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 ）

観測できる量

ただし、　　　　 = 0

/

これを太陽運動と定義する

= 0 　とおいて

そこで、

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）

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

年齢の若い星

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

銀河系の回転： Oort の解析

太陽近傍のみ

太陽近傍のみ

自分でも一度やってみることOort の解析（視線速度成分）

自分でも一度やってみることOort の解析（接線速度成分）

μ = (A cos 2 l + B)/4.74

オールト定数に関する実際の観測データ

Feast and Whitelock 1997, MNRAS, 291, 683

銀河系の回転パラメータの変遷

(Schmidt 1965, ‘Galactic Structure’, Univ. Chicago Press に基づく )

・ 1964 IAU 採択値　 (IAU=International Astronomical Union)

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　(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　　 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

(Dehnen and Binney 1998, MNRAS, 294, 429)

理科年表

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」

Sofue et al. 2009, PASJ, 61, 227

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

VERAのデータ

銀河系の回転曲線

3.2 星の速度分散と速度楕円体

速度 (U, V, W) を持つ星の分布関数

σ = (σU2 + σ V

2 + σW2)1/2

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

速度楕円体

全速度分散

Π 成分 Θ 成分

Z 成分

A 型星、 gK 型星、 dM 型星の特異速度分布

Wielen 1974, Highlights of Astronomy

赤い主系列星（年齢が古い）ほど速度分散が大きくなる

σ τ∝ 1/3

ディスクの星の速度分散の進化

色指数 (B-V)

銀河系　 = ディスク + ハロー

高速度星（ハロー成分）の発見

高速度星の概念図

銀河系中心方向

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 (>65km/s) は回転速度が太陽より遅い

Oort 1928, Bull. Astr. Inst. Netherland, 4, 269

Escape velocity

~ 220 km/s

65 km/s

3.3 One-Zone Closed-Box Model

自分でやってみるとよく意味が分かる

重元素は瞬間的に星間物質に均質に混じるInstantaneous recycling

star gas

metal

Yield （収率）の定義

星で作られる量 星に取り込まれる量重元素量の変化

重元素の割合の変化

0

gas fraction

0

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

星々の平均重元素量分布は yield にピーク(11a)

G-dwarf ProblemVan 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。Ballero et al. 2007, A&A, 467, 123

Schorck et al. 2009, A&A, 507, 817最近の関連論文

Holmbergb et al. 2007, A&A, 475, 519

F8V 星のスペクトル

Metal-Poor Stars と紫外超過

紫外超過 = δ(U – B)

星の重元素量の指標（測光データだけから分かる）

紫外線波長域には重元素の吸収線がたくさんある

[Fe/H] – [Fe/H]Hyades ~ -5δ(U – B)

δ(U – B) が大きいほど重元素量が少ない

復習と準備

Δ(U-B)/Δ(B-V) = 2.70(B-V)Hyades + 0.62

Δ(U-B)/Δ(B-V) ~ 0.72

混同しないように

紫外超過

（星間）赤化

metal-poor stars

3.4 Rapid or Slow Contraction?

Eggen, Lynden-Bell, Sandage 1962, Ap.J., 136, 748

ELS モデル

重元素多い

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

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

)

軌道離心率

δ(U – B)

銀河面に垂直方向の速度

δ(U – B)重元素多い

軌道角運動量

ELS モデルの根拠

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

Zinn 1985, ApJ, 293, 424

SZ モデルの根拠 (1)

Zinn 1993, ASP Conf. Ser., 48, 38

Testa et al. 2001, AJ, 121, 916

Horizontal Branch Morphology

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

同じ [Fe/H] でもage にばらつきがある

N(B) N(R)

矮小銀河中の間欠的星生成 Merger の兆候

SZ モデルの根拠 (2)

Layden & Sarajedini 1997, ApJ, 486, L107

Lee et al. , 1999, Nature, 402, 55

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

)

