銀河形成のモデリング長島雅裕（長崎大教育）

銀河形成を理解するとはどういうことだろう?

自己紹介
●

学部・院：阪大宇宙進化(1994.4入院、1999.3修了)►

指導教官：郷田さん(いまJASMINE)●

阪大で教務補佐員(月給10万)(4ヶ月)●

京大基研(湯川奨学生) (8ヶ月)●

天文台理論部(教務補佐員5ヶ月、COE研究員11ヶ月、紳士協定の任期付助手1年8ヶ月、計3年間)●

Durham大でポスドク(1年)●

京大天体核でPD学振(2年)●

2006年4月より長崎大学教育学部●

ポスドク7年で卒業

流動激しい研究室(当時)●

大学院に入ったときの研究室スタッフ
池内さん(1998に名古屋へ)► 郷田さん(1999に天文台へ)► 柴田さん(1998から海外学振、帰国時に駒場へ)►●D取った後の1999.4には一番の古株になっていた!

●

研究テーマ
宇宙の大構造の進化(最初のテーマ)► 銀河形成► 星間ガスの物理(ポスドク以降)►

銀河の位置付け●銀河の典型的なスケール星(～pc) << 銀河(～10kpc) << 宇宙(～Gpc)► 星形成(～Myr)<<銀河回転(～100Myr)<<ハロー(～Gyr)►●

宇宙における構成単位

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星の集団

●

広汎なスケールの物理が複雑に絡む●

第ゼロ近似でスケール分離可能►●

古典的な銀河進化モデル…銀河スケールの雲で星形成率を仮定し、宇宙年齢の間にどれだけ進化するかを調べる

高精度宇宙観測が進んだいま、マルチスケールを意識した銀河形成の理解が必要►

銀河形成の本質的理解

4

銀河形成理論の位置付け
素粒子論
重力理論
宇宙論
宇宙構造形成
力学
熱力学
原子物理学
流体力学
輻射の物理
…

観測データ
宇宙背景輻射Ia型超新星
重力レンズ

銀河形成理論- 銀河形成モデル- 銀河形成シミュレーション

星形成領域
星形成
ガスの物理

流体力学
輻射の物理
非平衡統計力学

高精度銀河観測(QSO/AGN)

原始星

Damped Lyα systems
希薄ガスの電波観測などなど…

5膨張する宇宙

http://map.gsfc.nasa.gov/media/060915/index.html 6

宇宙の大構造形成：標準理論●

宇宙初期(インフレーション期)に、量子揺らぎが引き伸ばされ、古典化。密度揺らぎが生成される。

●

重力不安定性により、密度揺らぎが成長する。

●

重力崩壊(collapse)し、力学平衡に達したダークマ
ター天体を「ダークハロー」と呼ぶ。

密度ρ空間 x7

宇宙の大構造形成：標準理論●

宇宙論・構造形成論の理論・観測の進展►●

Cold Dark Matter (CDM) model

CDM model から導かれる構造形成過程
hierarchical clustering 説► 小さい天体から先に形成► 大きい天体は小さい天体の合体により形成►–►

揺らぎのパワースペクトル

銀河形成も合体成長する
2dF

●

►
●

WMAP

ダークハローの形成史を考える必要がある

CDM構造形成はよくわかっている►

それをベースに銀河形成を議論しよう
8WMAP

Hierarchical Clustering
small scale の揺らぎの振幅が大揺らぎの高い点からハロー形成→biased formationバイアス
High-z では銀河（ハロー）の clustering が強い→ダークマター分布に対する「バイアス」

High-z ではハロー、銀河のクラスタリングが強いCDM宇宙における銀河形成
baryon は dark matter の重力ポテンシャル► (ダークハロー)にほぼ閉じ込められている●
銀河は baryon の一形態(高密度)●
ダークハローの合体形成史の中での銀河形成史を考えなければならない⇒宇宙論からの要請●

銀河は星(+ガス)からなる系●星が出来なければ話にならない⇒如何にして銀河における星形成が進むか?
●●

スケールの違う物理過程が複雑に絡む→銀河形成問題の難しさ★まずは宇宙論的シナリオを確立する

銀河形成への重要なアプローチ●●●

現象論(銀河風モデルなどによる)► 観測データを整理するのに重要(第一段階)
数値流体シミュレーション► ダイナミクスを解ける(と思われている)► しかし、resolution がまだ不十分► resolution稼ぐために小さいbox→長波長の密度揺らぎ無視(角運動量等)► 超新星爆発フィードバック(ガス加熱)等、不定性大► 時間がかかり、パラメータ空間の一部しか調べられない
準解析的モデル► ダークハローの形成史はちゃんと解く► ガス冷却、星形成、フィードバック等はモデルを入れる (実際のところ、粗い数値シミュレーションとそうは違ない)► 高速に解ける、サンプル稼げるダークハローの形成史の構築●

