四ノ宮誠也（岩手県立水沢高等学校） 菅原優（宮城県仙仙台第 高等学校） 日置友智（宮城県仙台第二高等学校）
仙台第一高等学校）

要約

私たちは銀河天文学の研究として銀河が生成した星の質量のピークがなぜ100億年
私たちは銀河天文学の研究として銀河が生成した星の質量のピクがなぜ100億年年前にあるのか調べた。
年前にあるのか調べた
これは 宇宙の年代ごとに銀河が生成する星の質量を調べた際 120～100億年前
これは、宇宙の年代ごとに銀河が生成する星の質量を調べた際、120100億年前前にかけては増加 100～50億年前にかけては減少していることがわかったこと前にかけては増加，10050億年前にかけては減少していることがわかったことに端を発している。に端を発している
そこで私たちは銀河を衝突の有無や形状について分類しその数と銀河が1年に生成成した星の質量の平均値を調べた。
成した星の質量の平均値を調べた
結果として 衝突している銀河が 年間で生成する星の質量の平均は衝突していな
結果として，衝突している銀河が一年間で生成する星の質量の平均は衝突していなないものより高いことが分かり 衝突している銀河の数の変化が100億年前にないものより高いことが分かり、衝突している銀河の数の変化が100億年前に星の生成質量のピークをもたらしたと明らかになった。また星の生成質量のピクをもたらしたと明らかになった。また、衝突している銀河の数衝突している銀河の数の変化は主として宇宙膨張に影響されていることが分かった。

はじめにめ～100億年前は銀河の星形成が活発だった！～
100億年前は銀河の星形成が活発だった！

私たちは、まず宇宙の年代と銀河に含まれる星の質量[（太陽一個分の質量（太陽個分の質量量）] 及び1年間に銀河が生成する星 質量する星の質量[す質 [/y ] 関/yr]の関係を探っていたが、いくつか銀河同士の衝突が見られる関係を探たが、 く か銀河同士銀衝突が見られる
突 見
るも があるものがあった。この衝突があ た
衝突が突星の生成にどのような影響を与えるのか疑問を持 た また 銀河が生成する星の星の生成にどのような影響を与えるのか疑問を持った。また、銀河が生成する星のの質量は平均的に年代を経るにつれて低下することが分かっているが そのことに個々の銀河の衝突による影響につれて低下することが分かっているが、そのことに個々の銀河の衝突による影響
響はあるのか調べた。
響はあるのか調べた
Fig.１ 宇宙の年代と銀河が生成する星の質量の関係：100～50億年前にかけて値は減
宇宙の年代と銀河が生成する星の質量の関係億年前にかけて値は減減少傾向にある。
減少傾向にある]]の下限を1.0e+07,上限を1.0e+09（紫）,1.0e+10（限を, 限を（紫）,（（青）,1.0e+11（緑）,1.0e+12（赤）とした（青）,（緑）,（赤）。

銀河に含まれる星の質量[
銀含
質 [方法

～衝突の有無と形状による分類～
衝突の有無と形状による分類

すばる望遠鏡から得た赤外線画像デ タと、銀河の持つ星の総質量のデ
すばる望遠鏡から得た赤外線画像データと銀河の持つ星の総質量のデータ
タ、銀河銀河河が生成する星の質量のデ タを以下のように解析する。
河が生成する星の質量のデータを以下のように解析する
まず現在から117億年前までを年代ごとに区切り また銀河に含まれる星の質量にまず現在から117億年前までを年代ごとに区切り、また銀河に含まれる星の質量にに いても調べる範囲を定め それぞれの範囲の銀河に いて銀河が生成するについても調べる範囲を定め、それぞれの範囲の銀河について銀河が生成する星の質量を調べる。
星の質量を調べる
次に 調べる銀河の画像を確認し 他の銀河と衝突していると思われるものをC 付近
次に、調べる銀河の画像を確認し、他の銀河と衝突していると思われるものをC,付近
近に銀河が接近していると思われるものはN それ以外はSと分類する
近に銀河が接近していると思われるものはN,それ以外はSと分類する。
また銀河の形状が確認できる場合は それが円盤銀河ならばD 楕円銀河ならばE,それ以外をIに分類し、分類ごとの銀河が生成する星の質量の平均値を求める。
また銀河の形状が確認できる場合は、それが円盤銀河ならばD,楕円銀河ならばE,それ以外をIに分類し 分類ごとの銀河が生成する星の質量の平均値を求める
なお画像は 銀河の形状や 色も見るためにハ ブル宇宙望遠鏡の可視光の画像を3色合成したものを使用し、分類は目視で行った。
なお画像は、銀河の形状や、色も見るためにハッブル宇宙望遠鏡の可視光の画像を3色合成したものを使用し 分類は目視で行 た
これによって得られる銀河が生成する星の質量の平均値から 年代や銀河に含まれこれによって得られる銀河が生成する星の質量の平均値から、年代や銀河に含まれれる星の質量および衝突の有無 形状による銀河が生成する星の質量の傾向をれる星の質量および衝突の有無、形状による銀河が生成する星の質量の傾向を
N
E
調べる
調べる。
C
S
D
Ｉ

