Transcript V - 東京大学

第4章 宇宙の階層構造 -局所銀河群から
大規模構造まで -
4.1 アンドロメダ銀河と大小マゼラン雲
アンドロメダ銀河(M31)
肉眼で（容易に）見える
最遠方の天体
(M 33も肉眼で見えるらしい)
(m – M)0=24.43±0.10
770 kpc （250万光年）
M~2x1011Msun
D~50kpc
Type: SA(s)b
巨大な渦巻銀河（～銀河系）
銀河系との比較研究の好対象
銀河系を外から見る
ことが出来ない
肉眼か双眼鏡でアンドロメダ銀河(M31)を見てみよう
北
北極星
夏の大三角形
カシオペア座
東
アンドロメダ銀河
西
25000光年
ペガスス座
東大木曽観測所シュミット望遠鏡で撮影
すばる望遠鏡で撮影
Large/Small Magellanic Clouds: LMC/SMC
SMC: (m-M)0=18.92±0.14; D=68 kpc
Storm et al. 2011, A&A, 534, 95
LMC: (m-M)0=18.45±0.04; D=50 kpc
ハッブル定数（宇宙の距離
尺度）決定の里程標
(Mould et al. 2000, ApJ, 529, 786；；Freedman & Madore 2010, ARA&A, 48, 673 )
星生成活動が活発な不規則（矮小）銀河
銀河系より金属量が少ない [Fe/H] ~ -0.5 - -1.0
金属量の違いの効果の研究対象に好適
大マゼラン雲
UK Schmidt 望遠鏡による写真
Hα線 （熱いガスがよく見える）
可視光
復習 (2.7)
SN1987Aの出現
after
before
4.2 局所銀河群 (The Local Group)
局所銀河群の構造
M31-subgroup
矮小銀河
(dwarf
galaxies)
MW-subgroup
Ultra Faint Dwarf (UFD)
2005年以降SDSS等で
見つかった極めて暗い
矮小銀河 (green symbols)
1 Mpc sphere
MW-subgroup
渦巻銀河（銀河系とM31)とそ
れを取り巻く矮小銀河からな
る二つのサブグループ
図は岡本桜子博士論文 2010 年 東京大学より
0.25 Mpc sphere
LGメンバー銀河のサイズ比較
M33
SMC
LMC
N 6822
N 185
N 147
M31
Carina
N 205
M32
Fornax
銀河系
van den Bergh, “The Galaxies of the Local Group” (Cambridge Univ. Press, 2000)
Local Group: 銀河進化の実験室
HSTやSubaruなど8m級望遠鏡
メンバー銀河中の個々の星の
撮像・分光観測
星生成の歴史、金属量
HSTのデータの集大成は、
Holtzman et al. 2006, ApJS, 166, 534
を参照。
Ikuta et al. 2003, Ap&Space Sci., 284, 589
NGC 6822 の Latent Star Formation
Komiyama et al. 2003, Ap.J., 590, L17
HI gas
赤い星（年齢の古い星）
60’
MB
青い星（若い星）
B-R
矮小銀河 Leo II の星形成史
Komiyama et al. 2007, AJ, 134, 835
27’
約80億年昔に銀河全体で星生成活動が銀河全体で起きたが、次第に
外側から終息して40億年昔には中心領域以外では止んだ。
M31 HaloのSubstructures中の星の種族
Ferguson et al. 2005, Ap.J. 622, L109-L112
HST ACSによる観測
CM図
Age and/or metallicity が視野ごとに異なる
ハローはsatellite galaxies を飲み込んで成長
すばる望遠鏡による重元素量の観測
Tanaka et al. 2010, ApJ, 708, 1168
NW side
Mean metallicity
色ー等級図と理論 isochrone の比較から重元素量を推定
NW side
SE side
No metallicity gradient
矮小銀河は銀河のbuilding blockか？
構成する星のmetallicity分布が銀河系
ハローの星の分布と異なる
矮小銀河から銀河系の
ハローは作れない
銀河系ハロー
Helmi et al. 2006, ApJ, 651, L121
(UFD)
Ultra Faint Dwarf (UFD)
2005年以降SDSS等で
見つかった極めて暗い
矮小銀河
UFD のmetallicity 分布
は銀河系ハローと同じ
Kirby et al. 2008, ApJ, 685, L43
UFD
