NGC 4501:gas dynamics in spirals

東京大学理学系研究科

天文学専攻・天文センター

小野寺幸子

銀河におけるガス中心集中

CO luminousな銀河　 中心でGlobal exponential profileからの超過　 高分解能干渉計観測で近年明らかに。

Sakamoto et al. (1999)Regan et al. (2001) BIMA SONGSofue et al. (2002) Virgo

成因は？

Virgo galaxies･･･radial profile

Sofue et al. (2003)

Radial profile

Single exponential profile→×中心集中傾向

Regan et al. (2001)

e-folding radius中心部 re ~ 400 pcCO disk Re ~ 4 kpc

バーによる銀河中心部へのガス輸送

ディスク平均表面輝度 [Mpc-2]

R<5

00 p

c 表面輝度

[M

pc-2

]

ガスの中心集中度　　Bar銀河＞非Bar銀河

Barあり Barなし

Sakamoto et al. 1999

中心集中度

高

低

分子ガスの中心集中度

NGC4501 (M88)

RA 12h29m27.7sDecl. +14d41m46s 視直径 6.9′x 3.7′おとめ座銀河団

形態 ＳＡ（ｒｓ）ｂ

Arm class 9[内側2本腕、外側複数腕]　中心活動　Seyfert 2 距離　 16.1 Mpc

1″= 78 pc1′= 4.7 kpc

分解能　　 5.6″×　3.7″

~5kpc

分解能　　1.8″×　1.7″

~300pc

CO (J=1-0) map

特徴（１） ガス中心集中度が高い

Ｒ～５００ｐｃ以内

表面輝度

ガス質量

集中度

　　　　　　　　　・集中度とも非Bar銀河の中では高め。

Θ× M103.2 8

-2pc M293 Θ

27.6(disk)500pc)/R( =Σ<Σ

500pc)R( <Σ

Bar によらないガス供給機構が働いているのでは？

特徴（２） ガスの渦状腕

ガスのarmは星の腕の内側と一致。

CO on ２MASS K-bandDeprojected &Unsharp-masked

BバンドではFlocculentに分類されるが、Kバンドではきれいな腕

特徴（３） 中心部ダブルピーク

N

36″～2.8kpc

渦状ダストレーン

付け根でのガス集中

ＨＳＴ ＷＦＰＣ２ Ｆ６０６Ｗ

Spider diagram (軸対称回転の速度場)速度場

渦状腕由来の歪み：密度波を示唆

理論による観測理解：渦状腕に支配されたガスの運動

ガス雲の軌道計算1次の摂動解を求める

　

),()(),()()()( (t))(

10

1010

ϕϕϕϕϕ

RRRtttRRtR

Φ+Φ=Φ+=+=

運動方程式（damped-orbit model; Wada 1994）

∂Φ∂

−=Ω+

∂Φ∂

−=Ω−+

Ω−

Φ+

0

00

1200

101

11001

22

02

1

12

22

R

RR

RRR

RRR

dRdR

ϕϕ

ϕλ

&&&

&&&&

粘性 回転系

軌道計算結果楕円軌道端点近傍に沿って軌道混雑が生成

回転

与えた摂動ポテンシャルパラメータ：i=18.ε=0.03

軌道

モデルによる速度場・強度分布の理解

観測結果

解析解

NGC4501中心部のガスの運動は渦状腕ポテンシャルで理解される。

密度分布 速度場

Discussion:角運動量輸送の可能性

グローバルな角運動量の輸送メカニズム

非軸対称ポテンシャルによる重力トルク• 渦状腕/バーにおける衝撃（銀河衝撃波）トルクによる角運動量の変化

－

＋－

＋

∫ ∆Φ−∇×=∆π

ψ2

0)]([ RdRJ zz R

重力トルクのローカル分布

重力トルクによる角運動量変化

半径

Ω+κ/2

ΩΩｰκ/2

Ωｐ

ILR1

ILR2CR

OLR

角運動量の変化の割合

回転角速度 NGC4501

i=17゜の場合

角運動量に得失あり変化　1%未満

参考Bar (i=90゜)の場合

銀河衝撃波による角運動量損失の見積もり

　単純な近似等温・斜め衝撃波

強い衝撃（M≫1）円軌道

角運動量損失は

iJ 2sin~∆

NGC 4501 i=18゜の場合　16%の損失

銀河衝撃波でガスは落ちる！

Spiral にも “twin peaks”

Bar銀河に見られる“twin peaks”流入したガスの

軌道混雑領域に生成

ILRと関連か

～500 pc

従来のbarモデル x2軌道

ｘ1軌道

軌道混雑：COダブルピーク

Spiral

中心集中度ー統計比較ー

バー銀河で有意に

中心集中

（Sakamoto et al.　1999とconsistent）銀河団環境効果は

見られないR

<500

pc 表面輝度

[M

pc-2

]f=

10

f=10

0

1ディスク平均表面輝度 [Mpc-2]

10 10010

100

1000

10000

まとめ

観測－軌道計算の比較NGC 4501：ガスの運動は渦状腕ポテンシャルが支配Flocculentな渦状腕も密度波で形成

理論的可能性の示唆Barだけなく､渦状腕ポテンシャルによっても　 中心集中に十分なガス供給が行われる

機構としては銀河衝撃波が主要　

統計Barの方がspiralよりも供給効率がよい中心集中度に銀河団環境依存性は見られない

グローバルなscaleでのガス供給は、もう大体わかった。

ALMAでの観測提案

中心部r<500pcに集まったgasの運命銀河中心部星形成過程の解明

　顕著な腕がない･･･星形成のトリガーは何？

更なるinflow―AGN fuelingのメカニズム解明

→ALMAによる近傍銀河中心部（r<500pc）分子雲scaleでのnuclear spiral観測が重要