Transcript Document

第5章 近傍銀河の性質 (SDSS以前）
数個から1000個のオーダーのサンプルに基づい
て銀河の性質の研究が進められていた時代
5.1 銀河の形態分類
星に比べれば銀河研究の歴史は浅い
銀河天文学の最初の体系的な教科書
Bible No.1
E.P.Hubble 1936, ‘The Realm of the Nebulae’ (New Haven: Yale University Press)
1982 edition
The Hubble Atlas of Galaxies
Bible No.2
Preface
vii (April 1959)
Galaxies
1
Description of Classification 7
…….
What are galaxies? No one knew before
1900. Very few people knew in 1920. All
astronomers knew after 1924.
Galaxies are the largest single
aggregates of stars in the universe. They
are to astronomy what atoms are to
physics. Each galaxy is a stellar system
somewhat like our Milky Way, and
Allan Sandage 1961,
isolated from its neighbors by nearly
Carnegie Institution of Washington.
empty space. In popular terms, each
galaxy is a separate ‘island universe’
unto itself. …………………………
………
Paraphrasing one of Hubble’s own comments: The solution of the cosmological
problem is an achievement reserved for great telescopes. As telescopes and
techniques improve, astronomers eventually reach a critical barrier of ignorance.
In due course this barrier falls. The breach, when open, permits all to follow.
銀河は宇宙の基本構成要素
Galaxies are the largest single aggregates of stars in the universe. They
are to astronomy what atoms are to physics. (Allan Sandage 1961, ‘The
Hubble Atlas of Galaxies)
研究の歴史が浅い
>103 の規模の違い
>103 の規模の違い
規模の違い
は一目瞭然
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
Ichikawa, Wakamatsu, Okamura 1986,
ApJS, 60, 475
giant galaxies
vs
dwarf galaxies
dwarf galaxies はその暗さ、
面輝度の低さのために、局
部銀河群メンバー以外はあ
まり研究されていなかった
Sandage らによる
Virgo ClusterのLas
Campanas Survey
(1979-86)
矮小銀河研究の金字塔
銀河はさまざまな形をしている
形態分類
(morphological classification)
パロマーシュミットとハッブル
伝統的には眼視による判定
早期型
晩期型
early
late
仮説的存在
ハッブルの音叉図 (1936)
Tuning fork diagram
http://www.aip.org/history/esva/catalog/
esva/Hubble_Powell.html
近年はさまざまな手法による自動化
Sloan Digital Sky Survey
(SDSS) による
改訂ハッブル分類
E
S0
S
I
円盤銀河
SA(s)c, SB(r)a, SAB(rs)bc などと表記
S, S0: disk galaxies （円盤銀河）
定量パラメータによる形態分類
中心集中度
（現在最も広く使われている手法）
表面輝度
像の非対称度
中心集中度
Abraham et al. 1994, ApJ, 432, 75
1996, ApJS, 107,1
Yagi et al. 2006, MNRAS, 368, 211
Doi et al. 1993, MNRAS, 264, 832
その他の手法を用いた最近のもの（参考までに）
Kelly and McKay 2004, ‘’Morphological Classification of Galaxies by
Shapelet Decomposition in the Sloan Digital Sky Survey’’, AJ, 127, 625.
Kelly and McKay 2004, ‘’Morphological Classification of Galaxies by
Shapelet Decomposition in the Sloan Digital Sky Survey. II.
Multiwavelength Classification’’, AJ, 129, 1387.
Lotz et al. 2004, “A New Nonparametric Approach to Galaxy
Morphological Classification”, AJ, 128, 163.
