第 4 章 宇宙の階層構造 - 局所銀河群から　　　　　大規模構造まで -

4.1 アンドロメダ銀河と大小マゼラン雲

(m – M)0=24.43±0.10770 kpc 　（ 250 万光年）

M~2x1011MsunD~50kpcType: SA(s)b

巨大な渦巻銀河（～銀河系）銀河系との比較研究の好対象

肉眼で（容易に）見える

最遠方の天体

アンドロメダ銀河 (M31)

銀河系を外から見ることが出来ない

(M 33 も肉眼で見えるらしい )

25000 光年

アンドロメダ銀河東 西

北

カシオペア座

ペガスス座

夏の大三角形

肉眼か双眼鏡でアンドロメダ銀河 (M31) を見てみよう

北極星

すばる望遠鏡で撮影東大木曽観測所シュミット望遠鏡で撮影

Large/Small Magellanic Clouds: LMC/SMC

LMC: (m-M)0=18.45±0.04; D=50 kpc

SMC: (m-M)0=18.92±0.14; D=68 kpcStorm et al. 2011, A&A, 534, 95

星生成活動が活発な不規則（矮小）銀河銀河系より金属量が少ない [Fe/H] ~ -0.5 - -1.0

金属量の違いの効果の研究対象に好適

ハッブル定数（宇宙の距離尺度）決定の里程標

(Mould et al. 2000, ApJ, 529, 786 ；； Freedman & Madore 2010, ARA&A, 48, 673 )

可視光Hα 線

大マゼラン雲

（熱いガスがよく見える）

UK Schmidt 望遠鏡による写真

復習 (2.7)

after before

SN1987A の出現

4.2 局所銀河群 (The Local Group)

局所銀河群の構造

図は岡本桜子博士論文 2010 年　東京大学より

1 Mpc sphere

0.25 Mpc sphere

渦巻銀河（銀河系と M31)とそれを取り巻く矮小銀河からなる二つのサブグループ

(green symbols)

MW-subgroupM31-subgroup

MW-subgroup

矮小銀河(dwarf galaxies)

Ultra Faint Dwarf (UFD) 2005 年以降 SDSS 等で見つかった極めて暗い矮小銀河

LG メンバー銀河のサイズ比較

van den Bergh, “The Galaxies of the Local Group” (Cambridge Univ. Press, 2000)

銀河系

M31

M33LMC

SMC

N 205

M32

N 185

N 6822

N 147

Carina

Fornax

Local Group: 銀河進化の実験室HST や Subaru など 8m 級望遠鏡

メンバー銀河中の個々の星の

撮像・分光観測

星生成の歴史、金属量

Ikuta et al. 2003, Ap&Space Sci., 284, 589

HST のデータの集大成は、Holtzman et al. 2006, ApJS, 166, 534を参照。

NGC 6822 の Latent Star FormationKomiyama et al. 2003, Ap.J., 590, L17

HI gas 赤い星（年齢の古い星）

青い星（若い星）

MB

B - R

60’

矮小銀河 Leo II の星形成史Komiyama et al. 2007, AJ, 134, 835

約 80 億年昔に銀河全体で星生成活動が銀河全体で起きたが、次第に外側から終息して 40 億年昔には中心領域以外では止んだ。

27’

M31 Halo の Substructures 中の星の種族Ferguson et al. 2005, 　 Ap.J. 622, L109-L112

HST ACS による観測　

CM 図

Age and/or metallicity が視野ごとに異なる

ハローは satellite galaxies を飲み込んで成長

すばる望遠鏡による重元素量の観測 Tanaka et al. 2010, ApJ, 708, 1168

No metallicity gradient

色ー等級図と理論 isochrone の比較から重元素量を推定

NW side SE side

Mea

n m

etal

licity

NW side

矮小銀河は銀河の building block か？

構成する星の metallicity 分布が銀河系ハローの星の分布と異なる

矮小銀河から銀河系のハローは作れない

Helmi et al. 2006, ApJ, 651, L121銀河系ハロー

UFD の metallicity 分布は銀河系ハローと同じ

Kirby et al. 2008, ApJ, 685, L43

Ultra Faint Dwarf (UFD) 2005 年以降 SDSS 等で見つかった極めて暗い矮小銀河

(UFD)

UFD

LMC/SMC と銀河系の相互作用の結果

高速度雲

a long filament of H I extends from the region between the Magellanic Clouds down to the south galactic pole

