棒渦巻銀河M83における  高解像度数値シミュレーション

北海道大学 宇宙理学専攻  

宇宙物理学研究室  M2  

二森　都

1.   背景  2.   方法  3.   結果  4.   まとめ  

contents

1.  背景

・　棒状構造でも衝撃波が発生

•　bar領域では星形成がどうなるかは興味が持たれる

•　円盤銀河における星形成

•　棒渦巻銀河

・　shear  mo5onも大きい

出典  :  ESO

・　渦状腕の銀河衝撃波によるガスの圧縮が星形成を促進

1.　背景

・　arm領域に比べ、    bar領域での星形成効率が低い  

bar領域 arm領域

・　M83のbar領域の星形成率は      bar  –  end  に比べて低い  

Muraoka  et  al.  2007

Handa  et  al  1991

星形成

効率

棒渦巻銀河M83の星形成率の観測

・　星形成効率はbarとarmで同程度  

(Muraoka  et  al.  2007)  

(Handa  et  al.  1991)

ー　bar  領域と  arm  領域の比較　ー

bar

1.　背景

•    KennicuG  –  Schmidt  law　(KennicuG  1998)

ΣSFR = 2.5× 10−4

�Σgas

1Msunpc−2

�1.4

Msunyr−1kpc−2

・　面密度のみで星形成率が決まる  

・　銀河内ので星形成が起きる場所や    ガスの運動状態は ？  

Lundgren  et  al  2004

KennicuG  et  al  1998

M83  のH２ ガスの面密度  

・　M83  の面密度は            中心に向かって増加    →  星形成率も増加 ？  

・　M83星形成率の観測結果と異なる  

K  –  S  law  との比較  

面密度

銀河中心からの距離[pc] ・　面密度のみで決まらない  ?  

1.　背景

棒渦巻銀河の  bar  や  arm  の  cloud  の形成を数値計算し、                cloud  の性質と星形成との関係を議論する  

棒渦巻銀河のガスの運動を自己重力、cooling、hea5ngを含めた数値計算を行い、cloud  を同定して、cloud  内のガスの速度分散や星形成との関係を Krumholz  &  McKee  2005  のモデルを用いて調べた  

本研究  

2.モデルと計算方法

・ 重力ポテンシャル  :  M83の近赤外線観測(2MASS)から星  +                            dark  halo    (Hirota)  

・　ガス  :  面密度分布は  Gaussian  +  exponen5al  (Lundgren  et  al.  2004)        　 銀河の重力と遠心力がつり合うような回転速度  

初期状態のガス面密度

1000 2000 3000 銀河中心からの距離[pc]

面密度

300

100

0

•　モデル  

・　ガス質量　:　3.4  ×  109  Msun    

・　初期条件  :  isothermal(T  =  104  K)、          自己重力なしで80  Myr  計算    →  cooling、hea5ng、自己重力      を入れて40  Myr  計算  

・　cooling    :  太陽金属量  を仮定  

・　星形成、フィードバック、分子形成    は入れない  

・　hea5ng    :  FUV  ,  cosmic  ray  

・　コード  :  2次元AUSM法  (Advec5on  Upstream  Spli`ng  Method)  

・　計算領域　:　12.6kpc  ×  12.6kpc  

2.　モデルと計算方法

・　isothermal  自己重力なしで  80  Myr  計算後、        cooling、hea5ng、自己重力を入れて  40  Myr  計算  

・　clump  を同定し、clump  内部の速度分散などを調べる  

・　星形成モデルを用いて、星形成効率、星形成率を調べる  

•　手順

・　grid  数　:　31252

・　解像度　:　4  pc

・　自己重力　:　FFT

3.  結果

等温 ・ 自己重力なし

cooling,hea5ng  ・ 自己重力あり •　面密度  

※　回転座標系で表示

80Myr 80  +  40  Myr

・　bar  や  arm  で高密度のガス塊ができている  

3.　結果

温度　ー　面密度  

・　十分冷えたガス領域が形成  

・　低温高密度の領域を  clump(  cloud  :  GMAに相当  )  として同定  

log10  (面密度)　[Msun/pc^2]

1 3 -­‐1 -­‐3 5

log10  (温度)　[T]

1

３

５

７

104  K  

・ 面密度  60  [  Msun/pc2  ]以上　

・ 温度  30  K  以下

3.　結果

clump  の同定  

※　回転座標系で表示

・　質量が ~  104  Msun  以上になる  

　・　面密度  60  [  Msun/pc2  ]以上  　・　温度  30  K  以下　

　•　条件  

・　隣り合って連続している  

　・　bar  や  arm  に  clump  ができている  

3.　結果

clump  の性質  

5 6 7 8 9 log10  (clump  の質量)　[Msun]

1 1.4 1.8 2.2 log10  (clump  の半径)　[pc]

4

6

8

log10  (clump  の質量)　[M

sun]

0

1

2

青  :　bar  領域の  clump  赤  :　arm  領域の  clump  

clumpの質量     clumpの質量　ー　clumpの半径    

2.6 4

7

5

9

log10  (clump  の数)

傾き  :  2.5

傾き  :  -­‐0.75

virial  parameter  -­‐  中心からの半径  

3.　結果

・　r  <  2500  pc  以内の  clump  はvirial  parameter  が大きい  (  >  1)  