（Gini parameter と M20 パラメータ）
Yamauchi et al. 2005, ‘’Morphological Classification of Galaxies Using
Photometric Parameters: The Concentration Index versus the
Coarseness Parameter ‘’, AJ, 130, 1545
Scarlata et al. 2007, ApJS, 172, 406, “COSMOS Morphological Classification
with the Zurich Estimator of Structural Types (ZEST) and the Evolution Since z
= 1 of the Luminosity Function of Early, Disk, and Irregular Galaxies”
Shamir, L. 2009, MNRAS, 399, 1367, "Automatic morphological classification
of galaxy images"
矮小銀河の分類
UFD (Ultra Faint Dwarf)
dE, dS0, dSph: 星生成活動なし
dIrr: 星生成活動あり
BCD : 活発な星生成活動
(BCD = blue compact dwarf)
まだ十分確立されていない
Sandage and Binggeli 1984, AJ, 89, 919
形態と物理量の間には相関がある
G. de Vaucouleursの形態型指数
形態分類の定量化
形態ともっとも相関の良い物理量
形態と物理量の相関の原因
5.2 銀河は自己重力系
自己重力系
自分自身の内部運動と自己重力が釣
り合って定常的な形を保っている系
内部運動
・円盤銀河のディスクでは回転が卓越し、無秩序な運
動（速度分散：圧力）は無視できるくらい小さい。 （た
だし、円盤に垂直方向の構造には速度分散が効く）
・楕円銀河や円盤銀河のバルジでは、
無秩序な運動（速度分散：圧力）が無視できない。
楕円銀河とバルジの力学特性
回転（遠心力）が卓越
速度分散（圧力）は小さい
速度分散（圧力）が
回転（遠心力）に比
べて無視できない
銀河の内部運動の観測
渦巻銀河
・ 輝線による観測
・ ディスクの回転運動
（輝線の中心波長）
・ ディスクの速度分散
は小さい
早期型銀河
・ 吸収線による観測（輝線はない）
・ 銀河全体にわたる情報
（吸収線の中心波長、幅、強度）
・ 観測は渦巻銀河より遙かに困難
Fourier Quotient Method
(Schechter & Gunn 1979, ApJ, 229, 472)
視線
視線
HII 領域
スリット
渦巻銀河の回転曲線
スリット
半径
青
[NII]
波
長
Hα
[NII]
半径
赤
復習
早期型銀河の回転曲線と速度分散曲線
吸収線強度
スリット位置
速度分散
スリット位置
回転速度
早期型銀河（E, S0）では
速度分散が回転に比べて
無視できない
半径
Illingworth and Schechter 1982, ApJ, 256, 481
5.3 銀河の表面輝度分布
銀河の基本構造
ハロー
バルジ
ハロー
楕円体成分
(spheroidal
component)
バルジ
ディスク
ディスク
円盤成分
(disk component)
渦巻銀河(NGC4594)
楕円銀河には円盤
成分がない
楕円銀河(NGC4278)
ダークマターハロー
銀河の表面輝度分布
de Vaucouleurs’ law
(1/4 – power law)
楕円銀河も
スケールパラメータ
Exponential law
ハロー成分はfaintなので、
詳しく調べられなかった
5.4 新しい時代の兆候
1980-1990年代
少なくとも数10個のサンプルが常識になった時代
「科学」 55巻, 10号 （1985年10月）
特集：宇宙の誕生と天体の形成
銀河形成論が説明すべき銀河の基本的性質
(1) 銀河は1-100 kpc, 106-1011 Lsun を持つ宇宙の基本構成要素
(2) 光度関数の明るい部分は指数関数、暗い部分は冪関数
(3) 銀河には見えている物質の10倍以上のダークマターハローが付随
(4) 銀河はさまざまな形態を示す
(5) 形態－密度相関がある。形態と銀河の規模にも相関
(6) 明るい楕円銀河は回転が遅く、暗い楕円銀河は回転が速い
また、円盤銀河のバルジは楕円銀河とは異なる力学特性を有する
(7) 矮小楕円銀河は巨大楕円銀河と異なった光度分布を示す