結果

～衝突が星の形成に影響する！～＜銀河が生成する星の質量と もっている星の質量の合計値の関係＞＜銀河が生成する星の質量と、もっている星の質量の合計値の関係＞
SFR
SFR‐mstart z2.5‐3.02530

SFRSFR‐mstar
z3.0‐3.53035

95
9.5

1010 510.510.0010.009星質量[SFR‐mstar z1.0‐1.59.51010.5星質量[

1.009100.10]星質量[[10 510.510.00/yyr ]/yyr]100.00

10.00

星形成
成率[

10.001.00
9959.51010 510.59星質量[959.50.1010星質量[]9119.510星質量[

]

10.5

10 510.5]

Fig.2 銀河がもつが つ星の質量と生成する星の質量のの関係を年代ごとにあらわしたもの

1.000 100.10]

Fig.2は年代ごとの銀河に含まれる星の質量と銀河が生成する星のFig2は年代ごとの銀河に含まれる星の質量と銀河が生成する星の質量の関係を示したものである。銀河に含まれる星の質量が大きい銀河ほど 銀河が生成する星の質量が高くなっている銀河ほど、銀河が生成する星の質量が高くなっている。

1.00

11SFR‐mstar z0.0‐0.5

100.0011959.5

100.001000 00
1000.00

0.100.1011星形成成率[/yrr]
星形形成率
率[

910 510.5

SFR‐mstar z0.5‐1.0

1000.00

1.00

10

星質量[]

1000 00
1000.00

10.00

95
9.5

0.100.10

100.001.00/yr]

100.00111000.00

星形形成率
率[/yyr]9100.00

星形形成率
率[1.00SFR
SFR‐mstatar z1.5‐2.01520

1000 00
1000.00/yrr ]10.001000 00
1000.00

星形形成率[/yyr]100.00

星形成
成率[1000.00

SFR
SFR‐mstart z2.0‐2.52025

11]

11

ここで、分類の種類としてＮが無くなっているのは、計測方法の問題
ここで分類の種類としてＮが無くなっているのは 計測方法の問題
で、ＮとＳは同じ分類になることが分かったためである。Ｎの写真には２つ以上の銀河が写っているが 写った複数の銀河すべてについて２つ以上の銀河が写っているが、写った複数の銀河すべてについてＣ，Ｎ,Sの判定を行うから、それぞれについてＮと判定される。例えば， ,判定を行うから判定を行う
ら、それぞれそれぞれと判定される判定される。例えば
例 ば３個の銀河が近付いているように見える銀河では３回Ｎとカウントされる
るから、るから、１個の銀河が写っている３枚の写真をＳと判断したのと数が変個個の銀河が写
銀 がて る 枚枚の写真を真を と判断したのと数が変た数が変わらない したがって Ｎの値の変化はＳと一致するため ここでは無わらない。したがって、Ｎの値の変化はＳと一致するため、ここでは無視し いる視している。

＜銀河が生成する星の質量と、銀河の衝突の関係＞

Fig.3は1.0e+09以上の銀河に含まれる星の質量を持つ、衝突、衝突なしの2種
Fig3は1 0e+09以上の銀河に含まれる星の質量を持つ 衝突 衝突なしの2種に分類した銀河について、宇宙の年代と銀河が生成する星の質量の関係を示したものである 衝突している銀河 衝突していない銀河それぞれにおいて 年代たものである。衝突している銀河、衝突していない銀河それぞれにおいて、年代が進むにつれて銀河が生成する星の質量が下がる傾向が見られた。
また 衝突している銀河（赤）は衝突していない銀河（青）と比べて わずかではあ
また、衝突している銀河（赤）は衝突していない銀河（青）と比べて、わずかではあるが活発に星を生成していることがわかる。
このことから 銀河の衝突は星の生成を活発化することが確認できた
このことから、銀河の衝突は星の生成を活発化することが確認できた。

