星生成史に従ってモデル計算した矮小不規則銀河の化学進化
第２回銀河進化研究会 ＠名古屋大学(2015/6/4)
本間 英智、 村山 卓 （東北大学）
小林 正和、 谷口 義明 （愛媛大学）

矮小銀河の進化過程• 星質量： 109 M⦿
• 近傍 に分布するため、星に分解して詳細な観測が可能➡ 銀河進化研究の実験室

dIrr(IC1613)• 矮小不規則銀河 (dIrr) ;ガスが豊富で、現在も星生成中• 矮小楕円体銀河 (dSph) ;ガスが無く、星生成活動も無い➡ 両者の違いは何から生じているのか？
星生成史と化学進化史から、進化の過程を明らかにしたい	

dSph(Leo I)

矮小銀河の星生成史と金属量分布• 色等級図 ̶> 星生成史 (SFH)• 分光観測 ̶> 金属量分布 (MDF)}	

それぞれをモデル計算により説明する研究は多数ある

しかし、ほとんどのモデルではSFH と MDF を同時に説明してはいない
SFH
色等級図のモデル解析(de Boer+12,A&A, 539, 103)

MDF のモデル解析(Kirby+11,ApJ, 727, 79)~10 Gyr~ 1 Gyr

MDF

SFH と MDF を同時に説明する化学進化モデル• Homma+15, ApJ, 799, 230 の化学進化モデル (2014年 銀河進化研究会)① Input② Output

色等級図から推定した SFH

モデルから計算したMDF ③ 比較観測されたMDF&モデルパラメータ④ 観測された MDF を最もよく再現するモデルを探す

例：Sculptor dSph

➡ 4 つの dSph の SFH と MDF を同時に説明できるモデルを提案

dIrr の化学進化を調べる意義• dSph のモデル解析で得た結果；– 大量のガス流出と流入 (星生成率の 10 ‒ 100 倍) が起きている– 銀河で合成された重元素の 90% 以上が流出

dSph では、これらを観測的に調べることができない➡ dIrr では、現在起きている星生成や化学進化が見える➡ dIrr についても、SFH に従った化学進化を調べる
dSph

dIrr

ガスの有無

現在は無い

現在も有る

星と星間ガスの金属量を測定できる

星生成活動

現在は無い

現在も有る

星生成が星間ガスに及ぼす影響が見えるサンプル dIrr
• dSph と同じ化学進化モデルで、dIrr を調べる
➡ 観測から SFH と MDF が得られている dIrr が対象• 化学進化を評価した dIrrdIrr	  SFH	  MDF	  IC	  1613	  Skillman+14,	  ApJ,	  786,	  44	  NGC	  6822	  McQuinn+10,	  ApJ,	  721,	  297	   Kirby+13,	  ApJ,	  779,	  102	  Pegasus	  Aparicio	  99,	  IAUS,	  192,	  304	  Kirby+13,	  ApJ,	  779,	  102	  Kirby+13,	  ApJ,	  779,	  102	  化学進化モデル• 矮小銀河における化学進化は、図のように考える

流出ガスの金属量は	星間ガスと同じ	

銀河間ガス	ガス(金属)流出	

ガス流入	

流入するガスは	金属を含まない	

銀河	
ガス(金属)
供給	
ガスは瞬間的に	星間ガスと混合する	

星間ガス	

星生成	
色等級図から推定した SFH に従う	星	モデルで用いた仮定• 星生成率は、ガス質量に比例する(	  α=1	  )	  • ガス流出率は、超新星の数に比例する• Ia 型超新星は、遅延時間分布に従って発生する(Maoz+10, ApJ, 722, 1879)	

• ガス流入率は、消費したガスを補い、SFH を満たすように与える観測データとの比較方法• 星の金属量とモデルとの likelihood を計算するモデルの金属量	

観測データがとる正規分布	  MDF	  の重み付け	➡ Likelihood の値が最も大きいモデルを、最適解とする• モデルパラメータの範囲– 星生成効率（A*）： 10-3 ­ 10 ( / Gyr)
– ガス流出係数（Aout）： 102 ­ 105 (M⦿ / SN)

モデルの計算結果：SFH、MDF
2025IC 1613

1520(Skillman+14)

15550300NGC 6822
(McQuinn+10)20
1000.80.60.4

Pegasus0.2(Aparicio 99)

0

Kirby+13
best-fit model

10NumberSFR (106 Mo• Gyr-1)

10IC 1613

14

1210864

Look back time (Gyr)2030

NGC 6822

20100121086420

Pegasus-3.0-2.0-1.00.0[Fe/H]Ø IC 1613、Pegasus：SFH と MDF を同時に説明できたØ NGC 6822：金属量の大きい星を過大評価している

モデルの計算結果：ガスの流入出率
Flow rate

Flow rate / SFR

3000
10001000

IC 1613

outflowinfall

100
10Flow rate (106 Mo• Gyr-1)

300
100

Flow rate / SFR

130100NGC 6822

1010.1

100

Pegasus

0.1
100

NGC 6822

1010.1
10030

Pegasus1010131IC 1613

141210864

Look Back Time (Gyr)200.1
14121086420

Look back time (Gyr)Ø 大量のガスが流出し、同程度のガスが流入しているØ ガスの流出率は、星生成率の約 10 倍である (右図)