Local Group の Kinematics: Magellanic Stream

LMC

SMC

Local Group の 形成モデルの例Sawa and Fujimoto 2005, PASJ, 57, 429

LG members の天球上の分布（ほぼ円盤状の分布）

12-10 Gyr ago 8 Gyr ago present

Gas-rich protogalaxies

Newly born dwarfs

(a) 約 100 億年前に原始銀河系と原始M31 が近接　　　　遭遇して、ハローガスの衝突で矮小銀河が誕生(b) 約 50 億年前、宇宙膨張と共に両者は離れて行く(c) その後 LG 領域は宇宙膨張から切り離されて、

　　現在、両者は接近中約 50-30 億年後に M31 と銀河系が近接遭遇する

近い将来の高精度位置天文衛星の観測で検証可能

M31 の固有運動(μl, μb) (mas/y) = (38±16, -49±5)

（銀河の視線速度を測る基準点）

Local Group が全体として静止して見えるような速度基準

Local Group についてのよい Review： S. van den Bergh 1999, Astr. Ap. Review, 9, 273

Yahil et al. 1977, ApJ, 217, 903

Local Group Centroid

LG centoroid に準拠するための補正値（ IAU採択値 1976年）これを求める

vLSR = 300 km/s; l = 105, b = -8

Local Group 全体の運動

COBE: Smoot et al. 1991, ApJ, 371, L1

Q(7.3mm), V(4.9mm), W(3.2mm) バンドの合成。上は dipole 込み、下はダイポール成分を引いたもの (Benett et al. 2003, ApJS, 148, 1)

CMB dipole の観測

3.346±0.017 mK(l=263.85±0.1, b=48.25±0.04)

3.353±0.024 mK(l=264.26±0.33, b=48.22±0.13)

WMAP: Benett et al. 2003, ApJS, 148, 1

Pioneering work by Rubin et al. 1976, AJ, 81, 719Sc I 型の渦巻銀河を用いた（右図；岡村　「科学」岩波書店、 59 巻、 4号、1989 ）

紆余曲折

CMB dipole の観測データに、 LG centoroid に対する太陽運動の補正を行ったもの

LG は宇宙マイクロ波背景放射（静止系）に対して、

622±20 km/s の速度で運動している。銀経　 277±2°, 銀緯 30±2° の方向に

銀河の大規模な特異運動　　　 (bulk motion)

4.3 　おとめ座銀河団 (The Virgo Cluster)

おとめ座銀河団　 (Virgo Cluster of Galaxies)

http://park11.wakwak.com/~wbs/exhibit/2.html

我々に最も近い銀河団・距離　約 18Mpc・不規則型・渦巻き銀河が多い

M87(NGC4486)

満月

1°(60’)

‘Structure of the Virgo Cluster of Galaxies’, de Vaucouleurs, G. 　 1961, ApJS, 6, 213

歴史的な文献などは右の論文を参照

2.5m Irene du Pont Telescope

Studies of the Virgo Cluster by Sandage, Tammann, Binggeli +

修正リッチー・クレティアン光学系（主鏡、副鏡共に双曲面に近い非球面）で、極めて広い視野を実現後の SDSS 2.5m 望遠鏡の手本Las Campanas Redshift Survey (LCRS) でも活躍

Cassegrain focus F/7.5 Scale 10.9”/mm 　 (= Palomar 5m 望遠鏡の Scale) 視野　 1.5°四方 50 cm四方の大型写真乾板

Las Campanas Survey (1979 - 86)

視野　 1.5°四方 （ 50cm乾板）写真乾板 67枚（ 103aO乳剤）露出時間　 45-75 分

Catalog of 2096 galaxies down to B~18 mag.(VCC: Virgo Cluster Catalog)

論文　 I: AJ, 89, 64, 1984 　　　… ..論文 VI: AJ, 94, 251, 1987

Studies of the Virgo Cluster

All 2096 galaxies

1277 certain members 574 possible members 245 background galaxies

1277 members only

局部銀河群以外の矮小銀河の研究

dwarf galaxies は普遍的な存在

矮小銀河巨大銀河

Ichikawa, Wakamatsu, Okamura 1986, ApJS, 60, 475

Du Pont 望遠鏡で若松氏が撮影した大型写真乾板からのコピー

Virgo Cluster は 葉巻形

Virgo Cluster は宇宙の距離決定の里程標

銀河系

ComaCluster

Leo Group

VirgoCluster

Yasuda et al. 1997, ApJS, 108, 417

タリー・フィッシャー関係で求めた距離

天球上の分布(LMC の次のステップ )

