銀河衝突が与える星間ダストへの影響
Yamada,  R.  et  al.  (2013),  PASJ,  5,  103山田梨加,  名古屋大学修士論文,  2013年度
Murata,  K.  L.  et  al.    in  prep.

村田勝寛（名古屋大学）
共同研究者
山田梨加, 大薮進喜, 金田英宏, 石原大助（名古屋大学）, 山岸光義（宇宙研）

Introduction

星間ダスト
Big Grain(BG)

Very Small Grain(VSG)

多環芳香族炭化水素(PAH)

10 - 200 nm

1 - 10 nm

0.3 – 1 nm

非晶質カーボン
非晶質シリケイト

主に非晶質カーボン

C原子が50-100個程度

60-300 K
中間-遠赤外線の連続光

spectral features放射< 50 K 熱平衡
赤外線の連続光

天の川銀河のダスト放射

Compiegne+11

PAHの例

Draine+04

Introduction

ダストの重要性
HIガスの光電加熱

H２分子形成の場
H2分子H

ダスト

電子 e-H

ダスト

H

H

ダスト

UV photon
紫外線+ダスト à 電子放出 à ガスの加熱

ダスト表面でH原子が衝突→ H2を形成

宇宙空間の有機物
PAH：生命誕生に重要な役割を果たした可能性

Introduction

我々のこれまでの研究

星形成銀河の PAH/IR 光度比
10.0

LPAH3.3/LIR [10-3]

Yamada+13PASJ, 65,103

1.00.1

全ダスト放射に対する3.3μmPAH放射の寄与

LIRG
0.01

0.101.00
LIR [1011 L O• ]

ULIRG
10.00

100.00全赤外線光度 L(8-1000μm)〜全ダスト放射•

赤外線で明るい銀河では3.3μm PAH光度が全赤外線光度に対して小さい傾向•［先行］赤外線で明るい銀河は衝突銀河 (e.g., Sanders & Mirabel 1996)→ 衝突銀河でPAHが減少傾向

我々の
これまでの研究

Introduction「銀河衝突によるPAHの破壊」

isolated galaxy

merger galaxy

PAHの減少可視光面分光観測 (Monreal-Ilbero+06)
衝突銀河で、銀河全体での大域的な衝撃波
shock speed ~ 150-500km/s（理論）shock speed > 150 km/s でPAHは破壊(Micelotta+10)銀河衝突で発生した衝撃波で、PAHが破壊されている可能性

我々の我々のこれまでの研究
これまでの研究

Introduction

星形成銀河の PAH/IR 光度比
10.0

LPAH3.3/LIR [10-3]

Yamada+13
PASJ, 65,103

1.0

Yamada+13のサンプルで0.1
全ダスト放射に対する衝突銀河かどうか調べていない
ULIRG
LIRG
3.3μmPAH放射の寄与
0.010.101.00
LIR [1011 L O• ]10.00

100.00全赤外線光度 L(8-1000μm) ~ L(PAH) + L(VSG) + L(BG)•

赤外線で明るい銀河では3.3μm PAH放射が全赤外線光度に対して小さい傾向•［先行］赤外線で明るい銀河は衝突銀河 (e.g., Sanders & Mirabel 1996)→ 衝突銀河でPAHが減少傾向

本研究
可視光画像で銀河衝突の有無を確認

Q) PAHが減少しているのは「本当に」 衝突銀河か？

銀河サンプル
赤方偏移 z < 0.2 の星形成銀河 55個•

Yamada+13のサンプルから衝突銀河の有無が調べられる銀河– 十分に空間分解された可視光画像– SDSS@z<0.1(FWHM<2.8kpc@z=0.1) or HST•