(8) 楕円銀河にも渦巻銀河にも共通して光度(L)と内部運動速度(V)
の間にL~V4が成り立つ
(9) 早期型銀河に色－絶対等級の相関がある相関がある（書き忘れた！）
(10) 光度（質量）－金属量の相関がある（書き忘れた！）
(1), (2), (4) 以外は全て1970年代後半以降の発見である！
岡村定矩 、「銀河形成論の課題」、岩波「科学」1985年10月号
最終章「銀河形成論の課題」の最終部分
銀河の新しい観測の歩みは、世界の4m級の大望遠鏡がフル稼働をは
じめ、電子技術を駆使した高性能観測装置が天文学に利用され始めた大
きな流れと歩調を合わせているのである。
（中略）
銀河の性質や宇宙の大規模構造に関する本質的に新しい観測は、
おそらく現存する大望遠鏡の能力をはるかに上回る新世代の望遠鏡
によってなされるであろう。ダークハローの大局分布（銀河の分布がみ
えない物質の分布をどのくらい反映しているかはまだわかっていない）、
宇宙の大規模構造に伴う宇宙膨張からのズレの特異速度場のマッピ
ング、銀河の構造パラメータと大規模構造との関連の解明（これには
銀河の形態分類に代わる定量分類が有効な手段となろう）、さらには
宇宙初期における銀河の誕生過程の直接観測など、新世代望遠鏡の
果たすべき役割は大きい。
岡村定矩 、「銀河形成論の課題」、岩波「科学」1985年10月号
1970年代後半以降の発見の概観
・ダークマターハロー （既出 2.7）
・力学質量と光学質量の比較
- 渦巻銀河のflat rotation curve
- 楕円銀河の周りの高温ガスのX線ハロー
・重力レンズ効果
・Morphology-Density Relation （形態 - 密度相関）
・楕円銀河とバルジの力学特性
・矮小楕円銀河と巨大楕円銀河
・タリーフィッシャー関係とDn-σ関係
・早期型銀河の色－等級関係
・光度（質量）－金属量の相関
ダークマターハロー存在の証拠
復習 (2.7)
力学質量と光学質量の比較
運動
釣り合っ
ている
重力
星の速度
ビリアル定理
こちらの方が
分光観測
だいぶ大きい
力学質量
この差がダークマター
星（とガスなどの星間物質）
の質量を足し合わせる
光学質量
渦巻銀河の平坦な回転曲線
復習 (2.7)
(Flat Rotation Curve)
パリティ 2007年7月号 (V.C.Rubin, Physics Today, Vol. 59, No.12, 2006)
ほとんど全ての渦巻き銀河
で同じ現象が見られる
Rubin et al. 1980, ApJ, 238, 471
重力レンズ効果による質量推定
強い重力レンズ効果
アーク、アインシュタインリング、
クェーサーの多重像など
シリーズ現代の天文学 第4巻「銀河I」
(8章 高田昌広) 日本評論社
東大グループのプレスリリース
http://www-utap.phys.s.utokyo.ac.jp/press/lens/
N. Inada, et al., Nature, 426, 810 (2003)
1970年代後半以降の発見の概観
・ダークマターハロー （既出）
・力学質量と光学質量の比較
- 渦巻銀河のflat rotation curve
- 楕円銀河の周りの高温ガスのX線ハロー
・重力レンズ効果
・Morphology-Density Relation （形態 - 密度相関）
・楕円銀河とバルジの力学特性
・矮小楕円銀河と巨大楕円銀河
・タリーフィッシャー関係とDn-σ関係
・早期型銀河の色－等級関係
・光度（質量）－金属量の相関
Morphology-Density
Relation
形態－密度相関
Dressler 1980, ApJ, 236, 351
～6000 galaxies in 55 clusters
local (surface) density
局所数密度
10 (projected) nearest neighbors
の占める面積から計算
Field contaminationを補正
単位 galaxies・Mpc-2
これ以降の研究の標準的なツール
~6000銀河を3種類の形態
(E, S0, S+Irr)に大別
高密度環境になる
につれて
・ S+Irr は減少
・ S0は増加
・ Eは増加（最も高密度で）
well-behaved relationship
over 5 orders of magnitudes
先天説 vs 後天説
nature or nurture?
Dressler 1980, ApJ, 236, 351
‘A New Classification System for Galaxies’
van den Bergh 1976, ApJ, 206, 883.
