星形成と銀河構造における磁場の役割
2017/12/20-22（鹿児島大学）

銀河円盤星間ガスの大局構造と力学

Global structures and dynamics of ISM in galactic disks

和田 桂一
結論的なこといくつか
1.

鹿児島大学

（たとえ弱くても）非軸対称ポテンシャル(bar, spiral)があると、大局構造が全然変わる
・barは剛体回転でいいけど、spiralは非定常（⬅現代的な描像）

2. 自己重力、銀河回転（と熱的不安定）が重要
・ local近似な計算は非現実的（⬅場所によってかなり違う）
3. 磁場は”あまり”関係ない（⬅和田の仕事じゃないけど…）
4. SNeは大局的な非一様性に必須ではない（⬅ LMCの例）
5. 星間ガス”離散的なcloudの集まり”（⬅ 密度の薄いガスも重要）

there are bars and spirals in the Galaxy（& mostgalaxies）

therefore, ISM＝circular mortion (＋randommotion) is a wrong assumptionということを観測屋さんに言うと、「そんなことはわかってる！」と怒られます…

2

Edge-on View of the ‘bulge’
N-body bulge

この”絵”に観測データを乗せるのは（少なくとも日本の研究者は）止めましょう

wikipedia

4How does the Galaxy look like?
Kinematic Distance based on an assumption of circularrotation has large errors -> ‘radial features’~2kpc

HI and H2 distribution in MW:
Nakanishi & Sofue 2003

犬塚先生

Baba, Saitoh, KW (2010)

5「バーの話しろ」

なんで今頃…

和bar影響下のガス運動の基本… 20数年前にやっていたことなので、パワポファイルがない…

6

A barred spiral with ISM/star formation reproduce
Baba et al. (2010)by ASURA

COBEX

Modeling
Results Milky Way

Link ℓ-v to Face-on

Observed 12COℓ-v

Baba+2010

Simulatedℓ-v

connecting-arm
Cen-Scut arm
Sag arm
3kpc-arm

Cold gas distribu<on

Simulated V-band

24 yrs ago

7

93年頃の野辺山スパコン？のプリントアウト

ApJ437,L123 (1994)

これのちゃんとしたやつ

Baba, Saitoh, KW (2010)8

“wiggle instability & spur”が！

X

9

barLindbrad resonanceを境に、楕円軌道の向きが９０ 変わる

10

当時（90年頃？）、x1, x2 orbitでガス運動の議論をしていた

気持ち悪いし、SPH計算の結果と合わない11epicycle approximation12

強制減衰振動の特徴

13bar pattern speedとresonanceの位置位相差（つまり軌道の傾き）の半径依存性

x1x2x1
dissipationless

Wada (1994)
14

Wada (1994)

Wada & Koda (2001)

こちらが正しい
実は正しくない図

phi方向のdampingも考慮すべき
15

Sormani+2015
和田のD論(1993)とほぼ同じ間違いが再生産されている！

16

Kim, Ostriker (2017)
NUCLEAR SPIRAL SHOCKS AND INDUCED GAS INFLOWS IN WEAK OVAL POTENTIALS

X

dampt orbit modelは（ちょっと）強いバーにも使える♢型の軌道

oﬀset shock-like structure

Pinol-Ferrer, Lindblad, Fathi (2012)

KW, Koda (2001)

17

自己重力,global &cooling/heating
な計算必須

Effect of bar potential:
Models with and without self-gravity
isothermal

IILR=200pc, OILR=400pc
CR= 900pc

“molecular gas” in the central kpc regionof a bar galaxy

100pc Resolution
e.g. NMA■ Two-arm clumpy
spiral■ Pseudo centralring?
■ Where areresonances?

kpc

■

kpc

KW, Koda (2001)“molecular gas” in the central kpc regionof a bar galaxy■

10pc
resolution
e.g. ALMA
Spirals areassembly ofsmall clumps/
filaments

kpc■

分子雲っぽいものがたくさん

kpc KW, Koda (2001)

星間ガス＝分子雲の集まり、でよいのか？

Tomisaka (1986)

Combes & Gerin (1985)

cf. 小林さんのtalk21Density structureof the central
pseudo ring
500pc

KW, Koda (2001)

Baba, Morokuma-Matsui, Saitoh (2017)

