「あかり」赤外線全天観測による早期型銀河の星形成の系統的研究
第4回銀河進化研究会@大阪大学 2017/6/7-9

國生 拓摩（名古屋大学）
金田英宏, 鈴木仁研, 村田勝寛, 近藤晶乃(名古屋大学)
Martin Bureau(Oxford univ.), 山岸光義(ISAS/JAXA)

1．イントロダクション
早期型銀河の形成過程

Schawinski+14

早期型銀河

1. 晩期型銀河のmerger
2. starburst/活動銀河核（AGN）
により星間物質が消費・加熱
3. X線ガスやAGNがガス収縮を妨げる（星形成を抑制）

u-r

進化晩期型銀河log(Mstar [M⊙])

一部の早期型銀河(~20%)から分子ガス・ダストを検出(e.g. Young+11)⇒星形成を行う環境が整っている• Mdust/Mstar~10-5 ⇔ 晩期型銀河:~10-3 (Smith+12)• 星形成活動の物理過程はよく理解されていない

1．イントロダクション
星形成率（star formation rate; SFR） [M⊙ /yr]• 星形成に伴う放射を観測：
大質量星のUV / 高温ダストのmid IR⇒初期質量関数から星の全質量を計算

UV

IR

早期型銀河SFR 先行研究(Davis+14)• 星形成効率(SFR/Mgas)が低い⇒ AGNやX線プラズマによる星形成の抑制

Kroupa & Weidner 03

N dM

10-2SFRの不定性• mid IR⇐AGN/古い星の星周ダスト• 中質量星を正確に捉えていない?

UV+mid IRに寄与

10-4
10-6-101log(Mstar [M⊙])2星形成率面密度 [M⊙/yr/kpc2]

1．イントロダクション

102

星形成銀河が従う関係

101

星形成率（star formation rate; SFR） [M⊙ /yr]100
• 星形成に伴う放射を観測：
大質量星のUV / 高温ダストのmid IR
10-1⇒初期質量関数から星の全質量を計算
早期型銀河SFR 先行研究(Davis+14)• 星形成効率(SFR/Mgas)が低い⇒ AGNやX線プラズマによる星形成の抑制

IR10-21001011021032Kroupa & Weidner
ガス質量面密度[M⊙/pc ]0310-2N dM

SFRの不定性• mid IR⇐AGN/古い星の星周ダスト• 中質量星を正確に捉えていない?

UV

UV+mid IRに寄与

10-4
10-6-101log(Mstar [M⊙])21．イントロダクション
PAH (Polycyclic Aromatic Hydrocarbon）••••

各銀河に遍在する巨大有機分子
光解離領域のFUVで励起
AGNのハードな輻射場：破壊
中質量星でも光解離領域を形成
本研究の目的：⇒PAH放射「あかり」全天マップにより多数の早期型銀河のSFRをPAHに寄与
PAH放射から求め、星形成活動の統一的な描像を得る
N dM

10-2

UV+mid IRに寄与

10-410-6

HII領域

光解離領域

(UV, mid IR)(PAH)

Hollenbach & Tielens 1999

-101log(Mstar [M⊙])22．サンプルと解析方法
ATLAS3D galaxies (Cappellari+11)• 距離<42 Mpc, K mag.<11.6, #260
• CO, HIガスの観測 (Young+11, Davis+14)• 可視の面分光観測 (Cappellari+11)⇒星・ガスの運動
観測データ• 「あかり」: 9, 18, 65, 90, 140 μm• 2MASS, WISE: K, 3.6, 4.2, 12, 22 μm

NGC5379

コントア:CO

速度マップ

2．サンプルと解析方法
Model fit to spectral energy distributions

Flux [Jy]star + silicate feature
PAHwarm dust
cold dust

IC719(S0)Wavelength [µm]• 星の放射：power law + silicate feature• PAH：Draine&Li07モデル• ダスト放射：gray body (β=2)

