Chapter 4. 円盤銀河と楕円銀河の形成
4.1 円盤構造の形成
実線：
一様密度一様回転球が角運動量分布を保存しつつ、平坦な回転曲線を示す円盤状につぶれてた場合の面密度(Gunn 1981, in Astrophysical Cosmology)ln (r)

コア入りの場合

破線：exponential fit1

Star formation law(Kennicutt 1989, ApJ, 344, 685)

Hαの平均面光度

SFR   Ngas
N=1.3

N=1

N=2

水素ガスの平均面密度2

SFR law for 61 disk galaxies and 36 starburst galaxies
Kennicutt 1998,ApJ, 498, 541

log  SFR

N=1.4

log  gas3

Initial Mass Function
Kroupa (2002)

logφφ(m)  m- (mφ(m)dm=1Msun)

m/Msun• Salpeter (1955)
 = 2.35 for 1Msun < m• Miller and Scalo (1979), Scalo (1986)
 → 0 for m < 1Msun• Kroupa (2002)
 = 0.3 for m < 0.08Msun
1.3 for 0.08 < m < 0.5Msun
2.3 for 0.5Msun < m4

ln  star

Yoshii & Sommer-Larsen 1989,MNRAS, 236, 779

ln  start SF    tvis

ln  gasln  gas
initialfrom Mestel
the argument

Saio & Yoshii 1990, ApJ, 363, 405

階層的合体による円盤構造の形成
左図：ダークマター粒子とガス粒子の発展（Katz & Gunn 1991)
ガスの面密度分布星形成も考慮した場合 Katz 1992

Cosmological simulation: Auriga
Iza+2022

30 MW-like galaxies

௢௨௧௜௡

0.75

SFR

௜௡

0.1~0.3遠方星形成銀河
Milky Way-like galaxiesの進化： van Dokkum et al. 2013
HST data

円盤形成に伴うダークハロー質量分布の変化
Barnes 1987 in Nearly Normal Galaxies9

銀河の断熱的収縮にともなう回転曲線の変化

104.2 銀河の化学進化

太陽近傍にある薄い円盤星
太陽近傍星
ハロー

ハロー
厚い円盤
薄い円盤

厚い円盤
バルジ

薄い円盤

た太陽

太陽近傍の化学進化（Ｉ）• シンプルモデル：最も簡単なケース
Closed box: ガス質量＋星質量=一定
Sun
inflow/outflowなし
星の金
属
量の累積分
布

simple modelobs

Metal-freegasを最初に置いてスタート

しかし、、、
Obs: 太陽近傍のG型矮星の金属量分布
シンプルモデルは金属欠乏星を作りすぎ⇒ G-dwarf problem
Tinsley 1980, FCPs, 5, 287

金属量12太陽近傍の化学進化（ＩＩ）• G-dwarf問題を解決するには？
ハローから落ちてきたガスから円盤形成
Sommer-Larsen & Yoshii 1990
G型矮星の[O/H]分布
ハローから原始ガスがゆっくりと落下して来た場合

no infall

tinfall=4.6GyrdΣgas/dt∝exp(-t / tinfall)
tinfall~4-5 Gyr が必要
銀河系円盤は力学時間の10倍以上のゆっくりと時間で形成

13薄い円盤（天の川部分）の形成
ハロー

ハロー

ガスの流れ

バルジ 厚い円盤
た

バルジた
太陽

薄い円盤
（天の川）
100億年前

現在

薄い円盤はハローからゆっくりと数十億年の時間をかけて落ちてきたガスから形成された

円盤のでき方Toyouchi & Chiba 2014

[Fe/H]

内側ほど金属量多い

内側ほど星形成が進んできた星の平均軌道半径(kpc)

内側から外側にかけて薄い円盤が形成されたInside-out formation

太陽近傍の若い星の金属量分布との比較
Feltzing & Chiba (2013)using Nieva and Przybilla (2012) data

B型星

B型星の金属量分布
は星間媒質の金属量を反映[Fe/H] > + 0.2のようなvery metal-rich starsは太陽近傍で作れない。

16

銀河系円盤の化学進化星が誕生した銀河動径 Rf での金属量分布の理論予想（Toyouchi & Chiba 2018）[Fe/H]>+0.2の高金属量の太陽近傍星は銀河円盤内側（R= ３～6 kpc）で生まれている

太陽近傍星

Rf = 3 - 6 kpc

内側ほど化学進化が進んで金属量が多い星の金属量 （太陽値との相対比の対数）

17Radial migration
Sellwood & Binney 2002, Schoenrich & Binney 2009transient spiral arms & bar
あるいはsatellite mergingなどのイベントが引き金で、別の半径で生まれた星が移動してくる内側で円軌道にある星で・摂動をうけたもの・角運動量を得たもの
Metal-rich stars

外側で円軌道にある星で・摂動をうけたもの・角運動量を得たもの
Metal-poor stars

R
太陽近傍

Lz～一定から、内側から移動してきた星： VΦが周囲星より小外側から移動してきた星： VΦが周囲星より大Radial migration の間接証拠
太陽近傍円盤星の元素組成比
Bensby+ 2014

厚い円盤

[α元素/Fe]
薄い円盤

外側から移動してVϕ大内側から移動してVϕ小[Fe/H]

平均回転速度<Vϕ>(km/s)
厚い円盤

Δ<Vϕ>/Δ[Fe/H]> 0: 別の機構

薄い円盤[Fe/H]