Local Group の Kinematics: Magellanic Stream
LMC/SMCと銀河系の
相互作用の結果
高速度雲
a long filament of H I extends from the
region between the Magellanic Clouds
down to the south galactic pole
LMC
SMC
Local Group の 形成モデルの例
Sawa and Fujimoto 2005, PASJ, 57, 429
LG members の天球上の分布
（ほぼ円盤状の分布）
(a) 約100億年前に原始銀河系と原始M31が近接
遭遇して、ハローガスの衝突で矮小銀河が誕生
(b) 約50億年前、宇宙膨張と共に両者は離れて行く
(c) その後LG領域は宇宙膨張から切り離されて、
現在、両者は接近中
約50-30億年後にM31と銀河系が近接遭遇する
Newly born dwarfs
Gas-rich
protogalaxies
12-10 Gyr ago
8 Gyr ago
present
M31の固有運動
(μl, μb) (mas/y) =
(38±16, -49±5)
近い将来の高精度位置天
文衛星の観測で検証可能
Local Group Centroid
（銀河の視線速度を測る基準点）
Local Groupが全体として静止
して見えるような速度基準
vLSR = 300 km/s; l = 105, b = -8
Yahil et al. 1977, ApJ, 217, 903
LG centoroidに準拠
するための補正値
（IAU採択値 1976年）
これを求める
Local GroupについてのよいReview： S. van den Bergh 1999, Astr. Ap. Review, 9, 273
Local Group 全体の運動
LGは宇宙マイクロ波背景放射（静止系）に対して、
銀経 277±2°, 銀緯 30±2°の方向に
622±20 km/s の速度で運動している。
CMB dipoleの観
測データに、LG
centoroidに対す
る太陽運動の補
正を行ったもの
銀河の大規模な特異運動
(bulk motion)
Pioneering work by Rubin et al.
1976, AJ, 81, 719
Sc I 型の渦巻銀河を用いた（右図；岡村
「科学」岩波書店、59巻、4号、1989）
紆余曲折
CMB dipoleの観測
COBE: Smoot et al. 1991, ApJ, 371, L1
3.346±0.017 mK
(l=263.85±0.1, b=48.25±0.04)
WMAP: Benett et al. 2003, ApJS, 148, 1
3.353±0.024 mK
(l=264.26±0.33, b=48.22±0.13)
Q(7.3mm), V(4.9mm), W(3.2mm)バンド
の合成。上はdipole込み、下はダイポール
成分を引いたもの(Benett et al. 2003,
ApJS, 148, 1)
4.3 おとめ座銀河団 (The Virgo Cluster)
おとめ座銀河団 (Virgo Cluster of Galaxies)
歴史的な文献などは
右の論文を参照
‘Structure of the Virgo Cluster of Galaxies’,
de Vaucouleurs, G. 1961, ApJS, 6, 213
満月
M87(NGC4486)
1°(60’)
http://park11.wakwak.com/~wbs/exhibit/2.html
我々に最も近い銀河団
・距離 約18Mpc
・不規則型
・渦巻き銀河が多い
Las Campanas Survey (1979 - 86)
Studies of the Virgo Cluster by
Sandage, Tammann, Binggeli +
2.5m Irene du Pont Telescope
Cassegrain focus F/7.5
Scale 10.9”/mm
(= Palomar 5m望遠鏡のScale)
視野 1.5°四方
50 cm四方の大型写真乾板
修正リッチー・クレティアン光学系
（主鏡、副鏡共に双曲面に近い非
球面）で、極めて広い視野を実現
後のSDSS 2.5m望遠鏡の手本
Las Campanas Redshift
Survey (LCRS)でも活躍
Studies of the Virgo Cluster
論文 I: AJ, 89, 64, 1984
…..
論文VI: AJ, 94, 251, 1987
視野 1.5°四方 （50cm乾板）
写真乾板67枚（103aO乳剤）
露出時間 45-75分
Catalog of 2096 galaxies
down to B~18 mag.