軌道離心率

ここにデータがなかったのは選択効果のせいによる

ELS Modelの根拠が崩れた！

Chiba & Yoshii 1998, AJ, 115, 168

δ(U

– B

) 黒丸： red giant白丸： RR Lyr

精度によって大、小あり

HIPPARCOS のデータを用いた

http://www.solstation.com/x-objects/sag-deg.htm

Ibata et al. 1994, Nature, 370, 194Sagittarius Dwarf Galaxy

Newberg et al. 2002, ApJ, 569, 245

SDSS が明らかにした Halo の微細構造

Galactic P

lane (b=0)g

g - r

g

g - r

0.1<(g - r)<0.3 の星

galaxies

天の赤道に沿った帯状領域　（ +/-1.26° ）の 500万星

SDSS: Sloan Digital Sky Survey

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銀河系に引き裂かれる球状星団

12万光年

銀河系の外周部を回転する星のリング

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）

満月の大きさ

SDSS の成果

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 SDSS

R =150 kpc

R=50 kpc

M33

M31

dwarf satellitevisible feature

M31-M33 interaction model

Animation by Dubinski and Widrow

3.5 銀河系中心領域

Okuda et al. 1977, Nature, 265, 515

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

2004-2005

～ 60’

～60

’

波長 2.4μm

可視光では見えない

LaRosa et al. 2000, A.J., 119, 207.

銀河系中心（電波）

http://chandra.harvard.edu/photo/2005/gctr_bin/more.html

近赤外線

X 線 (Chandra)

6°~900 ly

3 ly

http://chandra.harvard.edu/photo/2007/gcle/

近赤外線

12.5

min

1 m

in

~30

min

銀河系の中心核： Sgr A(ブラックホールがある )

http://www.astro.utu.fi/~cflynn/galdyn/l13.html

電波 (mini-spiral)

～ 1’

Sgr A* (Black Hole)

http://chandra.as.utexas.edu/~kormendy/stardate.html

Eckart & Genzel 1997, MNRAS, 284, 576 Yusef-Zadeh and Wardel 1992

補償光学(Adaptive Optics:AO)

レーザーガイド星

http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/adaptive_optics.html　（右上）

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

人間の網膜診断にも使われている。

水面 の波

41 /69

我々の銀河系の中心部

http://homepages.wmich.edu/~korista/astro-mov/adaptive_optics-gc.gif

我々の銀河系の中心核 (Sgr A*)

ブラックホール（太陽質量の 400万倍）がある証拠

0.004 pc= 5 光日

http://www.astro.ucla.edu/~ghezgroup/gc/pictures/orbitsMovie.shtml

Ghez et al. 2008, ApJ, 689, 1044

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）

Richstone et al. 1998, Nature, 395, A14

Bla

ck H

ole

Mas

s

Bulge Lminosity Bulge Luminosity

Magorrian et al. 1998, AJ, 115, 2285

明るいバルジにある BH ほど大質量である

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

Coleman, Wu, Weedman 1980, ApJS, 43, 393

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。

復習 (2.4)

年齢や重元素量に敏感な吸収線強度を測る

Degeneracy を解くには

Hβ, Mg2, <Fe> など

age

[Fe/H]

Coma cluster の Ellipticalの年齢と金属量の決定例

Hβ

Mg2

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, 105Spectral evolution of galaxies. I - Early-type systems・ Bruzual & Charlot 1993, ApJ, 405, 538Spectral evolution of stellar populations using isochrone synthesis・ Bruzual & Charlot 2003, MNRAS, 344, 1000Stellar 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, 950PEGASE: a UV to NIR spectral evolution model of galaxies. Application to the calibration of bright galaxy counts

○Arimoto and Yoshii 1987, A&A, 173, 23Chemical and photometric properties of a galactic wind model for elliptical galaxies・ Kodama, T.; Arimoto, N. 1997, A&A, 320, 41Origin of the colour-magnitude relation of elliptical galaxies

○Worthey 1994, ApJS, 95, 107Comprehensive stellar population models and the disentanglement of age and metallicity effects

○Chen et al. 2010, A&A, 515, 101Comparing six evolutionary population synthesis models by performing spectral synthesis for galaxies