo/2005/
gctr_bin/more.html
近赤外線
LaRosa et al. 2000, A.J., 119, 207.
http://chandra.harvard.edu/
photo/2007/gcle/
銀河系の中心核： Sgr A(ブラックホールがある)
電波(mini-spiral)
Sgr A* (Black Hole)
http://www.astro.utu.fi/~cflynn/galdyn/l13.html
～1’
Yusef-Zadeh and Wardel 1992
http://chandra.as.utexas.edu/~kormendy/stardate.html
Eckart & Genzel 1997, MNRAS, 284, 576
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/astrop
hysics/adaptive_optics.html （右上）
41 /69
http://homepages.wmich.edu/~korista/astro-mov/adaptive_optics-gc.gif
我々の銀河系
の中心部
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
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）
Black Hole Mass
明るいバルジにあるBHほど大質量である
Bulge Lminosity
Richstone et al. 1998, Nature, 395, A14
Bulge Luminosity
Magorrian et al. 1998, AJ, 115, 2285
3.6 銀河進化モデル
銀河風
(Galactic Wind)
銀河風
(Galactic Wind)
単一爆発モデルのSEDの時間変化
復習 (2.4)
Coleman, Wu, Weedman 1980, ApJS, 43, 393
Age-Metallicity Degeneracy
復習 (2.4)
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。
Degeneracy を解くには
Hβ
年齢や重元素量に敏
感な吸収線強度を測る
Hβ, Mg2, <Fe> など
Mg2
Coma cluster の Elliptical
の年齢と金属量の決定例
Poggianti et al. 2001, ApJ, 562, 689; 563, 118
銀河進化モデルの系譜（完全性はない）
○Tinsley 1978, ApJ, 222, 14
Evolutionary synthesis of the stellar population in elliptical galaxies. II - Late M giants and
composition effects
○Bruzual 1983, ApJ, 273, 105
Spectral evolution of galaxies. I - Early-type systems
・Bruzual & Charlot 1993, ApJ, 405, 538
Spectral evolution of stellar populations using isochrone synthesis
・Bruzual & Charlot 2003, MNRAS, 344, 1000
Stellar population synthesis at the resolution of 2003
○Guiderdoni, B.; Rocca-Volmerange, B. 1987,
A model of spectrophotometric evolution for high-redshift galaxies
・Fioc M. and Rocca-Volmerange B., 1997, A&A, 326, 950
PEGASE: a UV to NIR spectral evolution model of galaxies. Application to the calibration
of bright galaxy counts
○Arimoto and Yoshii 1987, A&A, 173, 23
Chemical and photometric properties of a galactic wind model for elliptical galaxies
・Kodama, T.; Arimoto, N. 1997, A&A, 320, 41
Origin of the colour-magnitude relation of elliptical galaxies
○Worthey 1994, ApJS, 95, 107
Comprehensive stellar population models and the disentanglement of age and metallicity effects
○Chen et al. 2010, A&A, 515, 101
Comparing six evolutionary population synthesis models by performing spectral
synthesis for galaxies

Download Report