天の川銀河ガスディスクの
3次元構造
東京大学天文学教育研究センター
博士課程3年
中西 裕之
CONTENTS
1. HIガス分布でみる天の川銀河
2. COガス分布でみる天の川銀河
3. ALMAでの観測提案
HIでみる天の川銀河
HIで探る天の川
1. 利点
HIガスは銀河全体の構造を探る良いトレーサー
(I)銀河全体に分布、(II)吸収を受けにくい、(III) 視線速度の情報有
2. 現状
新しいサーベイが次々とアーカイヴ化
最新データ:Leiden-Dwingelooサーベイ(Hartmann & Burton, 1997)
(I) 高感度 (0.07 K)
(II) 広範囲 (全銀緯)
(III)細かいグリッド間隔(0.5度以下)
3. 過去のHIマップの改善点
天の川銀河全体の3次元マップ化
Outer rotation curveのupdate
DATA(その1)
HI Survey Data
Leiden-Dwingeloo survey (Hartmann & Burton, 1997)
0.5° < l < 240°,
HPBW=0.6° ,
-10°<b<10° (Δl ,Δb = 0.5°),
ΔVr=1.03km/s
Parks survey (Kerr et al. 1986)
240.5° < l < 350°, -10°<b<10°(Δl=0.5°,Δb=0.25°),
HPBW=0.8°,
ΔVr=2.km/s
NRAO Galactic Center survey (Burton & Listz, 1983)
350°<l<359.5°, -10°<b<10 °, (Δl ,Δb = 0.5°),
HPBW=0.4°,
ΔVr=5.5km/s
DATA(その2)
Rotation Curve
inner Galaxy : Clemens(1985)
outer Galaxy : Dehnen & Binney (1998)
R0=8.0kpc,
V0=217km/s
METHOD(その1)
1. Tb(l,b,Vr)→ nHI(R,θ, z)の変換
視線速度Vr → 距離r Vr = (R0V(R)/R – V0) sinl cosb
R2 = R02 + r2 – 2rR0 cos l
l,b:銀経、銀緯、r:太陽からの距離、R:銀河中心からの距離、V:回転速度
輝度温度Tb → HI密度nHI[cm-3] = 1.82 ×1018 Tb dVr/Δr
同じ視線速度
を与える点が
2点存在
METHOD(その2)
2. Inner Galaxyの距離不定性問題
z方向の分布のモデル(Spitzer 1942)を導入
nHI[cm-3]=nHIo sech2((z – zo)/h
nHI[cm-3] = (nHIo1 sech2((r1 tan b – zo1)/h
+nHIo2 sech2((r2 tan b – zo2)/h))/cos b
(nHIo1, zo1 , nHIo2, zo2)をfittingで決定
観測
Total
Near point
Far point
銀緯 b
RESULTS/Log Spiral Arms
Column density map
Phase-diagram
銀河中心周りの角度
Spiral arms
Perseus arm
18°
Sagittarius-Carina arm 11°
Outer arm
7°
Lopsided-disk
Midplane-Displacement
Vertical sliced map
Outer Disk :
・warpingと呼ぶ
・Θ=80°、260°で顕著
・warpingはR=12kpc付近
(星のディスクの外縁)から
外側で顕著となる
Inner Disk:
・inner diskも銀河面に対して
傾いている (tilted disk)
(図はR=5kpc)
HIディスクの厚み
(ii) HIディスクの厚みは
arm-interarm間で変化
(i) HIディスクの厚みは
銀河中心から離れるほど
増加
厚い
薄い
Interarm
密度
Arm
3-D HIディスク
HIで見る天の川銀河:まとめ
• 3本のLogarithmic spiral arm(Sagittarius,
Perseus, Outer arm)をトレース
• Lopsided HI disk
• HI diskのmidplane-displacement
• HIディスクの厚み
銀河中心から離れるほど増大、
armで薄くinterarmで厚い
COでみる天の川銀河
COで見る天の川
1. 利点
COは銀河中心部の構造を探る良いトレーサー
(I)銀河中心部に分布、(II) 視線速度の情報有
2. 現状
80年代以降、全天サーベイが次々とアーカイヴ化
例:コロンビア サーベイ(Dame et al. 2001)
ただし COマップは 1例のみ
Clemens, Sanders, & Scoville(1988)
天の川銀河全体の3次元COマップ
→ 初の試み
COで見る天の川銀河
分子ガスマップ
DATA: コロンビアサーベイ
Dame et al. (2001)
手法: HIと同様
・第一象限にはClemensの
5 kpc ring、Perseus arm
が確認できる
・第4象限の分子ガス分布が
初めて明らかになった
・5 kpc ringは第4象限まで
つながっていないようである
COで見る天の川銀河
Midplane-displacementが見られる
COで見る天の川銀河:まとめ
• 初めて天の川銀河全体の分子ガス分布を
調べた
• 5kpc ring、Perseus armをトレース
• 5kpc ringは第4象限まで伸びてはいない
• CO diskでもMidplane-displacementが見ら
れた
ALMAでの観測提案
近傍Edge-on銀河の観測
・目的
・ガスディスクの鉛直方向の構造解明
・tilted disk, scale-heightの変化は渦巻き銀河に一
般的か
・その起源を解明 (磁場強度との相関等)
・背景
・inner diskの傾きの振幅、scale-heightは100 pc程
度
⇒系外銀河では観測が難しかった
(2” (NMAの分解能)~100pc @10Mpc)
・天の川銀河では距離の決定にモデルが介在
近傍Edge-on銀河の観測
・観測ターゲット
近傍edge-on銀河
name 距離(Mpc) 赤緯(°)
N55
1.3
-39
N24
6.8
-24
N4517
9.8
0
N7090 10.4
-54
N1827 11.6
-36
例: 近傍NGC銀河トップ5
近傍Edge-on銀河の観測
・ Scoville et al. (1993)のNGC891の観測と
同等のrms (0.4 K)を達成するには
・周波数: 115GHz
・速度分解能:10km/s
・角度分解能: 0.2” (10 pc @10Mpc)
の時、1視野あたり6時間積分が必要。
5-10視野で 30-60時間を要求。
まとめ
・HI・COサーベイデータを用いて天の川銀河
の3次元的構造を調べた
・銀河面と垂直方向の構造が興味深い
( Midplane-displacement、scale-height)
・渦巻き銀河の一般的な垂直構造を明らか
にする上で近傍edge-on銀河の網羅的CO
観測が面白い
・5銀河を0.2”分解能で観測するために30
-60時間が必要
天の川銀河の構造について
これまでの研究
1. HIサーベイによる研究
Oort et al. 1958
Kerr et al. 1973
Burton & te Lintel 1985
2. HII領域
Georgelin & Georgelin 1976
3. 408MHz continuum
Beuermann et al. 1985
4. COサーベイ
Clemens et al 1985
5. COBE(NIR,FIR)
Drimmel & Spergel 2001
Scale-height
・静水圧平衡の場合scale-heightは
と書ける。
arm-interarm間で最大3倍
以上違う。
→ arm-interarm間でディス
クでの質量密度が9倍
以上も違うのは不自然。
→ 静水圧平衡(重力、圧力のみ)で
説明するのは難しそう。
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HIサーベイデータで見る 天の川銀河の3次元構造