SFR‐redshift>10e+09100.00

SFR 10.00

1.00
SC

赤方偏移

Fig.3g
合わせて10e+10以上の星の質量をもつ銀河について、宇宙の年代と、生成する星の質量の関係をあらわしたもの。

＜銀河が生成する星の質量と、銀河の形状の関係＞
銀 が銀SFR‐redshift E,D,I

Rate number‐redshift E,D,I

14RateSFR‐redshift
RateSFR
redshift E,D,I

607012SFR‐E

5060105040SFR‐IISFR20%SFR‐E

30SFR‐D]]

SFR‐I

割 40合][SFR‐DSFR
D割合 30％[SFR‐ESFR‐D[星形8成率6SFR‐I20410100200z0.0‐0,500005
0.0‐0.50510
0.5‐1.0
赤方偏移1015
1.0‐1.5

Fig.4 楕円銀河、円盤銀河、その他の赤方偏移と星形成率の関係

z0.5‐1.0z1.0‐1.5

赤方偏移

Fig.5 楕円銀河、円盤銀河、その他の総数に対する年代ごとの割合

0.0‐0.5

0.5‐1.0

1.0‐1.5

赤方偏移

Fig.6
Fig6 楕円銀河、円盤銀河、その他の銀河が楕円銀河 円盤銀河 その他の銀河が生成する星の質量が全体に占める割合を年代ごとにあらわしたもの

Fig.6は合わせて1.0e+09以上の星の質量を持つ楕円銀河、円盤Fig.6は合わせて1.0e09以上の星の質量を持 楕円銀河、円盤楕 銀
盤銀河が生成する星の質量と宇宙の年代の関係を示したグラフである 楕 銀 が生成するる。楕円銀河が生成する星の質量（SFRる。楕円銀河が成する星の質量（質量_E）は円盤銀河が生成する）は円盤銀河が盤銀 が生成する成する星の質量（SFR D）よりも低いことがわかる星の質量（SFR_D）よりも低いことがわかる。
Fig.7は全体の個数に対しての楕円銀河、円盤銀河、その他の銀河
g は全体体 個数 対楕 銀河、銀河盤銀河、そ盤銀河 そ 他 銀河が占める割合 Fig 8はそれぞれの銀河が生成する星の質量に占めが占める割合、Fig.8はそれぞれの銀河が生成する星の質量に占める割合を表 たもる割合を表したもる割合を表したものである。銀河の衝突が起こった後は楕円銀河があるある。銀河銀衝突が起
衝突 起た後は楕た後は楕円銀河
銀 が形成されると仮定すると 円盤銀河の割合は年代を経るにつれて減形成されると仮定すると、円盤銀河の割合は年代を経るにつれて減少すると予想
少す
少すると予想できるが、結果からは優位な傾向が確認できなかっ予
きるが、結果結果からは優位な傾向が確認
優位 傾
確認 きなかた。

考察～宇宙膨張が衝突する銀河の個数に影響する！～

私たちは得られた結果の中から、特に銀河が生成する星の質量と、銀河の衝突の結銀 が 成
銀関連に着目した。
連 着
RateSFR‐redshift
RateSFR
redshift S+N,CS+N C

Rate number‐redshift S+N,C90

左のグラフは衝突している銀銀河と衝突していない銀河それぞれの数が銀河の総数に対して占める割合を年代別に示したものである 衝突している銀河の数は100億年ほど前を境にして減少に転じ、逆に衝突し年代別に示したものである。
衝突している銀河の数は100億年ほど前を境にして減少に転じ 逆に衝突していない銀河は上昇に転じるることが分かる。
これはFig 1に示す星の生成
これはFig.1に示す星の生成成の傾向と 致しており 衝突による星の生成促進が宇宙全体での星の生成成の傾向と一致しており、衝突による星の生成促進が宇宙全体での星の生成促進につながる主要な要素でであることが示唆された。

100809070806070[割 50合% 40S[C]]
30割60合50%
4020301020010S+N0z0.0‐0.5 z0.5‐1.0 z1.0‐1.5 z2.0‐1.5 z2.5‐2.0 z3.0‐2.5z0.0‐0.5 z0.5‐1.0 z1.0‐1.5 z1.5‐2.0 z2.5‐2.0 z3.0‐2.5