改訂DDO分類
観測面から「環境効果」
に注目した初めての論文
銀河団中にある渦巻銀河
の渦巻腕はコントラストが
低く、弱々しく見える。
S0銀河の起源
Transition theory
anemic spirals
(anemia=貧血症)
Parallel-sequence theory
1970年代後半以降の発見の概観
・ダークマターハロー （既出）
・力学質量と光学質量の比較
- 渦巻銀河のflat rotation curve
- 楕円銀河の周りの高温ガスのX線ハロー
・重力レンズ効果
・Morphology-Density Relation （形態 - 密度相関）
・楕円銀河とバルジの力学特性
・矮小楕円銀河と巨大楕円銀河
・タリーフィッシャー関係とDn-σ関係
・早期型銀河の色－等級関係
・光度（質量）－金属量の相関
楕円銀河とバルジの力学特性
回転（遠心力）が卓越
速度分散（圧力）は小さい
復習
速度分散（圧力）が
回転（遠心力）に比
べて無視できない
復習
早期型銀河の回転曲線と速度分散曲線
吸収線強度
スリット位置
速度分散
σ
スリット位置
Vm
回転速度
半径
Illingworth and Schechter 1982, ApJ, 256, 481
早期型銀河（E, S0）では
速度分散が回転に比べて
無視できない
楕円銀河とバルジの力学特性
等方的速度分散モデル
(軟式テニスボール)
Rapid rotator
vs
Slow Rotator
暗い楕円銀河 = 明るい楕円銀河
最大回
転速度
平均速度
分散
バルジ = 小さな楕円銀河
Slow Rotatorの速度分散
は非等方である。
Davies et al. 1983, ApJ, 266, 41
Boxy E と Disky E
アイソフォト（等輝度線）を角度θでフーリエ展開し
たときの cos 4θ成分をa(4)と書く
a(4)>0
disky
a(4)<0
boxy
Bender et al. 1988, Astr. Ap. Suppl., 74, 385
Boxy E vs Disky E
この曲線から
離れる度合い
boxy E
disky E
Bender et al. 1988, Astr.Ap., 193, L7
1970年代後半以降の発見の概観
・ダークマターハロー （既出）
・力学質量と光学質量の比較
- 渦巻銀河のflat rotation curve
- 楕円銀河の周りの高温ガスのX線ハロー
・重力レンズ効果
・Morphology-Density Relation （形態 - 密度相関）
・楕円銀河とバルジの力学特性
・矮小楕円銀河と巨大楕円銀河
・タリーフィッシャー関係とDn-σ関係
・早期型銀河の色－等級関係
・光度（質量）－金属量の相関
矮小楕円銀河と巨大楕円銀河
Ichikawa, Wakamatsu, Okamura 1986, ApJS, 60, 475
矮小楕円銀河の扁平度分布
Virgo dE
以下のパネル
の破線
Sa-Sbc
Virgo dE
E
Sc-Sd
Virgo dE
Virgo dE
S0
dE の面輝度分布は円盤銀河（薄い
ディスク）と同じ指数法則に従う。
Virgo dE
しかしdE は円盤銀河ほど薄くない
両者は異なる構造（異なる成因）
Sdm-Irr
Virgo dE
銀河の構造と形成過程の手がかり
Scaling Relation
球状星団
中
心
の
面
輝
度
絶対等級（B バンド）
Kormendy et al. 2009, ApJS, 182, 216
1970年代後半以降の発見の概観
・ダークマターハロー （既出）
・力学質量と光学質量の比較
- 渦巻銀河のflat rotation curve
- 楕円銀河の周りの高温ガスのX線ハロー
・重力レンズ効果
・Morphology-Density Relation （形態 - 密度相関）
・楕円銀河とバルジの力学特性
・矮小楕円銀河と巨大楕円銀河
・タリーフィッシャー関係とDn-σ関係
・早期型銀河の色－等級関係
・光度（質量）－金属量の相関
距離指標関係
Distance Indicator Relations (DIRs)
距離に依存して変わる観測量と距離に依存しない観測量
の間の相関関係
・距離に依存して変わる観測量
（見かけの等級、大きさなど）
・距離に依存しない観測量
（回転速度、色など）
この関係が宇宙のどの場所
でも普遍的に成り立つと仮
定すれば、銀河の距離を求
める手段となる。
タリー - フィッシャー関係
‘A new method of determining distances to galaxies’,
Tully and Fisher 1977, A&Ap, 54, 661
渦巻銀河の円盤の回転速度
と絶対等級の間の相関関係
Local calibrators
実際には、single-dishの電波望遠鏡
で銀河のHI 21cm輝線を観測した時の
速度幅（に傾斜角の補正をしたもの）を
回転速度の指標として用いた。
電波望遠鏡の
ビームサイズ
明るさ
（等級）
速度幅
フェイバー - ジャクソン関係
Dn - σ 関係
楕円銀河の特定の面輝度(n mag