2．サンプルと解析方法

CO検出 CO未検出

Model fit to spectral energy distributions

χ2検定(信頼度90%)⇒231天体(Young+14)

3．結果：LPAH vs MH2
CO検出
CO未検出

CO観測：260天体 (Young+11)• CO (1-0)輝線強度⇒MH2
XCO=3×1020 cm-2/(K km s-1)

• CO検出銀河においてLPAHとH2が相関(R＝0.81, p<0.01)⇒分子ガスは星形成の材料

LPAH vs MH2

3．結果：星形成率
PAH光度⇒SFR：log SFR[M⊙/yr]=log LPAH[erg/s] - 42.56 (Shipley+16)• SFRとMstarの相関：star formation main sequence (Elbaz 07)
星質量：星の運動から計算(Cappellari+13)星年齢：可視スペクトル+恒星種族
モデルから計算(McDermid+15)星形成銀河のSFR-Mstar関係を維持したままSFRは減少

Kokusho+17

3．結果：Kennicutt-Schmidt則ΣSFR∝(Σgas)1.4

本研究の結果• PAH光度から求めたSFR

CO検出銀河のみ• 星形成領域のサイズ：
CO, 24 µm, UV, 可視光 (Davis+14)星形成銀河と同じ関係に従う⇒星形成効率が同程度log(ΣSFR[M⊙/yr/kpc2])• ガス質量：H2+HI (Young+11,13)

Kennicutt & Evans12log(Σgas[M⊙/pc2])

4．議論：早期型銀河の星形成効率log(星形成効率[/yr])星形成効率(SFR/Mgas)と年齢, Mstarの関係
星形成効率 vs. Mstar(CO検出銀河のみ)

星形成率 vs. Mstar

星形成銀河の星形成効率

星の年齢 [Gyr]3

Kokusho+178.5

14• 星形成を抑制するプロセスは強く働いていない• SFRの低下は材料となるガスの減少が原因

星形成効率は星形成銀河と同程度で、進化段階（年齢、SFR）に依存しない

4．議論：早期型銀河の星形成効率
Mstar/Mgasと年齢の関係• 比星形成率で分類：
SFR/Mstar=SFE×Mgas/Mstarlog(Mgas/Mstar)

SFR/Mstar [/yr]-13.0

Mass-weighted age

-11.5

-10.0

4．議論：ガスの起源と星形成の関係
ガスと星の運動に応じて分類 (Davis+11)星形成銀河:N=1.4

ガスの回転

ガスと星が異なる運動⇒外部(merger)起源のガスが残存

aligned gas & stars
misaligned gas & stars

ΣSFR[M⊙/yr/kpc2]星の回転

ΣSFR∝(Σgas)N外部起源のガスを持つ銀河でN~1⇒ガス降着に誘発された星形成?
Σgas[M⊙/pc2]

4．議論：ガスの起源と星形成の関係
ΣSFR∝(Σgas)N

銀河中心核のX線観測(Pellegrini10)：Chandra, 2-10 keV(~0.1×0.1 kpc2)• 銀河中心のX線光度が高いほど星形成効率も高い

log(SFR)=log(LX)－39.77 (Ranalli+03)
SFRPAHからLXへの寄与を計算⇒log(LX[erg/s])~38

ΣSFR[M⊙/yr/kpc2]• LXに対する星形成の寄与:[erg/s]

AGNによる星形成の促進?
Σgas[M⊙/pc2]

5．まとめ早期型銀河は進化の最終段階にあり、AGNやX線プラズマが星形成を抑制していると考えられていた。
ATLAS3D銀河について「あかり」赤外線全天マップをもとにPAH光度を新たに得て、SFRを求めた。
早期型銀河の星形成効率は星形成銀河と同程度で、進化段階に依存しない。SFR減少の要因は、AGN等による星形成効率の低下ではなく、材料となる星間物質の減少である。
外部起源のガスを保持する銀河でKS則のべきが小さくなる傾向があり、ガスの獲得過程に応じて星形成のモードが異なることが示唆される。