αvir =5σ2R

GM

•　virial  parameter  

R  :  clump  の半径　 M  :  clump  の質量　

σ  :  clump  中のガスの速度分散　

clump  の性質  

2000 3000

銀河中心からの距離[pc]

1000 0.01

1

1000

virial  param

eter

bar領域 arm領域

virial  parameter  -­‐  clumpの質量     速度分散  -­‐  clumpの質量    

青  :　bar  領域の  clump  赤  :　arm  領域の  clump  

3.　結果

・　bar  領域のclumpの方が、virial  parameter  も速度分散も大きい  

clump  の性質  

1×106 1×108 log10  (clump  の質量)　[Msun]

0.1

1

10

100

1×104 log10  (clump  の速度分散)　[km/s]

1×106 1×108 log10  (clump  の質量)　[Msun]

0.01

1

100

1×104

virial  param

eter

clump  の性質まとめ  

・　r  <  2500pc  では、r  >  2500pc  よりvirial  parameter  が大きい      (  virial  parameter  >  1  の  clump  が大半)  

・　bar  領域で、arm  領域より      virial  parameter  も  clump  内のガスの速度分散も大きい    

・　bar  領域の  clump  は、arm  領域より内部運動が大きい  

αvir =5σ2R

GM

M =σ

cs

・ 星形成効率  (  SFE  )　

・ 星形成率  (  SFR  )

R  :  clump  の半径　

M  :  clump  の質量　

cs  :  clump内のガスの音速　

Σgas  :  clumpのガスの面密度　

tdyn  :  clumpの重力不安定のタイムスケール　

•　clumpのガスの内部運動を考慮した星形成モデルを用いて、                      星形成効率と星形成率を調べた　

 Krumholz  &  McKee  2005　

3.　結果

σ  :  clump  中のガスの速度分散　

SFE ≈ 0.014�αvir

1.3

�−0.68�

M100

�−0.32

t−1dyn

tdyn =2σ

GΣgas

fGMC  :  disk  の厚みに対する  clump  の割合  ΣSFR = SFEfGMCΣgas

星形成モデル  

clump

3.　結果

・  bar  領域で星形成効率が低い  

-­‐６.5

-­‐７.5

-­‐７

-­‐8

2000 3000

銀河中心からの距離[pc]

1000 -­‐8.5

[/yr]

・  bar  領域で αvir  が大きい  

bar領域 arm領域

・ αvir  が大きいので、星形成効率が低くなると解釈できる  

中心からの半径  –  virial  parameter  中心からの半径 ー 星形成効率  

2000 3000 銀河中心からの距離[pc] 1000

0.01

1

1000

αvir

星形成効率  

log(

星形成効率)

3.　結果

・　星形成率も    bar領域で低い  

-­‐4.5

-­‐6.5

-­‐5.5

-­‐7.5

log(

星形成率)

0 2000 3000 銀河中心からの距離[pc]

1000 [Msun/pc2/yr]

-­‐8.5

10000

log(

面密度)

0 銀河中心からの距離[pc]

[Msun/pc2]

1000 2000 3000

中心からの半径 ー 面密度  

1000

100

10

1

bar領域 arm領域

中心からの半径 ー 星形成率  

・　面密度は r  >  500pc  で小さくない    

・　星形成効率が低いため、星形成率が低くなる  

fGMC  =  1  ΣSFR = SFEfGMCΣgas

星形成率  

3.　結果

星形成率      KennicuG  –  Schmidt  law  との比較  

fGMC  =  1   fGMC  =  0.1  

・　星形成率　ー　面密度

・ fGMC  =  0.1  の場合  K  -­‐  S  law  と良く合う  

ΣSFR = SFEfGMCΣgas

log10  (面密度)　[Msun/pc^2]

1 3 -­‐1 5

-­‐4

-­‐2

0

-­‐6

2

4

log10  (星形成率)　[M

sun/yr/kpc^2]

-­‐4

-­‐2

0

-­‐6

2

4

log10  (星形成率)　[M

sun/yr/kpc^2]

log10  (面密度)　[Msun/pc^2]

1 3 -­‐1 5

3.　結果

星形成率      KennicuG  –  Schmidt  law  との比較  

fGMC  =  1  

fGMC  =  0.1  

Bigiel  et  al.2008 -­‐3

-­‐6

0

3

log10  (星形成率)　[M

sun/yr/kpc^2]

-­‐3

-­‐6

0

3

log10  (面密度)　[Msun/pc^2] 1 3 -­‐1 5

1 3 -­‐1 5

log10  (面密度)　[Msun/pc^2]

4.　まとめ

・　bar領域ではarm領域に比べ、                  clump内のガスの内部運動が大きい

・　clump内のガスの内部運動を考慮すると、              星形成効率や星形成率は                  bar領域ではarm領域よりも低くなった

・　棒渦巻銀河M83  の重力ポテンシャルを用いて        2  次元の数値流体シミュレーションを行い、                      clumpの形成過程を計算した

・　clump  を同定し、clump内の速度分散を求め、        K  &  M  モデルを用いて星形成効率と星形成率を求めた  

本研究

結果

4.　まとめ

・　観測で示唆されていた、          bar領域で星形成率が低くなることが、                    clumpの性質によると理解できる

・　棒渦巻銀河のbar領域では          clump内のガスの内部運動によって                  arm領域に比べ星形成が抑制される

結論

お　わ　り