arcsec-2)における直径と絶対等級の関
係（フェイバー・ジャクソン関係の改訂版）
楕円銀河の中心の速度分散と
絶対等級の関係
‘Velocity dispersions and mass-to-light
ratios for elliptical galaxies’, Faber and
Jackson 1976, ApJ, 204, 668
‘Spectroscopy and photometry of elliptical
galaxies. I - A new distance estimator’,
Dressler et al. 1987,, ApJ, 313, 42
Dn – σ
log σ
log σ
Faber-Jackson
等級(BT)
log Dn
距離指標関係
大規模な特異速度場、ハッブル
定数などさまざまな研究の基礎
1990年代終わり頃まで大変活
発な研究分野だった。
Okamura 1997, ‘Cosmological Parameters and Evolution
of Galaxies: An Observational Perspective’, Physics in
the 21st Century, Proc. Nishinomiya-Yukawa Memorial
Symp., eds. K.Kikkawa et al., p.155
1970年代後半以降の発見の概観
・ダークマターハロー （既出）
・力学質量と光学質量の比較
- 渦巻銀河のflat rotation curve
- 楕円銀河の周りの高温ガスのX線ハロー
・重力レンズ効果
・Morphology-Density Relation （形態 - 密度相関）
・楕円銀河とバルジの力学特性
・矮小楕円銀河と巨大楕円銀河
・タリーフィッシャー関係とDn-σ関係
・早期型銀河の色－等級関係
・光度（質量）－金属量の相関
Color-Magnitude Relation (CMR)
of Early-Type Galaxies
‘The color-absolute magnitude relation for E and S0 galaxies. I - Calibration
and tests for universality using Virgo and eight other nearby clusters’,
Visvanathan and Sandage 1977, ApJ, 216, 214
早期型銀河は明るい
ものほど色が赤い
色指数
明るい銀河ほど色が赤い
赤い色は年齢古いためか
metallicityが高いためか？
metallicity
明るい
V バンドの等級
銀河風を考慮した現在の
暗い 銀河進化モデルの基礎
CMRは後に早期型銀河の多い銀河団の探査や銀河進化の
研究に重要な役割を果たすことになる。
さまざまな銀河のスペクトル
かみのけ座銀河団のCMR
Terlevich et al. 2001, MNRAS, 326, 1547
色指数 (U-V)
明るい銀河ほど色が赤い
青い晩期型銀河も少しある
明るい
V バンドの等級
暗い
測光バンドの波長透過率
CMRは 遠方銀河団の研究に欠かせない道具
遠方銀河団では、
red sequence
の色が赤方偏移
でz=0の値より赤
くなる
z = 0.31
z = 0.39
CMR(red sequenceを
・ メンバーの同定
・ 銀河の年齢推定
z = 0.546
z = 1.206
Kodama et al. 1998, MNRAS, 299, 1193
などなどに利用で
きる。
1970年代後半以降の発見の概観
・ダークマターハロー （既出）
・力学質量と光学質量の比較
- 渦巻銀河のflat rotation curve
- 楕円銀河の周りの高温ガスのX線ハロー
・重力レンズ効果
・Morphology-Density Relation （形態 - 密度相関）
・楕円銀河とバルジの力学特性
・矮小楕円銀河と巨大楕円銀河
・タリーフィッシャー関係とDn-σ関係
・早期型銀河の色－等級関係
・光度（質量）－金属量の相関
復習 (2.6)
銀河の中では星の
輪廻転生の物語が
繰り広げられている。
星
超新星残骸
重元素
ガス
原始星からのジェット
星はガスから生まれて
一生の終わりに大部分
ガスに戻る。
ガス中の重元素は増加
惑星状星雲
銀河の化学進化
明るい銀河ほど重元素が多い
Luminosity – Metallicity Relation
Elliptical galaxies
dE
E
Spiral galaxies
giant S
Irr
MB
Zaritsky et al. 1994, ApJ, 420, 87
銀河の内側ほど重元素量が多い
spiral galaxies
Metallicity Gradient
渦巻銀河も楕円銀河も重元素勾配
(Metallicity Gradient) を示す
elliptical galaxy
van Zee et al. 1998, AJ, 116, 2805.
Davies et al. 1993, MNRAS, 262, 650