赤外線天文衛星「あかり」 近赤外線分光サーベイ
AGNUL (Imanishi+08,10), MSAGN (Oyabu+11)•

2.5-5μmの分光データで、近赤外線AGN診断→ AGNを除外
星形成銀河で何が起こっているか調べたい

AGN診断• EW(PAH3.3μm),• 近赤外線連続波スペクトル傾き
でAGNを判定する

星形成銀河
PAH3.3μm放射AGN
PAH3.3μm放射が弱い
X線によるPAHの破壊

星の連続光

連続光の傾きが急
トーラス高温ダスト

EW(PAH)>40nm & (連続光傾き)< 1 を星形成銀河(Imanishi+06,10)→

AGN判定された銀河はサンプルから除外

物理量の評価
SED ﬁtting
モデルSED
DustEM (Compiegne+11)• ダスト3種類 : BG, VSG, PAH• NIR continuum(3000K BB + 600K BB)

ダストサイズ分布

PAH
VSG

BG

input (observed SED)
• 中間­遠赤外線測光 (AKARI, WISE, IRAS)• 近赤外線分光 (AKARI/IRC)
free parameters
BG, VSG, PAH存在量
NIR連続波強度、輻射場強度
à 各ダスト成分の光度、質量など●：観測値□：モデル値

フィットSED例

VSG

PAH

NIR連続波ダストサイズ (nm)BG

SED ﬁtting 結果星形成銀河 55個
Fittingのχ2 検定
– 51個
– 4個

90%信頼度accept
reject以降は、accept銀河のみを議論

PAH/IR
L(IR) --- L(PAH)/L(IR)

0.10

L(IR) --- L(PAH3.3μm)/L(IR)L PAH / L TIR
L(PAH)/L(IR)Yamada+13

LPAH3.3/LIR [10-3]

10.0

0.01

1.00.1

LIRG
1010

1011
LL(IR)TIR (L(Lsun ) )
sun

ULIRG

LIRG ULIRG
0.01

0.10

1.00
LIR [1011 L O• ]1012
L(IR) = L(BG) + L(VSG) + L(PAH)

赤外線で明るい銀河では、L(PAH)/L(IR)が減少傾向

10.00

100.00衝突銀河/非衝突銀河の分類
Asymmetry（A）: 180°回転に対する非対称性
A > 0.35 à 衝突銀河（伴銀河含む）(Lotz et al. 04)
A < 0.35 à 非衝突銀河
180°回転元画像

ーz<0.1 46 galaxies

SDSS g band 引き算画像＝0.1<z<0.2 5 galaxies

HST F814W

衝突銀河
A > 0.35
31 個

IRAS08201+2801
A=0.69offset Gini=0.03q(PAH)=1.8

IRAS13539+2920
A=0.61
offset Gini=0.01
q(PAH)=4.4

IRAS14060+2919
A=0.53
offset Gini=−0.04q(PAH)=6.0

IRAS00091−0738
A=0.50offset Gini=−0.05q(PAH)=3.2HST

非衝突銀河
A < 0.35
20 個

MCG−02−01−051
A=0.99offset Gini=0.06q(PAH)=6.9

MCG+08−18−013
A=0.86
offset Gini=0.09q(PAH)=8.4

VV705(S+N)
A=0.84
offset Gini=−0.03q(PAH)=4.6

MCG+07−23−019
A=0.79offset Gini=0.10q(PAH)=5.9VV250(UGC8335)
A=0.77
offset Gini=0.08q(PAH)=3.4

IRAS12112+0305
A=0.70offset Gini=−0.04q(PAH)=1.6NGC7771
A=0.66
offset Gini=0.09q(PAH)=3.9

IRAS03359+1523
A=0.62
offset Gini=−0.02q(PAH)=4.3

IC2810(NW)
A=0.59offset Gini=0.10q(PAH)=4.4

CGCG436−030
A=0.56
offset Gini=−0.04
q(PAH)=3.6

VV340
A=0.55offset Gini=0.03
q(PAH)=7.3

Mrk273
A=0.50offset Gini=−0.02
q(PAH)=1.0

Arp220A=0.49offset Gini=−0.01
q(PAH)=1.1

NGC2623
A=0.47
offset Gini=−0.05
q(PAH)=2.1

J1250140+073442
A=0.46
offset Gini=0.03
q(PAH)=11.6

NGC6090A=0.44
offset Gini=0.06
q(PAH)=7.7J1358417+350517
A=0.43offset Gini=0.03q(PAH)=10.9

