資料 - JASMINE

バルジ班の状況報告
長島雅裕(長崎大教育)
メンバー
長島雅裕(班長)
羽部朝男(北大)
泉浦秀行(国立天文台岡山)
岡本崇(筑波大)
河田大介(UCL)
斎藤貴之(国立天文台理論)
馬場淳一(国立天文台理論)
榎基宏(東京経済大)
巨大ブラックホール
形成
2
バルジの形成
●
バルジ(渦巻銀河中心の膨らみ)はどうやってできた？
►
●
全然わかっていない
おそらく、宇宙初期に銀河同士が合体し、小さい楕円銀河
を作り、その後、ガスが降ってディスクを作った？
►
ガスが降着する際に、遠心力のため円盤状になる
Classical Bulge?
ガスがないので
赤くなる
合体、
スターバースト
SMBH形成
新たなガス
の供給
現在の姿
3
バルジは回転しているか
●
●
●
●
small bulge は回転してい
るっぽい
major merger 形成モデル
では説明難しそう
“secular” evolution や
minor merger がトリガー
する disk instability/minor
burst が効けば、角運動量
をバルジに持ち込めるかも
しれない
minor merger で落ちてき
た satellite 自体は方向が
ランダムなので角運動量
には寄与しなさそう
►
phase space に痕跡？
Kormendy & Kennicutt (2004)
バルジの形成過程
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Classical Bulge
►
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Pseudo-bulge
►
●
●
ディスクの不安定性(トリガーはminor merger>bar？) など
(“secular” evolution)
Bar
►
●
major mergerによる「ミニ楕円銀河」、速度分散支持
pseudo-bulge との関係は？
phase space 上でどのように違って見えるか、どの程度の
違いなのか
minor merger は phase space 上の stream となるだろう
が、JASMINEで見えるか？
観測と理論の分解能
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JASMINEの限界
►
►
奥行が決まらない
狭い観測領域と限定された精度(エキストラサクセスレベル)
–
region 1: 高精度、(0.61deg)^2
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●
–
region 2: (3deg)^2
●
●
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年周視差：〜10μ秒角(9-11.5mag)→ 〜640pc @ 8kpc
固有運動：〜9.4μ秒角→ 380m/s @ 8kpc
年周視差：〜50μ秒角(9-11.5mag)→分光視差を利用
固有運動：〜47μ秒角→ 1.9km/s @ 8kpc
答えのわかっている問題を解いてみる
►
シミュレーション結果を疑似観測する
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宇宙論的にどのようなバルジがあり得るかを予想する
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理論の限界
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多数の星をまとめて扱っている
APOGEE計画との結合
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●
●
Sloan 2.5m (地上)を使った分光サーベイ計画
►
視線速度の誤差が0.5km/s、元素組成は0.1dex程度
►
2011-2014にかけて観測
距離が求まらないので、APOGEE data の重要性は高い
だろう
bulge star の metallicity がわかると面白い
►
disk star [α/Fe]～0, halo star [α/Fe]～0.4
►
disk的なのか、elliptical 的なのか
►
bulge star であるという「保障」を与えられるか
Local Group dwarf spheroidals
●
矮小楕円銀河(dwarf spheroidal galaxies; dSph)
►
●
[Fe/H]~-1.5 かつ low-[O/Fe] の星が多い？
矮小銀河は本当に銀河系の building block か？
1
[α/Fe]
Halo
Disk
0.5
0
dSph
Tolstoy et al.(2003)
-4
-3
-2
[Fe/H]
-1
0
バルジ班の課題
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phase space での分布をどれくらいの精度で区別できる
のか明確にする
►
classical/pseudo bulge, bar を見分けられるか？
►
JASMINEの精度で見分けられるか？
realistic には、classical と pseudo の間かもしれない。
(少なくとも)宇宙論的シミュレーションでは、どれくらい
phase space での違いが出るものなのか、クリアにする
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bar のサイエンスをクリアにする(そこから何が言えるか？)
●
metallicity から言えることを整理する
●
SMBH と classical/pseudo/bar の関係の違いを理解する
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どういう観測があれば何がわかるのかを整理する
●
「我々の」バルジの情報から、「一般の」バルジにどうつな
げるか
このあとのトーク
●
天の川銀河モデルとバルジの疑似観測(馬場)
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バルジ形成: 宇宙論的シミュレーションから(岡本)
●
我々の銀河のinner barについて(羽部)
secular ev. affects M-σ relation?
●
●
●
●
secular evolution で
SMBH までガスが落ちる
か？
落ちないとすると、bulge
は太るが SMBH は太らな
い
“classical” bulge と
“pseudo” bulge で
systematic な違いが出る
と考えられる
ただし “SMBH Mass” が
“BH 付近”しか意味してい
ないのならば、見かけ上違
いはないかも。
pseudobulge
の場合？
Gas accretion onto SMBHs
●
●
gas→SMBH during major merger
major merger の時、starburst で星になる質量の fBH 分
のガスが SMBH に降着すると仮定  M BH = f BH  M ∗, burst
►
●
SFRに比例
だいたい Magorrian 関係を再現
Enoki, Nagashima & Gouda (2003)
Growth of SMBHs
high-z では gas accretion で、
low-z では BH merger で太る
(low-zにはガスがあまりない)
Enoki, Inoue, Nagashima & Sugiyama (2004)

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