アンドロメダ銀河に衝突した矮小銀河の性質*1

桐原 崇亘 (D2)*1
*1
*2
共同研究者： 三木 洋平, 森 正夫, 川口 俊宏*1:筑波大学 *2:札幌医科大学
１．背景
２．ストリーム非対称形状の紹介
３．矮小円盤銀河モデルへの拡張
４．数値シミュレーションの結果
５．まとめ・展望M31周辺の星密度1.1 背景 M31のハロー領域に巨大な構造→銀河衝突の痕跡（Ibata et al. 2001, McConnachie et al. 2009）

East シェルアンドロメダストリーム（GSS, ～120kpc）
東西のシェル状分布（～30kpc）
West シェル→約1Gyr前に衝突した矮小銀河の残骸（N体シミュレーションによる研究） この矮小銀河の質量やサイズ、衝突した軌道が調べられている。（球対称を仮定）(Fardal et al. 2007, Mori & Rich 2008, Miki et al. 2014)

Morphology についてはよく分かっていない

アンドロメダ銀河(M31)
McConnachie et al. (2009)

アンドロメダストリーム

 M31円盤上での星形成の誘発等への影響

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1.2 M31周辺銀河の形態(MW, MW satelliteを除く)

GSSの母矮小銀河
M*≳ 1x10 8 M ⦿
Font et al. (2006)
Dynamical massで、M≦5x 109 M ⦿Mori & Rich (2008)
データはMcConnachie (2012)より

・M31中心から数10kpcでは低質量dSphが主・108程度の銀河はdE, dIrrが主3

2. アンドロメダストリーム(GSS)の非対称形状
球対称矮小銀河モデルでのシミュレーション結果例壊された矮小銀河の分布
Kirihara et al. (2014)

矮小銀河：Plummer model
約25万体で表現（軌道はFardal et al. (2007)）

M31はfixed potentialを仮定（DMH: NFW model,Exponential disk,Hernquist bulge）

M31周辺の観測 Irwin et al. (2005)
スターカウントマップを元に作成

M31中心からの方位角ごとのGSSのRGB星分布（観測, シミュレーション）
観測では東側は密度変化が急
西側は密度変化が緩やか

青矢印 から南方向に取った方位角

42. アンドロメダストリーム(GSS)の非対称形状
球対称矮小銀河モデルでのシミュレーション結果例壊された矮小銀河の分布
Kirihara et al. (2014)

矮小銀河：Plummer model
約25万体で表現（軌道はFardal et al. (2007)）

M31はfixed potentialを仮定（DMH: NFW model,Exponential disk,Hernquist bulge）

従来の球対称モデルでは説明できていない→母矮小銀河は球状の銀河ではなく円盤銀河か？
M31周辺の観測
Irwin et al. (2005)
M31中心からの方位角ごとのGSSのRGB星分布
スターカウントマップを元に作成

ブレイク（観測, シミュレーション）
観測では東側は密度変化が急
西側は密度変化が緩やか

東側のブレイクを作る

青矢印 から南方向に取った方位角5白：M31 disk
赤：矮小銀河

3.1 時間発展の様子
900Myr前

300Myr前

730Myr前

現在

50kpc

S2PLOT
銀河進化研究会2015 @名古屋

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白：M31 disk
赤：矮小銀河

3.1 時間発展の様子
900Myr前

730Myr前Martin et al. (2013)
PAndASデータより
300Myr前

現在

50kpc

S2PLOT
銀河進化研究会2015 @名古屋

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3.2 矮小円盤銀河モデルの計算結果例
Thick disk モデルの一例

GSSの方位角分布（シミュレーション, 観測）東側は密度変化が急で、西側は密度変化が緩やかな非対称性が見られている
ブレイクの再現に成功

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3.3 今回の数値実験のパラメータ・ M31はfixed potential
Hernquist bulge, Exponential disk, DMHaloはNFW model を仮定

・ 調査したパラメータ空間
円盤のScale height (thin-thick-hot)
円盤の回転速度 (9 model of thick disk)
それぞれのモデルに対し, 矮小銀河円盤の回転軸を初期に θ, Φだけ傾ける（合計 約2000model）
モデル：Dwarf
spin axis

ダークマター 4× 109 M⦿
円盤
7× 108 M⦿
バルジ 3×108 M⦿

Zd : 円盤のscale height (軸比)薄い Zd=0.13kpc (0.08)
Zd=0.52kpc (0.30)
厚い Zd=1.11kpc (0.65)(scale length =1.11kpc)

約20万体（うち星粒子約5万体）
Kuijken & Dubinski 1995, Widrow et al. 2003 を使用
orbitはFardal et al. (2007)を採用
重力計算部分：Tree法（θ＝0.6）
計算機：T2K-Tsukuba, HA-PACS, COMA

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4.1 定量的解析の方法
観測データとシミュレーション結果との間で、Exponential関数で各距離の成分をフィッティング

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4.2 GSSの方向とブレイク幅の両方が合う領域
thin disk

thick disk

hot disk

GSSの方向東側()

ブレ
イ
クの幅
線：1, 2, and 3 σ confidence level① GSSの方向は, 観測を再現するパラメータ領域を厳しく制限② よく再現する領域がシフトする原因は回転速度の大きさ③ GSSの方向とブレイク幅の両方を説明できる領域が存在④ ブレイク幅は, 円盤の厚さにかかわらず特徴的な振舞い

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4.3 円盤の初期回転軸の向きとブレイク幅との関係
観測系での, 矮小銀河円盤の初期回転方向
視線方向と, 円盤の角運動量の方向との内積
Dwarf
spin axis

反時計回り(face-on)の場合

時
計回り
反時
計回
り

銀河進化研究会2015 @名古屋
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ブレイクの再現には, M31中心の東を反時計回りの成分の通過が重要4.4 円盤の初期回転軸の向きとブレイク幅との関係
観測系での, 矮小銀河円盤の初期回転方向視線方向と, 円盤の角運動量の方向との内積
Dwarf
spin axis

時
計回
り
反時
計回
り

thin disk

thick disk

hot disk※円盤の厚さにかかわらずブレイク構造を再現 →回転が重要

4.5 矮小銀河に付随するダークマター成分の時間進化
星成分

DM成分

ダークマター成分は星成分に対して広範囲に広がる
西側のシェルのところで, 両者の位相が揃う
銀河進化研究会2015 @名古屋

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5. まとめ• アンドロメダストリームの非対称構造に対して、矮小円盤銀河とM31との衝突をN体シミュレーションを用いて調べた• 広領域のパラメータサーベイにより、観測で見られる非対称な空間構造（ブレイク）を説明可能なパラメータを確認→円盤を持つような銀河との衝突が起こった可能性を示唆• アンドロメダストリームの起源が円盤銀河(gas rich)であると・・– gas rich mergerによる星形成の誘発の可能性– 衝撃波加熱によるM31中心付近の高温ガスの説明– M31 diskのリング構造との関係– M31周辺の不思議なHIガス分布等について有力な制限を付けられる可能性がある
銀河進化研究会2015 @名古屋

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HI distribution

Diffuse X-ray emission (M31 center)

6.8
kpc

Li et al. (2009)
Lewis et al. (2013)

Ring feature of disk
UV (GALEX)
IRGordonet al. (2006)
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