(VCC: Virgo Cluster Catalog)
All 2096 galaxies
1277 certain members
574 possible members
245 background galaxies
1277 members only
局部銀河群以外の
矮小銀河の研究
dwarf galaxiesは
普遍的な存在
巨大銀河
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
矮小銀河
Virgo Cluster は宇宙の距離決定の里程標
天球上の分布
タリー・フィッシャー関係
で求めた距離
(LMCの次のステップ)
Coma
Cluster
距離推定に大
きなばらつきが
あったが、それ
はこの銀河団
が葉巻型をし
ていることが原
因だった！
Virgo
Cluster
Virgo Cluster は 葉巻形
Yasuda et al. 1997, ApJS, 108, 417
銀河系
Leo Group
Virgo Infall
銀河の大規模な特異運動
(bulk motion)
Aaronson et al. 1982, ApJ, 258, 64
Infall velocity = 200 – 400 km/s at Local Group
方向はCMBに対する運動方向と違っている
The Next Generation Virgo Cluster Survey
https://www.astrosci.ca/NGVS/The_Next_Generation_Virgo_Cluster_Survey/Home.html
771-hour (140-night) CFHT program
(2009A-2012A semesters)
歴史的なLas Campanas Surveyから約30年
P.I. Laura Ferrarese
Las Campanas Survey とほぼ同じ領域
を CFHT/MegaPrime でカバーする
45 scientists at 23 institutions in
Canada, France, Hawaii, US, UK, Italy,
China and Chile.
SURVEY AREA
104 square degrees
(104 MegaPrime FOV)
EXPOSURE TIMES (PER FIELD)
u* = 6400 s (1.77 h)
g’ = 3200 s (0.88 h)
r’ = 4800 s (1.33 h)
i’ = 2050 s (0.57 h)
z ’= 4400 s (1.22 h)
2011/6 の ESO Workshopでは初期成果がた
くさん発表されたが、2011/10 現在、論文はま
だほとんど出ていない。乞うご期待。
4.4 赤方偏移と赤方偏移空間
（今後の理解のための準備）
赤方偏移と青方偏移
赤方偏移の定義
復習 (1.4)
ハッブルの法則
復習 (1.4)
(1)宇宙のどの方向を見ても、
(2) 遠方の銀河ほど速い速度
で我々から遠ざかり、
(3) その遠ざかる速さ（後退
速度）は銀河の距離に比例
する。
宇宙が一様等方的に
膨張している
(km/s/Mpc)
後退速度は距離の指標
v = H0 r （ハッブルの法則）
r = v / H0 ~ cz / H0 (z<<1)
H0
h=
：無次元ハッブル定数
100 (km/s/Mpc)
v = 1,000 km/s
r = 10 h-1 Mpc
v = 30,000 km/s
r = 300h-1 Mpc
赤方偏移空間
(Redshift Space)
Redshift Space は歪んでいる
peculiar velocity
random velocity
～< 200 km/s (field)
Vobs = VH + Vpec
= H0 r + VB + VR
Hubble velocity
(recession velocity)
距離に比例
平均するとゼロ
(cf. finger of God)
bulk velocity
～>600 km/s
（例：Virgo Infall）
銀河の大規模な特異運動
(bulk motion)
4.5 局所超銀河団
(The Local Supercluster)
岡村 1999, 「銀河系と銀河宇宙」
Local Supercluster の 三次元構造
半径 30h-1 Mpc
±40 h-1 Mpc
2175 galaxies from NBG catalog
Tully 1982, ApJ, 257, 389
8457 galaxies from Optical Redshift Survey
+
5313 galaxies from IRAS 1.2 Jy Survey
LSC galaxies の spin軸の向きの統計
Orientation of Galaxies in the Local Supercluster: A Review
F.X. Hu, G.X. Wu, G.X. Song, Q.R. Yuan, S. Okamura 2006,
Ap&Space Science, 302, 43
・銀河面が超銀河団の赤道面に並行になる傾向有り。
・Virgo Clusterの銀河のspin 軸はVirgo Cluster中心を向く傾向がある。
4.6 銀河の特異速度と宇宙の質量分布
銀河の特異速度と密度分布の関係
Ω0 を観測から決める手法
の一つ（力学テスト）
観測が困難（距離を知る必要あり）
ダークマターの影響は分からない
バイアス b
多数の銀河の距離を正確に測る必要がある。
Vp = Vobs - VH = Vobs - H0 r
特異速度場研究の全盛期 （1986-1996 ）
vobs = vH + vp