J1544215+410510
A=0.43
offset Gini=−0.02q(PAH)=11.3

Mrk331
A=0.43
offset Gini=0.02q(PAH)=6.4

NGC695
A=0.42
offset Gini=−0.11q(PAH)=13.5

NGC5256(Mrk266)
A=0.41
offset Gini=0.04
q(PAH)=4.9

IRAS20414−1651
A=0.39offset Gini=−0.02
q(PAH)=0.8

Arp193(UGC8387)
A=0.39offset Gini=−0.05
q(PAH)=4.3

CGCG453−062
A=0.37
offset Gini=−0.12q(PAH)=5.5

J1050214+412756
A=0.36
offset Gini=0.02q(PAH)=8.4

UGC2982
A=0.36
offset Gini=−0.06
q(PAH)=13.1

MCG−01−60−022
A=0.34
offset Gini=−0.01
q(PAH)=7.1

IRAS10494+4424
A=0.33
offset Gini=−0.08
q(PAH)=1.9

J1224364+392259
A=0.29offset Gini=−0.04
q(PAH)=9.3

J1227379+400943
A=0.28
offset Gini=−0.01
q(PAH)=4.9

UGC12150
A=0.26
offset Gini=−0.05
q(PAH)=6.8

CGCG049−057
A=0.26
offset Gini=−0.09
q(PAH)=1.2

J1525275+050034
A=0.25offset Gini=−0.02q(PAH)=7.7

J2158357+120221
A=0.25offset Gini=−0.05
q(PAH)=14.8

J1507090+655609
A=0.25offset Gini=−0.10
q(PAH)=16.1

J1255548+633644
A=0.23
offset Gini=−0.13
q(PAH)=7.8

CGCG011−076
A=0.23
offset Gini=−0.08
q(PAH)=8.8

J1246570+421606
A=0.21
offset Gini=0.00
q(PAH)=11.3

J2218302+041629
A=0.21
offset Gini=−0.11
q(PAH)=15.6

J1512313+655330
A=0.21
offset Gini=−0.04
q(PAH)=12.8

J1210588+635453
A=0.19offset Gini=−0.07q(PAH)=8.4NGC5104
A=0.18
offset Gini=−0.09q(PAH)=8.8

J1458359+445301
A=0.17
offset Gini=−0.11q(PAH)=13.4

J0037539−062443
A=0.16
offset Gini=−0.08q(PAH)=8.5

J1622177+502228
A=0.13
offset Gini=−0.04q(PAH)=10.3

CGCG247−020
A=0.13
offset Gini=−0.11q(PAH)=4.6

IRAS13469+5833
A=0.49offset Gini=−0.03q(PAH)=2.9SDSSNumber Number

衝突銀河の割合と赤外線光度
151050151050merger

non−merger

90％

1.0Merger fraction

衝突
銀河 0.5の割
合0％

0.0
9.5

10.0

10.5 11.0 11.5
log L TIR (L sun)

12.0

log L(IR) (Lsun)

12.5

L(IR) = L(BG) + L(VSG) + L(PAH)

赤外線光度 L(IR) が大きい銀河ほど、衝突銀河の割合が大きいメインの結果と議論

PAH/IR 光度比
L(PAH)/L(IR)分布

NumberL(PAH)/L(IR)とL(IR)L PAH / L TIR
L(PAH)/L(IR)0.10

Number

IRAS10494+4424

CGCG049−057

0.01

mergernon−merger
merger (HST)