赤方偏移

C

赤方偏移

Fig.7
Fig
7 ある年代で観測された銀河が生成する星の質量の合計値に対して、衝突している銀星
質量 合計値 対し 、衝突しる銀河と衝突していない銀河が占める割合をそれぞれ表したもの

Fig.9:
Fig9:
衝突確率：低い

Fig.8
Fi
8 衝突ありの銀河と衝突なしの銀河の総数に対する年代ごとの割合

安定する確率：高い

Fig.10:
Fig10:
衝突確率：高い

安定する確率：低い

Fig.11:
衝突確率 高い
衝突確率：高い安
安定する確率
安定する確率：高い
高い

Fig.12:
衝突確率 低い
衝突確率：低い

安定する確率 低い
安定する確率：低い

また、この衝突している銀河と衝突していない銀河の比の変化ついて私たちはシミュ
また、衝突衝突しる銀河と衝突し銀衝突
な 銀銀河 比 変変化
私
私たちはシ ュレーションを行うことで、この傾向について考察を深めた。
シ を行う と 、傾傾向に考察を深考察を深めた。
シミュレーションでは パラメータを現在の衝突確率と 衝突してから一つの銀河となシミュレーションでは、パラメータを現在の衝突確率と、衝突してから一つの銀河とななって安定する確率の二つとしている また 宇宙膨張を考慮して 衝突確率なって安定する確率の二つとしている。また、宇宙膨張を考慮して、衝突確率を現代から遠ざかるに合わせを現代から遠ざかるに合わせて大きくしている。宇宙の大きさが今の1/a倍であれば代大きくし いる 宇宙の大きさが今の1/ 倍 あればば 衝突確率はその逆数の3乗に比例させ 3倍とする。この条件でシミュレー
ば、衝突確率はその逆数の3乗に比例させ、a倍とする の条件 シミションを行った結果を上に示してあるションを行った結果を上に示してある。
上記
上記の結果から、
記 結果
結果から、実測値であるFig.8にもっともよく適合するグラフが、Fig.12であることがわ、実測値、実測値 あある g にも ともよく適合するグ
すラ が、 gある とがわ
あわかる。条件として与かる
条件として与与えられた値は現在の衝突確率0 0001 安定する確率は年代によらず与えられた値は現在の衝突確率0.0001、安定する確率は年代によらず0 003であ た0.003であった。

Fig.13 Fig.12と同じ条件で宇宙膨張を考えない
Fig.13：Fig.12と同じ条件で宇宙膨張を考えない
衝突確率：低い 安定する確率：低い

Fig.14 宇宙膨張を考えない。
Fig.14：宇宙膨張を考えない。
衝突確率：非常に高い 安定する確率：非常に高い

ここで、衝突してい、衝突し いる銀河の数の変化の仕方に着目する。左のグラフは前述のシミュレーショる銀河
銀数 変化
変仕方に着目する
着左 グ
は前述 シミ
シンにおいて 宇宙ンにおいて、宇宙宙膨張を考慮しなかったものである 宇宙膨張がない場合 最終的には衝突宙膨張を考慮しなかったものである。宇宙膨張がない場合、最終的には衝突している銀河も衝衝突していない銀河も 定の値に収束し Fig 8のような形にはならない こ
衝突していない銀河も一定の値に収束し、Fig.8のような形にはならない。このことから 衝突すのことから、衝突すする銀河の数の変化には宇宙膨張が大いに影響しているとわかった。
する銀河の数の変化には宇宙膨張が大いに影響しているとわかった

今後の課題
私たちは銀河の分類を目視で行ったため、C,N,Sの判定基準があいまいである
私たちは銀河の分類を目視で行たため C N Sの判定基準があいまいである。また、1つの画像の中に二つの銀河が実際にはぶつかっていなくても重なっ
また 1つの画像の中に二つの銀河が実際にはぶつか ていなくても重なて映っていれば衝突していると判定していることも問題である。
このことから 今後この研究を進める場合 銀河の年代を調べ 距離を判断した上で衝突を判断するなどの分類法を用いる必要があると考える
このことから、今後この研究を進める場合、銀河の年代を調べ、距離を判断した上で衝突を判断するなどの分類法を用いる必要があると考える。

用語の説明
星形成率・・・ある一年間で生成した恒星（星形成率・・・ある年間で生成した恒星（ ）の質量
星質量・・・銀河全体に存在する恒星（星質量
銀河全体に存在する恒星（）の質量