Vp = Vobs - VH = Vobs - H0 r
= H0 r + vB + vR
距離
特異速度は銀河の距離が決まらないと求まらない
・ 遠方まで届く新しい距離決定技術
- 近赤外タリー・フィッシャー関係（渦巻銀河）
Aaronson et al. 1986, ApJ, 302, 536
- Dn – σ関係（楕円銀河）
Dressler et al. 1987, ApJ, 313, 42
・ 近赤外線および可視光による大規模な赤方偏移サーベイ
MARK III Catalog of Galaxy Peculiar Velocities
Willick et al. 1997, ApJS, 109, 333
銀河の空間分布
密度分布
（バイアス込み）
Bulk Motion of LSC
Aaronson et al. 1986, ApJ, 302, 536
近赤外タリー・フィッシャー関係（5章）で10個の近
傍の銀河団の距離を決定
LSC
Virgo Infall
Hydra-Centaurus
ClusterがLSCを
引き寄せている。
CMBに対する
LGの運動
The Great Attractor
Lynden-Bell et al. 1988, ApJ, 326, 19 (seven Samurai)
Dn-σ関係（5章）から距離を決定
(l=307, b=9)の方向で、4350±350 km/s の
位置に5x1016 Msunの巨大引力源がある
Virgo
Great Attractor
Zone of Avoidance
Hydra
Centaurus
超銀河面から45°以内の銀河
の静止系に対する特異速度
近赤外線による銀河サーベイ：IRAS galaxies
IRAS銀河の3次元分布（左）から予測された超銀河団の赤道面近くの銀河の特異速度
分布（右）(Huchra 1990, ASPC, 4, 257)
銀河の正確な距離
決定にとっても必要
LSC とその周辺の mass model と velocity field の研究
Strauss & Willick 1995, Physics Report, 261, 271-434
(Peculiar Velocity Field 研究の 膨大な review: 164 pages)
Coma Cluster
Great Attractor
Virgo Cluster
Pices-Perseus
Cluster
Sculptor Void
Cetus wall
超銀河団赤道面でのIRAS銀河の密度
Ω0 は決まったか？
β = Ω00.6/b = 0.6 ± 0.1
(b=1/σ8)
CMB静止系での特異速度場
今一つ精度が出ない
(バイアスの不定性）
0.2 < Ω0 < 0.8
4.7 宇宙の大規模構造
超銀河団（大規模構造）の最初の兆候
(First hint of large-scale structure of the universe)
Gregory & Thompson 1978, ApJ, 222, 784
Bootes Void
最初に発見されたVoid
立体視図
Kirshner et al. 1987, ApJ, 314, 493
south
north
Picket Fence
(Pencil Beam Survey)
周期構造??
Our Galaxy
~2000h-1Mpc
Broadhurst et al. 1990, Nature, 343, 726
CfA Survey
(Wide Survey)
150 h-1 Mpc
半径 150h-1 Mpc
半径 150h-1 Mpc
大規模構造はどの
スケールまで広がっ
ているか？
1980-2000 の大規模
銀河サーベイの駆動力
半径 200h-1 Mpc
半径 150h-1 Mpc
岡村 1999, 「銀河系と銀河宇宙」
宇宙大規模構造（泡構造）
赤方偏移サーベイ
(Redshift Survey)
CfA2サーベイ
宇宙の泡構造
CfA: Harvard-Smithsonian Center
for Astrophysics
宇宙のスライス
Wedge Diagram
なぜ泡構造？
Geller, Huchra, de Lapparent 1986,
IAU Symp., 124, 301.
2dF Galaxy Redshift Survey (2dFGRS)
http://magnum.anu.edu.au/~TDFgg/
http://msowww.anu.edu.au/2dFGRS/
Completed in 2001
Final Data Release - 30 June 2003
～220,000 galaxies
スローン・デジタル・スカイサーベイ
(Sloan Digital Sky Survey: SDSS)
http://www.sdss.org/
http://skyserver.sdss.org/
public/en/
この領域の銀河（と星）を探査
http://skyserver.sdss.org/edr/jp/
銀河系
太陽系の位置
6章で少し詳しく述べる
-1 Mpc)
半径
z=0.21
(~600h
銀河からなる宇宙
（東京大学三橋賢司氏による）
rotation
宇宙の大規模構造
・ 超銀河団
- 複数個の銀河団や銀河群が連なって作る構造
（サイズは30Mpc程度以上）
- 横断時間は宇宙年齢を超え、 形状は不規則である
- 力学的緩和が進んでおらず宇宙初期の情報を含む
- パーコレーション法などによる超銀河団のカタログ
・ ボイド
- 銀河のほとんど存在しない領域
- 超銀河団と同じ程度のスケールを持つ
・ フィラメント
超銀河団、ボイド、フィラメントが織りなす
宇宙の大規模構造
Field vs Clusters (~1970’s)