考察：矮小銀河のガスの流出• SFH と MDF を同時に説明する化学進化モデルを作成➡ ４つの dSph と、３つの dIrr の化学進化を評価➡ dSph、dIrr ともに、大量のガスの流出を予想(星生成率の約 10 - 100 倍)• 大量のガス流出は、超新星フィードバックで説明可能– 流出するガスのエネルギーが、超新星のエネルギーに等しいと仮定– 矮小銀河の脱出速度：~ 30 km/s➡ 星生成率あたりのガス流出率；

dIrr の outﬂow の観測p サンプル dIrr の X 線、Hα、HI の観測➡顕著な outﬂow は報告されていないp outﬂow が見られるスターバースト dIrr での観測
➡ガス流出率は、星生成率と同程度(NGC 1569；Martin+02, ApJ, 574, 663)

➡ 実際の矮小銀河では、大量にガスが流出してはいないü なぜ化学進化モデルでは、大量のガス流出を予言するのか­ モデルの結果は、矮小銀河の金属量によって決まる­ ガスの流出とともに、矮小銀河から重元素が流出する➡ モデルの結果は、ガスではなく重元素の流出が本質的

重元素の流出• 化学進化モデルで捨てた、重元素の割合
合成量	  (M⦿)	  喪失量	  (M⦿)	  Fornax	  6.39	  ×	  105	  6.03	  ×	  105	  (94%)	  Sculptor	  1.71	  ×	  105	  1.69	  ×	  105	  (99%)	  Leo	  II	  1.17	  ×	  104	  1.15	  ×	  104	  (99%)	  Sextans	  4.30	  ×	  104	  4.27	  ×	  104	  (99%)	  IC	  1613	  2.82	  ×	  106	  2.42	  ×	  106	  (86%)	  NGC	  6822	  5.69	  ×	  105	  5.15	  ×	  105	  (90%)	  Pegasus	  1.87	  ×	  105	  1.53	  ×	  105	  (82%)	  dIrr	  dSph	  矮小銀河	  ➡ 矮小銀河の SFH と MDF を同時に説明するためには、合成した重元素のうち 80% 以上を捨てる必要がある

重元素の流出の仕方p NGC 1569 での outﬂow の観測；
– 流出するガスの金属量は、星間ガスの金属量より大きい➡ 重元素は、選択的に流出しているp 矮小銀河の流体シミュレーション；• 超新星ガスの 20% 程度しか、星生成領域に留まらない(Marcolini+06, MNRAS, 371, 643)

• 超新星エネルギーのうち、3 ‒ 5% しか星間ガスに渡らない(Revaz & Jablonka 12, A&A, 538, 82)➡ 超新星ガスの一部しか、星間ガスと混合しない

化学進化モデルでの重元素の流出• 星間ガスと混合する超新星ガスの割合を、εとする
銀河間ガス	ガス(金属)流出	

ガス流入	

銀河	
超新星ガスの一部(ε) が供給される

残りの超新星ガス(1-ε) は流出するガス(金属)
供給	

星間ガス	

星	星生成	選択的な重元素の流出
MDF

Outflow

60
4020

Fornax100

Kirby+11
model (¡ = 1.0)
model (¡ = 0.3)
model (¡ = 0.2)
model (¡ = 0.1)

30-180

Outflow rate (10 Mo• Gyr )100

6Number

Sculptor

40
30
20
10020300

FornaxIC 1613

30

10

10

3.00.3
100
30
103.0
1.0
0.3
0.1

3.0
1.00.3
100
30
103.0
1.0
0.30.1

Sculptor

IC 1613

300

30

30

5

10

10

3.0
-3.0

-2.0

[Fe/H]-1.00.0

IC 1613100

100Sculptor

300

10015Fornax

100

1.0050Inflow

300

Inflow rate (106 Mo• Gyr-1)

1203.0141210864Look Back Time (Gyr)2014121086420

Look Back Time (Gyr)• 超新星ガスの混合率 (ε) を、1.0 (赤線) より小さい値で計算➡️ このとき MDF を説明しつつ、ガス流入出率を抑えることができる➡️ 重元素の選択的な流出が、SFH、MDF、ガス流出率の説明には必要

まとめ• 矮小銀河で観測された SFH と MDF を同時に説明するために、SFH を基にした化学進化モデルを作成した• ３つの dIrr に対し、化学進化モデルで解析を行った• ２つの dIrr について、SFH と MDF を同時に説明した• (dSph と同様に) dIrr でも、合成した重元素の大部分が流出• dIrr で観測される SFH、MDF、ガス流出率を同時に説明する
ためには、重元素の選択的な流出が必要である

今後の研究• 重元素の流出過程を調べる研究– 矮小銀河では重力ポテンシャルが浅いため、超新星フィードバックの影響が銀河進化に顕著に現れる。矮小銀河での重元素の流出過程を調べ、超新星が星間ガスと金属量に、どのように寄与するか調べる。
1. 化学進化モデルによるアプローチ；• 観測されるガス流出率と、超新星ガスの混合率との関係を調べる
2. 矮小銀河の観測によるアプローチ；• dIrr での outﬂow の金属量や元素組成を測定することで、超新星から出たガスが outﬂow にどれだけ含まれているか調べる• 重元素が dIrr の周囲に広がっていることが期待されるため、背景QSO を用いて dIrr 周囲の金属量 (と元素組成) を測定する