渦巻銀河におけるパターン速度決定法

M51：
パターン速度と星形成時間
東京大学理学系研究科
天文センター M2 江草芙実
Spiral Galaxies
きれいなｓｐｉｒａｌ模様を作るには？


差動回転
→短時間（数回転程度）で形が崩れてしまう×
密度波理論：物質波ではなく、物質の粗
密が波となって伝わり、定常な形（パターン）を
作る。

パターン速度：ΩＰ

[km/s/kpc]
パターンの回転する角速度
Pattern Speed
パターン速度がわかると？
1.
2.
銀河面でのcorotationやLindblad
resonanceの位置が計算できる。
観測結果と比較する事で、resonanceにお
いてどのような現象が起きているかを知る事
ができる。
しかし、パターン速度は実際に物質が運動
している速さではないので、観測から直接
は求められない。
Previous Method
Tremaine-Weinberg method
Tremaine & Weinberg 1984

連続の式を使い、パターン速度を求める。
Canzian test

Canzian 1993
速度場の非軸対称成分を使い、corotationの位置を
求める。
その他



Armの形状からresonanceを決める。
星形成効率のarm/interarm比からcorotationを決め
る。
Simulationとの比較を行う。
Arm-offset Method (0)
渦巻腕に付随する星形成領域と分子雲
の位置のずれを用いる。
仮定
純粋な円運動
 剛体のパターン
（ΩＰ＝定数）

Arm-offset Method (1)
分子雲の腕
ＶＧ×Δｔ
ＶＰ×Δｔ
ｔ＝０
星形成
領域
ｔ＝Δｔ
VG＝ガスの回転速度 [km/s]
VP＝パターンの回転速度 [km/s]
Δｔ＝星形成のタイムスケール [s]
観測されるずれｄ＝ＶＧ×Δｔ－ＶＰ×Δｔ [km]
Arm-offset Method (2)
ずれを角度で表すと、
θ＝（ΩＧ－ΩＰ）×Δｔ
Δｔ：一定と仮定すれば、
観測量：θ・ΩG
 定数：Δｔ・ΩＰ
→θはΩＧの一次関数
→fittingによって、Δｔと
ΩＰを同時に求められる。

Δt
ΩP
Arm-offset Method (3)
特徴
仮定がシンプルである。
 モデルによらない。
 パターン速度と星形成時間を同時に決定でき
る。
 誤差の評価が行える。

M51 （NGC5194）
分子雲データ：CO (Helfer et al. 2003)
星形成領域データ：DSSのB-band
CO on DSS B-band
パラメータ
距離 9.6 Mpc
 P.A.=22 deg
 inc.=20 deg

Phase diagram
θ-R relation
Rotation Curve
Sofue et al. (1999)より、
θ-ΩG relation
Results
パターン速度
ΩＰ＝２６＋６－４ km/s/kpc
星形成時間
ΔｔＳＦ＝4.1±0.6×１０６年
Previous Results
M51のパターン速度

ΩP＝ 38
Elmegreen et al. (1989)
Armの形状・amplitudeによるcorotationの決定

ΩP＝ 40
Vogel et al. (1993)
速度場の非軸対称成分によるcorotationの決定

ΩP＝ 16
Oey et al. (2003)
HII regionのモデル計算との比較によるcorotationの決定

ΩP＝ 38±7
Zimmer et al. (2004)
COに対してTremaine-Weinberg法を適用

ΩP＝ 26+6-4 This work
Corotation Radius
This work
Elmegreen et al.
(1989)
Other Galaxies:
NGC4254
NMAによるCOとHα画像
にarm-offset法を適用
結果
 ΩＰ＝26 ＋10 －6 km/s/kpc
 Δｔ＝4.8±1.2 106年
Other Galaxies:
NGC4321
BIMA SONGによるCOと
dssのBバンドデータに
arm-offset法を適用
結果
 ΩＰ＝37 ＋7 －6 km/s/kpc
 Δｔ＝7.8±1.2 106年
Summary
Arm-offset Method
3つの渦巻銀河について、それぞれのパター
ン速度を精度良く決定できた。
 星形成時間（分子雲から星ができてHαで光る
までの時間）は、4～8×106年。
↑
 今まで桁の見積もりしかされていなかった、
星形成時間を初めて観測的に決定した。

ALMAに向けて
Arm-offset method

Offsetの誤差の最大の原因は、分子雲データ（ＣＯ）
の分解能（約６秒）
↓




ALMAにより高分解能が達成されれば、更に精度良く
パターン速度・星形成時間を決定できる。
M51で分解能が1/10になったとすると、
ΩＰ＝２６＋２－１ km/s/kpc
ΔｔＳＦ＝4.09±0.06×10６年
高分解能→データ点の増加
「パターン速度と星形成時間一定」の仮定について更
なる議論が可能に。
END
これまでの結果
銀河名
パターン速度
方法
Kent (1987)
NGC936
104
T-W
Cepa & Beckman (1990)
NGC3992 (M109)
NGC628 (M74)
32
56
SFEのarminterarm比
60 ± 14
T-W
Merrifield & Kuijken (1995) NGC936
Sempere et al. (1995)
NGC4321 (M100)
20
Canzian + s
Canzian et al. (1997)
NGC4321 (M100)
31
Canzian
Wada et al. (1998)
NGC4321 (M100)
65
simulation
Kranz et al. (2001)
NGC4254 (M99)
20
simulation
Debattista et al. (2002)
Milky Way
59 ± 5
T-W
結果
ＮＧＣ４３２１


Δｔ＝9.7±1.9 106年
ΩＰ＝39 ＋24 －16 km/s/kpc
ＮＧＣ５１９４


Δｔ＝3.9±0.9 106年
ΩＰ＝23 ＋35 －22 km/s/kpc
ＮＧＣ４２５４


Δｔ＝4.8±1.2 106年
ΩＰ＝26 ＋10 －6 km/s/kpc
まとめ
θ‐ΩＧ relation
1.
2.
以前のＮＧＣ４２５４に加え、今回の2銀河（Ｎ
ＧＣ４３２１とＮＧＣ５１９４）でも、直線状の分
布を確認できた。
Fittingにより、それぞれの銀河においてΔｔと
ΩＰの値を同時に決定できた。
↓
結果として妥当な値が得られたので、
この方法の有用性が示された。
今後の課題
1.
ずれの求め方

2.
客観的で、自動的に計算できる手法を確立する。
誤差の評価

ずれと回転速度の誤差を正しく評価したうえで、
fittingを行う。
↓
結果として得られるΔｔ、ΩＰの値の
信頼性を高める。

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