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多様な銀河の誕生
銀河形成
東邦大学理学部集中講義　「宇宙の構造形成」
~1980
内容
CMB
✦ 銀河内での星形成:観測
- シュミット則
- ケニカット則
✦ ダークハローの中での凝縮
✦ 星によるフィードバック効果
137
✦ ブラックホールの成長とフィードバック
比較的近くの銀河での星形成
乱流
超新星爆発
宇宙線
紫外輻射(光）
星風
ダークマターの器
ダークハローの質量
(太陽質量) 108 1010 1012 1014
輻射冷却効率
はじめに、冷たくて濃い分子ガス雲が必要
ガスの自己重力で収縮するだけでは冷たいガス雲
はできない。(ガスは圧縮されると熱くなる）
ガス雲は輻射冷却により冷え、圧力を下げ、
凝縮することができる。
輻射冷却を起こすには冷媒が必要
He+
H
金属量
Collisional excitation
Most important : Hydrogen Lyman-α line
Recombination
p+e→H+γ
He+ + e → He + γ
He++ + e → He+ + γ
and similar processes for metal ions
H(n=1) + e → H(n=2) + e
H(n=2) → H(n=1) + γ
Excitation to a higher level
+ spontaneous emission
Bremsstrahlung
Ion (H+, He+, He++) + e → ion + e
γ
Each process emits photon(s)
with energy of ionization potential,
i.e. 13.6eV for hydrogen
金属原子による冷却
階層的構造形成
冷却時間 < 力学的時間
小さなハローの合体
ガスの加熱、冷却、凝縮
分子雲ガスの形成
問題 : メガ銀河は何故存在しない
銀河の大きさには限度があるように見える。なぜだろう ? 銀河団ガスの冷却を考えよう。
制動輻射による冷却は
冷却時間と宇宙年齢を比べよう。
（例として ne = nH = 0.001 cm-3, Gaunt ~ 1）
冷却時間と銀河サイズ
Visible IR
Giant
Molecular
Cloud
星形成率: シュミット則
星形成率（１年に太陽何個分）
オリオン座
ガスの表面密度
ケニカット則（銀河全体）
ΣSFR (Msun/yr/pc2) = Coeﬀ. xΣgas 1.4 (Msun/pc2)
star-burst
centers
normal disk
Misiriotis et al. 2006
星の初期質量関数
分子雲コア質量
(星が生まれる前）
分子雲コア質量
Pipe nebula
Alves, Lombaridi, Lada 2007
星からの放射フィードバック
Andre et al. 2007
N44
in LMC
隣の星々の影響は
様々。星形成を誘起
することもある。
Carina nebula
銀河中心ブラックホール
電波で見る活動
M87
最初は図の左右方向に
ジェットを吹き出した
と考えられる。
きのこ雲のような先端
やバブルが見える
吹き出すジェット
天の川銀河の中心
ブラックホールがつくるうず
BH質量と星の速度分散
M-σ relation at small M
Barth, Greene, Ho 2005
ブラックホールがどうやって銀河全体に影響するのか?
Wu et al. Nature 2015
SDSS J0100+2802
120
9
質量M のブラックホールのシュワルツシ
ルト半径は is r = 2GM / c2
1 Msun なら r
3 km
108 Msun でも r << 1 pc
重力的な影響の範囲を考えても
r
BH
= GM/σ2 = 10.8 pc (M/108) (σ/200
銀河の大きさは 1kpc - 10 kpc (r
BH
km/sec)-2
の1000倍!）
エディントン限界
Quiz: 時間リミット
z=7にあるSMBHの何が問題なのか
計算して理解しよう。
初期宇宙ではブラックホールは全てEddington
限界で成長するという（やや無理な）仮定をたてる。
radiative eﬃciency εr = 0.1 として、Salpeter time は
tBH = 4 x 107 年。この時間でBHは質量をもとの e 倍
にすることができる。始めの種として、大質量星の重力崩壊
によりできるBHを考え、その質量を10 Msunとする。
10 Msun のBHが降着により 3x109 Msun になるには
（つまり3x108倍質量を増やすには）何年必要か。
ブラックホールの成長
超巨大BH
109
BH feedback model
質量
巨大星崩壊
105
星団の合体
102
ファーストスターの残骸
t= 2
5
7 億年
Model result
Di Matteo et al. 2005

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