Transcript Collision tomography: physical properties of possible

Collision tomography:
physical properties of
possible progenitors for
the Andromeda stellar stream
三木洋平（筑波大学 ）
森正夫（筑波大学）
R. Michael Rich (UCLA)
Contents
• Introduction
• アンドロメダ・ストリーム
• N体シミュレーションの
結果・解析
• 議論
• まとめ
アンドロメダ銀河 （M31）
http://www.ccs.tsukuba.ac.jp/Astro/Memb
ers/mmori/M31/M31-j.html より転載
マゴリアン関係
SMBHの質量[M]
Marconi & Hunt 2003
109
107
109
1012
バルジの質量 [M]
• 銀河の中心領域に
は106-1010 M 程度
の超巨大ブラック
ホール（SMBH）が存
在
• MBH ～ 0.002Mbulge
• SMBHの形成・成長
過程はまだよく分
かっていない
階層的構造形成
• CDMモデルの下
では、小さい構造
が先にでき、衝
突・合体を繰り返
して銀河が成長
• 銀河中心のBHも
合体すれば、
MBH ∝ Mbulge
が成り立つ
BH連星の合体に関する理論
• 等質量のBH連星は宇宙年齢以内に合体でき
ない（Begelman et al. 1980）
– 周囲の星に角運動量を輸送して軌道を縮める
– BH連星の周囲から星がいなくなる
– 軌道進化のtime scaleは緩和時間（>>宇宙年齢）
• 非等質量のBH連星（岩澤さん講演）、 BHが多
数いる場合（谷川さん講演）、3軸不等ポテン
シャルなどが考えられている
非等質量BH連星の離心率進化
• Matsubayashi et al. 2007
1-離心率
軌道長半径
– 質量比 1:1000
– 軌道長の進化が止まっても、離心率が大きくなれる
0.01
アンドロメダ･ストリーム
• アンドロメダ銀河（M31）周辺の詳細な観測によ イーストシェル
り、ストリームやシェルといった構造が見つかっ
ている（Ibata et al. 2001, 2007 etc.）
ウェストシェル
• ストリームの視線速度が測定されている（Ibata
et al. 2004; Chapman et al. 2006 etc.）
• ストリームは、M31の中心から 150 kpc 以上にわ
たって延びている
(McConnachie et al. 2003)
• 銀河中心から遠方でのDMの質量分布を探る手
がかりになる
• N体シミュレーションを用いた先行研究
(Fardal et al.2007; Mori & Rich 2008)
• 1 Gyr 前にM31に衝突した矮小銀河の残骸
• 矮小銀河の軌道、質量は調べられた
• 空間構造はよく再現されている
• ストリームの速度構造についてはあまり調
アンドロメダ・ストリーム
べられていない
McConnachie et al. 2009
ストリームの速度構造（観測）
• Trethewey et al. (in prep.)
http://www.ari.uni-heidelberg.de/meetings/
milkyway2009/talks/posters.html
• M31周辺のRGB星の分光
観測データを用いてスト
リームの速度構造を解析
Radial velocity [ km s-1]
Radial velocity [ km s-1]
Trethewey et al. (in prep.)の結果
Projected radius [kpc]
N体シミュレーションの概要
• 矮小銀河モデル
– King sphere （M、rt、cがパラメータ）
– 65536体、全246パラメータセットのパラメータサーベイ
• M31モデル
– Fix potential を仮定
– 先行研究（Fardal et al. 2007）と同じモデル
Hernquist バルジ、Exponential disk、 NFW ハロー
• 矮小銀河の軌道
– 先行研究（Fardal et al. 2007; Mori & Rich 2008）と同じ
• FIRST（筑波大CCS）を用いて計算
構造の形成過程
Results of Simulations
Data from Irwin+2005
50 kpc
矮小銀河の軌道を変えた場合
• 青が今までの
軌道、赤が変
化させた軌道
50 kpc
• 多少軌道を変
化させても、
空間構造は
あまり変化し
ない
Radial velocity [ km s-1]
ストリームの速度構造の解析
Fardal らの軌道
変化させた軌道
Projected radius [kpc]
• Ibata et al. 04;
Guhathakurta et al. 06;
Trethewey in prep.
• 観測をよく再現できた
– M31ハローの密度分布
が遠方で∝r -3 となって
いることを示唆
– 宇宙論的シミュレーショ
ンから示唆されるDMハ
ローの密度分布がM31
で成り立っていることを
示唆
議論: 現在のBHの位置
• ～109 M の矮小銀河
– 105-6 M程度のBHが銀河中心
に存在
– BHは常にprogenitorのコアに
付随すると仮定
• 銀河ハロー内にBHが漂ってい
る！？
• BHの運動を正しく追いかける
ためには
– BH粒子をおいた計算
– M31のディスクを粒子で表現し
た計算
progenitorのコア
50 kpc
まとめ
• ストリーム・シェルなどの空間構造をうまく再
現した
– 矮小銀河のポテンシャル・エネルギーが重要
• ストリームの速度構造についてもよく再現して
いる
– 宇宙論的シミュレーションから示唆される密度分
布がM31のハローで成り立っていることを示唆
• M31ハロー内に105-6 M程度のBHが漂って
いる可能性がある