距離推定に大きなばらつきがあったが、それはこの銀河団が葉巻型をしていることが原因だった！

Infall velocity = 200 – 400 km/s at Local Group

Aaronson et al. 1982, ApJ, 258, 64

方向は CMB に対する運動方向と違っている

Virgo Infall

銀河の大規模な特異運動　　　 (bulk motion)

The Next Generation Virgo Cluster Survey

771-hour (140-night) CFHT program(2009A-2012A semesters)

Las Campanas Survey とほぼ同じ領域を　 CFHT/MegaPrime でカバーする SURVEY AREA

104 square degrees (104 MegaPrime FOV)

https://www.astrosci.ca/NGVS/The_Next_Generation_Virgo_Cluster_Survey/Home.html

EXPOSURE TIMES (PER FIELD) u* = 6400 s 　 (1.77 h) g’ = 3200 s (0.88 h) r’ = 4800 s (1.33 h) i’ = 2050 s (0.57 h) z ’= 4400 s (1.22 h)

2011/6 の　 ESO Workshop では初期成果がたくさん発表されたが、 2011/10 現在、論文はまだほとんど出ていない。乞うご期待。

P.I. Laura Ferrarese45 scientists at 23 institutions in Canada, France, Hawaii, US, UK, Italy, China and Chile.

歴史的な Las Campanas Survey から約 30年

4.4 赤方偏移と赤方偏移空間

（今後の理解のための準備）

赤方偏移の定義

赤方偏移と青方偏移 復習 (1.4)

ハッブルの法則

(1)宇宙のどの方向を見ても、

(2) 遠方の銀河ほど速い速度

で我々から遠ざかり、

(3) その遠ざかる速さ（後退速度）は銀河の距離に比例する。宇宙が一様等方的に　　　膨張している

(km/s/Mpc)

復習 (1.4)

後退速度は距離の指標

v = H0 r （ハッブルの法則）

H0

h = 100 (km/s/Mpc)

r = v / H0 ~ cz / H0 (z<<1)

v = 1,000 km/s

v = 30,000 km/s

r = 10 h-1 Mpc

r = 300h-1 Mpc

：無次元ハッブル定数

赤方偏移空間(Redshift Space)

Redshift Space は歪んでいる

Vobs = VH + Vpec

= H0 r + VB + VR

random velocity ～ < 200 km/s (field)

peculiar velocity

bulk velocity～ >600 km/s（例： Virgo Infall ）

Hubble velocity(recession velocity)距離に比例

銀河の大規模な特異運動　　　 (bulk motion)

平均するとゼロ(cf. finger of God)

4.5 　局所超銀河団　　 (The Local Supercluster)

岡村　 1999, 「銀河系と銀河宇宙」

8457 galaxies from Optical Redshift Survey + 5313 galaxies from IRAS 1.2 Jy Survey

2175 galaxies from NBG catalog

Local Supercluster の 三次元構造半径　 30h-1 Mpc ±40 h-1 Mpc

Tully 1982, ApJ, 257, 389

Orientation of Galaxies in the Local Supercluster: A Review

LSC galaxies の spin軸の向きの統計

F.X. Hu, G.X. Wu, G.X. Song, Q.R. Yuan, S. Okamura 　 2006, Ap&Space Science, 302, 43

・銀河面が超銀河団の赤道面に並行になる傾向有り。

・ Virgo Cluster の銀河の spin 軸は Virgo Cluster 中心を向く傾向がある。

4.6 銀河の特異速度と宇宙の質量分布

銀河の特異速度と密度分布の関係

多数の銀河の距離を正確に測る必要がある。

観測が困難（距離を知る必要あり）ダークマターの影響は分からない

バイアス　 b

Ω0 を観測から決める手法の一つ（力学テスト）

Vp 　 = Vobs - VH = Vobs - H0 　 r

特異速度場研究の全盛期 （ 1986-1996 ）

・ 近赤外線および可視光による大規模な赤方偏移サーベイ

vobs = vH + vp

= H0 r + vB + vR

Vp 　 = Vobs - VH = Vobs - H0 　 r

距離特異速度は銀河の距離が決まらないと求まらない

・ 遠方まで届く新しい距離決定技術- 近赤外タリー・フィッシャー関係（渦巻銀河） Aaronson et al. 1986, ApJ, 302, 536

Dressler et al. 1987, ApJ, 313, 42- Dn – σ関係（楕円銀河）

MARK III Catalog of Galaxy Peculiar VelocitiesWillick et al. 1997, ApJS, 109, 333