N-body シミュレーション► dark matter のみ→不定性ほぼゼロ●●●●

box size:
粒子数:

L=70 h−1 Mpc
N =512 3

最小ハロー質量(10粒子):

M =3×10 9 M sun

ハローの 1 dynamical time 程度の間隔でスナップショットを取り、ハローを同定►→形成史の構築

Mass function
z=0 での質量関数(重み関数)は Yahagi, Nagashima &Yoshii (2004) による N-body sim. の fitting function を用いる準解析的モデル(νGC)●

フルの数値シミュレー
ションでは、大量の銀河を同時に計算することは不可能。相補的なアプローチを考える。

●

高精度のN体シミュレーション(ダークマターのみ)を実行し、スナップショットを集める。

●

各時刻でハローを同定し、異なる時刻間での関係を調べる。

●

ハローの合体形成史を読み込んで、ガスの進化や星の形成を解く。

N-body snapshots16

★青丸が得られた

本当はここもやりたい(AGN feedback)

SMBH/QSO activity major merger時にガスの一部はSMBHへ

Cooling functions
化学進化も解いている→ hot gas の metallicity も計算されている

1万度まで冷えたら cold gas とする Sutherland & Dopita (1993)
それ以下は、星形成のタイムスケールに繰り込まれていると解釈Cooling functions

thermal brems
metalにほぼ無関係
metalの量に依存Cooling radius hot ∝ r−2log(ρhot)

isothermal, 中心部ではコアがある
次のタイムステップで冷える領域※実際には dynamical time-scale で中心に落ちていっていることに注意

r coolR virlog(r) cool r cool =t life そのタイムステップの間に冷えられる半径

Star Formation & SN Feedback
SFRSF time-scale2

ココロは Ṁ reheat V c ≃  SN E 51 

★原始銀河の形成

merger rate
dynamical friction (Binney & Tremain 1987)

個々の satellite 銀河について評価し、time-step より短ければ中心銀河と合体
collision rate (1/time-scale)Vcirc程度で飛び回っている、rg, vg の銀河の衝突確率

個々の satellite 銀河について評価し、このrateでランダムに他の satellite 銀河と合体（等質量でない場合もやってみたが、LFについては変わりなし）dynamical response
starburst の際には、単にガスが抜けるだけでなく、ガス放出に伴う重力ポテンシャルの変動へのサイズ・速度分散の応答を考慮→dwarf E 形成で重要

r f /r i f / ilog  M final / M initial 

Rapid (instantaneous)removalSlow (adiabatic)
removalM ba rm=M DMrb a rz=r DM

Nagashima & Yoshii (2003)

★星形成史が確定

slab

２０億光年

理論モデルにより得られた分布

１０億光年

赤の濃淡：ダークマター密度
色つき丸：銀河

光度関数
横軸：銀河の等級
縦軸：個数密度

Nagashima et al.(2005)

大質量星は数千万年(ほぼ「一瞬」)で爆発→重元素汚染●

小質量星は寿命が長い

恒星の質量[太陽質量]

●

1 0 0

大半はガスに戻る
一部はブラックホール・中性子星・白色矮星に固定

ブラックホール
超新星爆発(重元素の放出)

1 0

白色矮星
10 .1 6
1 0100万年

1 0 7

1 0 81億年

1 0 9

1 0 10

宇宙年齢(137億年)

赤い⇔青いまずは星から：恒星の寿命

1 0 1130

100億年 恒星の寿命[年]同時に誕生した星の集団の進化●

新たに星が作られなければ、星団は青→赤に変化していく►

球状星団はこれそのもの。楕円銀河も？

◯明るいが少ない、青い大質量星◯暗いが多い、
赤い小質量星●◯大質量星が死ぬ◯徐々に赤くなる◯赤い小質量星ばかり◯一部は赤色巨星に銀河進化を理解する上での大問題：
大質量星と小質量星、どっちがどれくらい多いのか？
- 「初期質量関数(IMF)」…質量と個数の関係-

理論的にはほぼまったくわかっていない●
仕方ないので、太陽近傍から推測する● というわけで、この問題はとりあえず放置!
●31

ガスがある場合●ガスから絶えず星が作られる。

●

新たにできる星の集団には、明るく青い大質量の星が含まれるので、全体も青く見える。
►

渦巻銀河がこれに相当する●

ガスは外部から供給されなければ、徐々に減っていく●→約1-2Gyrで使い果たす→供給が必要(無論どんどん減っているphase32
かもしれないですが)ここまでで言えること●

観測事実：楕円銀河は赤く、渦巻銀河は青い●

観測事実：楕円銀河はガスがなく、渦巻銀河は大量にある●楕円銀河ではずっと以前に星形成が止まった►●

古い星が多い渦巻銀河ではいまも星を作り続けている►(II型)超新星爆発の有無などからも言える⇒星がどのように生まれてきたか(星形成史)が重要⇒渦巻銀河のガスはどのように供給されているのか？
⇒楕円銀河にはなぜガスがないのか？
⇒ガスのある/なしと、「かたち」に関係があるのはな33
ぜ？