R-bandN-body/SPHgas density
23

Densitystructure in anarm region
KW, Koda (2001)

500pc

dense and diﬀuse gas
are NOT independent

KW&Norman (2007)

現実の銀河への適用（Seyfert NGC 4303 篇）

HST• UV & NIR images (HST)• 若い星: one-arm spiral• 中心核領域にbar存在– m=1density waveを作るのは困難
300pc

Effect of Stellar bar

Seyfert NGC 4303: nuclear region
Colina & Wada (2000) ApJ 529, 845• 2-arm spiral (dust+young stars)

V-H&NIR (HST)• Resonant structure
due to OLR by theNuclear bar−1
˙M ~ 0.01M• yr300pc

3D non-LTE calculation
CO(1-0)integrated intensity

many descrete “GMCs”
along spirals

FUGIN data

Wada, Baba in prep.

CCC are expected near spirals ( ≠ galactic shock!)Gas falls into a spiral poten<al from both sides ! Collision
between cold gas ﬁlaments/clumps ! triggering starformation ! dispersed

every 20 Myr

stellar density
KW, Baba, Saitoh (2011)

gas density

古屋さん

磁場はどうなってるんだよ！

わからないです。やってないんで。

和27

Khoperskov & Khrapov (2017)
MHD, selfgravity, cooling, no SF, no SN
ﬁxed spiral potential(m=2, 4)
Δx=15 pc
initial B:
磁場なし

toroidal or turbulent
β=10

β=1

β=0.3

定常状態で大局的な構造はあまり変わらない
初期磁場の形状にもあまりよらない28

time evolution of |B| in disk plane

β- density

n 0.8

spiral arm

inter-arm

ランダムな磁場小さい
29

Spur formation
densityV̲RB̲φB̲RV̲φX

最近の常識！？
剛体回転する定常spiral potentialの仮定(Lin &Shu的なdensity wave)は正しくない“galactic shock”はできない

MHD simulationでも考慮されるべき（鹿児島の）工藤さんがやるかも？
30

Essen<al diﬀerence between rigid, global density waves
vs. `live’ spirals in a dynamical equilibrium
Rota<onal velocity

Rota<onal velocity

gasspiralgas
spiral”co-rota?on” iseverywhere!

radiusGas can be ‘supersonic’for the spiral poten<alcf. Hasegawa san’s talkradiusGas is ‘subsonic’ (randomvelocity ~ rela<ve velocity
to the stellar poten<al).

XGas mo<on: Live vs. Rigid spiral

Regular ﬂows typically seen ingalac<c shockRandom or converging ﬂows

31

!%!  ! '& % "! #%$  "
spirals are spontaneously formed
disk＝3x10^6particles
deformed/merged

%''

wound by rotation
reformed!

X)(

All spiral modes are time-dependent, and radially change`

Random or converging ﬂows

Regular ﬂows typically seen ingalac<c shockX

銀河円盤の非一様な構造はSNeでできた？

32

現実の銀河への適用（LMC篇）• 高分解能全面マップ

HI– HI 分布(Kim et al. 1998)• 分解能~15pc– CO分布(Fukui et al. 1999, 2008;
Kawamura+2009)• 分解能~40pc• Simulation: 分解能8pcで全disk領域– Wada, Spaans, Kim (2000) ApJ 540, 797

CO(1-0)KW, Spaans, Kim (2000)

Large Magellanic Cloud（シミュレーション）

kpc

HICO (J=1-0)

kpc

hole/shells, CO非一様分布 <--爆発起源ではないKW, Spaans, Kim (2000)

PV-diagram for LMC model
All Shells/Arcs are NOT necessarily
due to explosions
100km/sv

0-4X(kpc)

4-100
35summary1.

Even weak non-axisymmetric potential (bar, spiral) may
change the large-scale structures of the ISM・bar is rigid, spirals should be non-steady（⬅modernpicture）
2. self-gravity, galactic rotation（&TI）are important
・ local approximation is not realistic（⬅ theoreticallysimple, though)
3. Magnetic ﬁeld are not essential on galacticstructures（⬅ recent MHD simulations）
4. SNe feedback is not necessary for large-scale

inhomogeniety（⬅ e.g. LMC）
5. ISM ”descrete cloudlets”（⬅ even diﬀuse gas isimportant）

36