1010

1011
L TIR (L sun )L(IR) (Lsun)

1012

109876543210109876543210merger
mergernon−merger
non-merger−2.0−1.5−1.0log L PAH / L TIR−0.5log L(PAH)/L(IR)PAH/IR光度比が小さい銀河は、衝突銀河が支配的※ 全ての衝突銀河がPAH/IR光度比が小さいわけではない質量比

M(Big Grain)
M(star)NumberNumber420−4.0−3.5−3.0−2.5−2.0−1.5log MBG / Mstar

M(PAH)M(star)M(Very Small Grain)
M(star)86

青斜線：非衝突銀河
赤塗：衝突銀河縦線：衝突/非衝突銀河のmedian値

6655

Numberダスト/星4343221100−6.0−5.5−5.0−4.5−4.0−3.5−3.0log MPAH / Mstar−5−4−3log MVSG / Mstar

衝突銀河と非衝突銀河で分布は同じ−2衝突銀河は非衝突銀河よりも小さいM(PAH)/M(star)

PAH/star質量比が小さい銀河は、衝突銀河が支配的※全ての衝突銀河が、PAH/star質量比が小さいわけではない

PAHが減少しているのは“本当に” 衝突銀河か？
YES.
※全ての衝突銀河がPAHが減少しているわけではない

PAHが減少している衝突銀河とPAHが減少していない衝突銀河は何が違うのか？

一つの可能性衝突段階の違い？

銀河の衝突過程

2つの銀河はお互いの距離を縮めながら最終的に合体する

merger galaxy
at late stage

isolated galaxy

伴銀河

merger galaxy
at early stage

本研究の“衝突銀河”

衝突段階の評価方法
MCG+07−23−019
0.65
A=0.79mergeroffset Gini=0.10
merger(HST)
q(PAH)=5.9

ΔGini > 0
MCG−02−01−051
A=0.99offset Gini=0.06
IRAS12112+0305
q(PAH)=6.9
A=0.70offset Gini=−0.04
q(PAH)=1.6VV250(UGC8335)
A=0.77
offset Gini=0.08
q(PAH)=3.4

MC
A=offq(P0.60

ΔGiniGGini

衝突の初期段階
伴銀河

0.55

ΔGini < 00.50

表面輝度分布のCGCG436−030
不均一さ

0.45
A=0.56
offset Gini=−0.04
q(PAH)=3.6−0.5−1.0VV340
A=0.55offset Gini=0.03−1.5 q(PAH)=7.3−2.0
M20M20
衝突の初期：A>0.35, ΔGini>0
衝突の後期 : A>0.35, ΔGini < 0(Fig.5 of Lotz+08)−2.5

NGC7771
A=0.66
offset Gini=0.09
Mrk273q(PAH)=3.9
A=0.50offset Gini=−0.02
q(PAH)=1.0

表面輝度分布
中心集中の指標

衝突の後期段階IRA=
offq(P10−3

衝突段階とPAH
M PAH / M star

• M(PAH)/M(star)• L(PAH)/L(IR)が減少している衝突銀河は衝突後期段階にある

M(PAH)M(star)

10−4

10−5

10−6
0.10

0.10

衝突後期にPAHが減少した可能性
L(PAH)L(IR)LMPAH/ L TIR
PAH / M
BG→

衝突後期の銀河ほど、Hα輝線分散が衝撃波的（σ >100km/s） 0.01
0.01なものが増える（Rich +15）

mergernon−merger
merger (HST)

mergernon−merger
merger (HST)

−0.15

−0.10

−0.05

0.00

−0.15 −0.10 −0.05 6G
0.00
6G

0.05

0.05

0.100.10

Δ Gini

衝突後期

衝突前期

0.15

0.15

まとめ
• 赤外線天文衛星「あかり」などを用いて、z<0.2星形成銀河の赤外線の性質と銀河衝突との関係を調べた• 衝突銀河では、PAH/IR光度比、PAH/star質量比が減少している※全ての衝突銀河が減少しているわけではない• この違いは、衝突段階の違いの可能性• 衝突後期段階で衝撃波が発生し、PAHが破壊されている可能性