神戸大大学院集中講義
銀河天文学:講義5
銀河の形成と進化
1. 銀河の金属量の進化
2. 銀河の構造の進化
3. 環境と銀河の進化
2010/09/14
銀河の金属量の進化
遠方の銀河について知る意味
宇宙に一番たくさん存在する元素は?2番目は?
われわれの身近な元素はもっと違うもの。
多くは星の中の核融合反応で形成される。
銀河が出来てくる歴史は銀河の中で星が出来てくる歴史。
銀河の中で「金属」が作られる歴史である。
SDSS による銀河のスペクトルの統計的性質:
銀河の星質量とスペクトルの関係。銀河の星質量と銀河の輝線から求められたガ
スの金属量に相関があることがわかった。
Tremonti et al., 2004, ApJ, 613, 898
Mass-metallicity relation of z~3 LBGs:
近赤外線での輝線分光観測による金属量決定。
Maiolino et al. 2008, A&A,488, 463
Mass-metallicity relation of z~3 LBGs:
銀河の星質量と金属量(酸素の組成比に直した場合)の赤方偏移依存性。この関
係は赤方偏移に依存して進化し、高赤方偏移では金属量が下がることが示唆され
ている。
Maiolino et al. 2008, A&A, 488, 463
太陽系誕生
Metallicity from IS absorption lines:
銀河のスペクトルにみられる星間吸収線による金属量決定。
Savaglio et al. 2004, ApJ, 602, 51
Metal abundances of damped-Lya galaxies:
Damped Lya system に付随する金属吸収線を用いてそれぞれの金属の組成量を推定する。
Z=2.8110 system
Z=0.8598 system
Fe, Mn, Zn, Cr, Mg
Lu et al. 1996, ApJS, 107, 475
Fe, Si, Zn, Ni, S, Mg, Cr, C, N, O
Z=4.0803 system
Fe, C, Si, Al, Ni
Metal abundances of damped-Lya galaxies:
Fe/H は同じ年齢の銀河系内の星に比べると小さい。組成比は銀河系のハローの星に近く、
Type-II 超新星の寄与が大、Type-Ia 超新星の寄与は小さい。
?
Lu et al. 1996, ApJS, 107, 475
Metal abundances of Gamma-ray Burst Absorption systems:
GRB に見られた DLA に付随する金属吸収線を用いてそれぞれの金属の組成量を推定す
る。
Prochaska et al. 2007, ApJ, 666, 267
遠方の銀河について知る意味
銀河が出来てくる歴史は銀河の中で星が出来てくる歴史。
銀河の中で「金属」が作られる歴史である。
惑星は金属量の高い星に付随する?
Fischer & Valenti, 2005, ApJ, 622, 1102
銀河の構造の進化
Between 0<z<1
• ハッブル宇宙望遠鏡による赤方偏移1の銀河の画像:
• HSTの空間分解能 (~0.1” @ 1um)があればかなり詳細まで調べられる。
• 補償光学なしの地上望遠鏡(<1.0”)でもぎりぎり内部構造を調べることが可能。
Tully-Fisher 関係の進化:
Between 0<z<1 : Disk galaxies : Disk dynamics
• Disk galaxy dynamics with VLT/GIRRAFFE multi-IFU w/o AO
• Flores et al. 2006, A&A, 455, 107 (0.4<z<0.75, disk galaxies), 35% pure-rotating disks
following local-TF relation, 65% disturbed rotation, complex kinematics ?
• IMAGES: Yang et al. (2008, A&A, 477, 789), Neichel et al. (2008, A&A, 484, 159), Puech
et al. (2008, A&A, 484, 173)
• Neichel+08 : 12/22 spiral morphology galaxies have PR or CK velocity fields
• Peuch+08 : local K-band TF relation に乗るには星質量で2倍の進化が必要?
Velocity dispersion ratio between model and
observation at the model peak position
Yang+08;
RD (blue), PR (green), CK (red)
Puech+08;
Solid line: local TF relation
Distance between model and observed
peaks of velocity dispersion (pixel=0.52”)
Between 1<z<3 : Structures
• Elmegreen et al. 2008, arXiv:0810.5404; ACS+NICMOS
H; Clump clusters (0<z<4), chain galaxies (0<z<4), spirals
(0<z<2)
• Bulge-like clump (red clump) ~ logM*=8-9, Other
clump (blue clump) ~ logM*=6-9, other clumps are
~10 times smaller than bulge-like clumps. Total
clump mass corresponds to 5*2%=10% of the
galaxies total mass.
• other clumps are younger than bulge-like clumps
by 10 times.
• 0.3 Msolar / yr / clump
• それぞれのクランプの星質量は近傍銀河に見られ
る星形成領域の星質量の100倍ある。ディスクのガ
スの速度分散が大きく、ジーンズ質量が大きくなって
いる?
Above z>3
• すばる望遠鏡+補償光学による赤方偏移3の銀河の画像 (Akiyama+08):
• HSTの空間分解能 (>0.2” @ 2um)では不足気味。
• 地上望遠鏡+補償光学(<0.1”@ 2um)でぎりぎり内部構造を調べることが可能。
Above z>3 ; structure
n
形態的には、ディスク銀河に似たフラットなプロファイルの銀河が多い、楕円銀
河的な中心集中度の高い銀河が少ない。 (Akiyama et al. 2008, ApJS, 175, 1)
Z>1 の銀河の力学構造:
Above z>3 : dynamics
• 回転か合体銀河か?
• Stark et al. 2008 Nature, 455, 755; z=3.07 lensed
galaxy
• 重力レンズによって空間分解能が有効的に高く
(20-40mas = 150-300pc resolution) 観測でき
た。回転が支持される。
•+-50km/s rotation (inner 0.5kpc) + flat rotation
curve, logMdyn=9.3 vs. logMstr=9.8
•Sigma=54km/s, v/sigma=1.2 (星形成による加熱?),
• 4.4 Msolar/yr/kpc2 (近傍銀河の Nuclear Star burst
程度)
• 12+log(O/H)=8.6 = 0.9Zsolar,
• CO luminosity-gas mass conversion factor <0.8;
~local LIRG (1) << local spiral (5)
環境と銀河の進化
銀河団の中での銀河の進化: Butcher-Oemler 効果?
銀河団の中の「青い」銀河の割合を調べると、赤方偏移が大きい銀河団では青い
銀河の割合が高いようだ。
Van Dokkum, 2000, ApJ, 541, 95
Buther & Oemler , 1984, ApJ, 285, 426
銀河団の中での銀河の進化: Butcher-Oemler 効果?
ただし銀河団の性質にもよるので注意が必要である。
Smail et al. 1998, MNRAS, 293, 124
銀河団の中での銀河の進化: Butcher-Oemler 効果?
HST のデータを用いて形態別に調べると、早期型銀河の割合も赤方偏移に依存
して小さくなっている。
Van Dokkum, 2000, ApJ, 541, 95
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