楕円銀河
●

古い星が多い⇔新しい星がない

●

ガスがない
⇒早い段階で、ガスを使い果たし、新たなガスの供給がなかった、と考えられる●

宇宙の初期に、爆発的に星を作ったフェイズがあった？
►

爆発的星生成/スターバースト

はじめから一つの楕円だったのか？それとも、複数の銀河が合体して現在の姿になったのか？
どれも可能性としてはあり得る
(a)
★
★
(b)
★
★
(c)
★
★
★
★
★★★
★★★
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★ ★
★★
★
★★
★★
★★
★★
★
★
★
34
★
●

楕円銀河
●

始めから、いまと同じガス雲からできたとしたら：►►●

なぜ「そのような」雲ができていたのか？
なぜ楕円になったのか？

合体で大きくなってきたとしたら？
►►合体のときには簡単に楕円になれる(シミュレーションより)本当に、そんなに合体できるのか？

●

CDM宇宙では、合体が自然に起こることがわかっている[前頁(b),(c)]●

合体しつつある銀河も大量に発見されている楕円銀河は合体でできたようである
35

νＧＣよりFaber-Jacksonsize-mag.

36

Mitaka modelよりM/L
M/L~1のものも、M/L~100のものも同時に作れる(Nagashima & Yoshii 2004)37

形態-密度(半径)関係

楕円銀河

低密度高密度Okamoto & Nagashima (2001)
楕円銀河の分布の特徴を良く再現している
外側(S0は ram-pressure stripping 銀河団中心Okamoto & Nagashima (2003)などが必要?)

38

温故知新
●

1σのゆらぎ、とかで銀河形成を論じるのはあんまり意味がない►hierarchical でも作れる

Blumenthal et al.(1984)39

color-magnitude relation●

うまくいってない►●

明るいやつが赤くなりきらない

top-heavy IMFが必要?

40

Monolithic model による解析
CDM確立前の現象論的モデル→Monolithic cloud collapse model

ひとこえ
10Gyr見かけ上、宇宙年齢かけて「ゆっくり」進化する

数十億年

数十億年

数十億年

数十億年

どこかでバルジができるような合体？
いつどれくらいハローができるのかは、ダークマター構造形成によって決まる

星形成

星形成率

超新星
フィードバック
平均的な星形成率
冷却・降着時間137億年

disk gas
HI mass function「合っている」というか、星形成のタイムスケールを観測に合うように決めることができる

43

size & Tully-Fisher
TF relation は low-Vcで合ってないように見えるのだけど…

44

dynamical response●

SN feedback による mass-loss により、disk は拡がり回転速度は落ちる●

low-Vc銀河で顕著

Nagashima, Koyama & Yoshii (in prep.)45どれも可能性としてはあり得るが、(a)のような大きい雲を宇宙初期に作るのは難しい
(a)
★
★
(b)
★
(c)
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★
★
★
★ ★
★ ★
★ ★ ★
★ ★
★
★★
★★
★★
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★
★
★
★
★

disk+bulge系★★★
★★

このときSMBH feeding？

合体、スターバースト

ガスがないので赤くなる

現在の姿

新たなガスの供給

これからの課題(自分的に)●AGN feedback(あまりにもテキトーなモデルが横行)
AGN/QSOとの関連► monster銀河形成の抑制► cooling flow抑止機構との関係
►

●

IMF
top-heavy IMFはどこまで本当か?
► disk IMF とは違うのは(ほぼ)明らか►ICMはα過剰: top-heavy で説明可能– 楕円銀河(銀河団に多い)は赤い: top-heavyで説明可能– high-z massvie 銀河が説明できるか?
–

metal enrichment をちゃんと解かないといけない► down-sizing問題を解決できるか?
►–

観測データの解釈も変わる

47

One MW-like galaxy●

一個のMW的銀河（平均ではなく）●コイツの周囲の衛星銀河を調べる48

dwarf spheroidals●

dSph'sをピックアップする●観測と似たような重元素分布●

超新星フィードバックが[Fe/H]を低くとどめ、そのままSNIaが効きだすため
Nagashima & Okamoto (in prep.)49

これからの課題●

星形成のタイムスケールは何で決まっているか?
diskでの星形成の理解へ► 分子雲の寿命は短いよう(armとの強いassociation→寿命<<回転のタイムスケール)► 分子雲内での星形成はほぼdynamical► 分子雲形成のタイムスケールと効率がわかると、銀河スケールでの星形成が見えてくる(であろう)►●

もちろんhigh-z銀河も重要だが、そこから銀河の形成過程について、どのような知見が得られるのか、という意識を常に持っておくことが重要であろう

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