銀河の空間分布

密度分布（バイアス込み）

Bulk Motion of LSCAaronson et al. 1986, ApJ, 302, 536

近赤外タリー・フィッシャー関係（ 5 章）で10 個の近傍の銀河団の距離を決定

CMB に対する LG の運動

Virgo Infall

LSC

Hydra-Centaurus Cluster が LSC を引き寄せている。

The Great AttractorLynden-Bell et al. 1988, ApJ, 326, 19 (seven Samurai)

HydraCentaurus

Virgo

Zon

e of

Avo

idan

ce

Great Attractor

(l=307, b=9) の方向で、 4350±350 km/s の位置に 5x1016 Msun の巨大引力源がある

超銀河面から 45° 以内の銀河の静止系に対する特異速度

Dn-σ関係（ 5 章）から距離を決定

近赤外線による銀河サーベイ： IRAS galaxies

IRAS 銀河の 3 次元分布（左）から予測された超銀河団の赤道面近くの銀河の特異速度分布（右） (Huchra 1990, ASPC, 4, 257)

LSC とその周辺の mass model と velocity field の研究

銀河の正確な距離決定にとっても必要

Strauss & Willick 1995, Physics Report, 261, 271-434　 (Peculiar Velocity Field 研究の 膨大な review: 164 pages)

CMB静止系での特異速度場超銀河団赤道面での IRAS 銀河の密度

Cetus wall

Virgo Cluster

Pices-Perseus Cluster

Coma Cluster

Great Attractor

Sculptor Void

β = Ω00.6/b = 0.6 ± 0.1

　　　　　 (b=1/σ8)

今一つ精度が出ない( バイアスの不定性）

Ω0 　は決まったか？

0.2 < Ω0 < 0.8　

4.7 宇宙の大規模構造

超銀河団（大規模構造）の最初の兆候

Gregory & Thompson 1978, ApJ, 222, 784

(First hint of large-scale structure of the universe)

立体視図

Kirshner et al. 1987, ApJ, 314, 493

最初に発見されたVoid

Bootes Void

(Pencil Beam Survey)Picket Fence

~2000h-1Mpc

Broadhurst et al. 1990, Nature, 343, 726

周期構造 ??

150 h-1 Mpc

CfA Survey(Wide Survey)

northsouth

Our Galaxy

半径　 150h-1 Mpc

半径　 150h-1 Mpc半径　 200h-1 Mpc

半径　 150h-1 Mpc

岡村　 1999, 「銀河系と銀河宇宙」

大規模構造はどのスケールまで広がっているか？

1980-2000 の大規模銀河サーベイの駆動力

宇宙大規模構造（泡構造）

赤方偏移サーベイ(Redshift Survey)

宇宙のスライス　 Wedge Diagram

CfA2 サーベイ

宇宙の泡構造

CfA: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Geller, Huchra, de Lapparent 1986,IAU Symp., 124, 301.

なぜ泡構造？

Completed in 2001

http://magnum.anu.edu.au/~TDFgg/

Final Data Release - 30 June 2003

～ 220,000 galaxies

2dF Galaxy Redshift Survey (2dFGRS)

http://msowww.anu.edu.au/2dFGRS/

スローン・デジタル・スカイサーベイ(Sloan Digital Sky Survey: SDSS)

25億光年

この領域の銀河（と星）を探査

銀河系

太陽系の位置

http://www.sdss.org/

http://skyserver.sdss.org/　　　 public/en/http://skyserver.sdss.org/edr/jp/

6 章で少し詳しく述べる

銀河からなる宇宙

（東京大学三橋賢司氏による）

半径　 z=0.21 (~600h-1

Mpc)

rotation

・　超銀河団　 - 複数個の銀河団や銀河群が連なって作る構造　　（サイズは 30Mpc 程度以上） - 横断時間は宇宙年齢を超え、 形状は不規則である - 力学的緩和が進んでおらず宇宙初期の情報を含む - パーコレーション法などによる超銀河団のカタログ

・　ボイド - 銀河のほとんど存在しない領域 - 超銀河団と同じ程度のスケールを持つ

・　フィラメント

超銀河団、ボイド、フィラメントが織りなす

宇宙の大規模構造Field vs Clusters (~1970’s)

宇宙の大規模構造