Δ<Vϕ>/Δ[Fe/H]< 0: migration
Lee et al. 2011惑星を持つ恒星の金属量依存性
Johnson et al. 2010

これらの星（[Fe/H]>+0.2）はどこでどうやってできたのか？
（太陽近傍ではこのような星はできない。）[Fe/H] = log {n(Fe)/n(H)}_星 – log {}_太陽20
例： [Fe/H] = -1: 太陽金属量の10-1

Gaseous Oxygen abundance in M81
Garnett & Shields 1987, ApJ, 317, 82

Gaseous Oxygen in various galaxies

Simple modelGas fraction (HI)Gas fraction (HI)21

SFH of disk stars within 2kpc from the Sun
Ruiz-Lara et al. 2020 Nature Astronomy
Using Gaia DR2

Peaks of SFat lookback t
・5.7 Gyr(incl. Sun format・1.9 Gyr・1.0 Gyr

BaSTI isochrone
Kroupa IMF(without knowing
actual MDs)

The peaks overwith the timings
pericentric passof Sgr dwarf

The orbit of Sgr dwarf
Mtot ~ 2.5 x 1010 Msun

Ruiz-Lara et al. 2020

恒星系ハローのサブ構造～階層的合体による形成の証拠～（Belokurov et al. 2006）

24

天の川と恒星ストリーム

Credit: Rensselaer/Benjamin A. Willett

小銀河の潮汐崩壊と残骸分布
Credit: Johnston, K. V.

ストリーム構造

ハロー形成の痕跡

銀河形成シミュレーションによる恒星系ハローの空間分布～ハロー合体史の違い～

恒星の空間分布：銀河形成の痕跡

Cooper et al. 2010

マゼラン雲に関する新展開

50kpc
LMC
(これまでの採用値)

M~2x1010Msun

62kpc
SMC

M~2x109Msun

LMC/SMC’s orbit
Recent several
works (Gaia, HST)
suggestthe first infall ofLMC/SMC

traditional model

The case ofFirst Infall
Besla+ 2010

Misaligned Orphan Stream~effect of the very massive LMC?~
Erkal et al. 2019 (using Gaia DR2 PMs)
Points:RR Lyraealong OS31

Misaligned Orphan Stream~effect of the very massive LMC?~
Erkal et al. 2019 (using Gaia DR2 PMs)Best fit MLMC
~ 1.38x1011 Msun
An order of magnitude
more massive thanpreviously thought!

32

4.3 楕円銀河の光度・色進化
Stellar Population Model
Worthey 1994, ApJS, 95, 107(M/L)B(M/L)I(M/L)V(M/L)K楕円銀河の進化モデル(Worthey 1994)

年齢固定

金属量固定

34

スペクトルに対する恒星種類の寄与

All giants

All dwarfs

35

最新の（E銀河の）SEDモデル（Bruzual & Charlot 2003, MN, 344, 1000）36

Galactic Wind Model (Yoshii & Arimoto 1987, AA, 188, 13)

熱エネルギー

ポテンシャル
エネルギー
時間（年）

37

流出するガスの割合

銀河の質量

38

銀河風が吹く時刻（年）

流出するガスの金属量

銀河の質量39

宇宙の歴史
宇宙の膨張
宇宙最初の星（金属量ゼロ）

銀河の形成と進化

ビックバン
138億年

現在

赤方偏移が1.6から3の遠方にある銀河の画像

不規則な形、クランプ状の小さな銀河の集まりが多い⇒銀河の形成途中

Elmegreen & Elmegreen 2005

様々な観測から求められた宇宙における星形成史
Madau & Dickinson (2014)
現在から遡った時間（10億年単位）

Log

星形
成率
密度
(Msun/yr/Mpc3)

現在

赤方偏移 z銀河形成のダウンサイジング
重い銀河ほど早く形成される証拠

年
齢の指標

z=0の銀河の年齢(SDSS)
Kauffnann et al. (2005)

0.4<z<1.4の銀河の質量関数(DEEP2)
Bundy et al. (2006)

重い銀河は古い軽い銀河は若いlog （銀河の星の質量/太陽質量）

赤い銀河と青い銀河の切り替わる
質量が時間と共に低質量側へ移行

43観測から求めた銀河合体の割合
Lin et al. (2008)44高赤方偏移銀河の回転運動
z=2.38にある若い円盤銀河のHα線観測 Genzel et al. (2006)

厚み～2kpc, 回転速度230km/sのガス円盤成分⇒厚い恒星円盤の形成？

冷たいガス流（cold stream）による銀河形成
Dekel et al. (2009)

ダークハローのビリアル半径46

Drop-out method for hunting high-z galaxies
Lyman-break technique（星形成）銀河に含まれる豊富な中性水素により
λ < 912 (1+z) Åの光が遮断
銀河間ガスの存在により
λ < 1216 (1+z) Åの光が吸収されて弱くなる⇒z>4ぐらいになると、この効果が支配的

47

Lyman-α forest

銀河間にある中性水素を含む雲の存在により、λ = 1216 Åの光が吸収48

Recent JWST results on z~10 galaxies

49

Labbe+ 2022: Discovery of M* > 10^10 Msun galaxies at 7<z<11 (two with >10^11Msun)

50

z~16 galaxies? (Atek et al. 2022)

51

Boylan-Kolchin 2022

Dark Matter Power Spectrum

CDM

52

Boylan-Kolchin 2022
Presence of high M* galaxies at z~10 is in tension with ΛCDM theory53