第4回銀河進化研究会@大阪大学

2017/6/9棒渦巻銀河の棒部における星形成の抑制メカニズム
前田 郁弥（京都大学）
共同研究者：太田耕司（京都大学）、羽部朝男（北海道大学）、藤本裕輔（ANU）、馬場淳一（国立天文台）

H2渦巻銀河：Armに沿って星形成が見られる

2• Armには分子ガスがあり、星形成が起きておりHII領域が形成されている

M51

CO(1-0)棒渦巻銀河：Barでは星形成が見られない

3• ArmではHII領域があって星形成が活発である。
• Barではダストレーンがあり、ガスは豊富に有りそうだが、HII領域が無く重い星の形成が起きていない。
• この違いの原因を解明することは重い星の形成条件を知る上で重要→長年の謎

NGC1300

Hα4

新しい説：分子雲の高速衝突が原因 30

CHAPTER

従来の説• Barに突入するガスの速度が大きすぎて、分子雲が形成されない(Tubbs 82)• Barではガスのsearが強くて星形成が起きない (Athanassoula 92)• あるいは、これらの組み合わせ (Reynaud & Downes 98)

新しい説 (Fujimoto+14)（~1.5pc）

が大きく、衝突している期間が短いため、分子雲コアが十分成

0.40

0.400.35

barー spiralBar0.30
discー
Armresults from M83 (Lundgren et al., 2004a0.25

0.35

N/Ntotal/8 km/s

• Barでは分子雲衝突の相対速度

Figure 2.2. Evolution of the galactic disc. Ima
0.45
Fujimoto et al.
2802014b,
Myr. Each MN,
image is445,
15 kpc L65
across.

0.45• Armでは分子雲同士が衝突し、星形成が誘発され重い星が形成。

CHAPTER 3. ENVIRONMENTAL DEPEND

N/Ntotal/8 km/s

• 高空間分解シミュレーション

560.300.15obtained from the M83 12 CO(J=1-0) obs
0.20
bar structure formed in the simulation a0.15
from the galactic centre was approximat
stellar mass dominated over the dark0.10
ma

0.10

0.05

0.05

0.00

0.25
0.20

0.00

長せず、重い星が形成されない。

0204060

2.2.3

80

100

120

Cloud definition and trackvcoll [km/s]
衝突速度（km/s）

Figure 3
Figure 3.1. Distribution of thecollisionvelocity ofclouds
cloudsin ourcloudThe
giant molecularsimulca

5

観測対象：星形成が見られないBar
12• Barで星形成が見られる棒渦巻銀河の分子ガス観測

CHAPTER 1. INTRODU

M83：弱いBar構造は行われている→適切ではない• 星形成が見られない極端な棒構造を持つ棒渦巻銀河を対象とする。
NGC1300

NGC5383

Figure 1.3. Image of the barred spiral galaxy M83. This image is based on data acquired with the 1.5-me
telescope at ESO’s La Silla Observatory in Chile, through three filters (B, V, R). Credit: ESO/IDA/m/R. Gendler, S. Guisard and C. Thone.

and Ho, 1994). The bar structure is likely responsible for feeding gas to the nuclea(Lundgren et al., 2004a; Fathi et al., 2008). Oﬀset ridges reside along the stellar bar, aridges are associated with shocked gas (Ondrechen, 1985).
There are many mapping observations in CO lines (Wiklind et al., 1990; Handa etLord and Kenney, 1991; Kenney and Lord, 1991; Rand et al., 1999; Crosthwaite et a
Sakamoto et al., 2004; Lundgren et al., 2004b; Muraoka et al., 2009a,b; Hirota et a
Total mass of HI gas is 7.7 × 109 M⊙ (Huchtmeier and Bohnenstengel, 1981). Total mgas is 3.2 × 109 M⊙ (Crosthwaite et al., 2002) or 3.9 × 109 M⊙ (Lundgren et al., 2004
Formation of spiral arm and bar structures

The formation process of spiral arm structures has been well debated, but consensus
been reached yet. One of the most popular theories of spiral structure is the density wavof Lin and Shu (1964) (see also Bertin and Lin 1996). They formulated the spiral fea
as a specific collection of stars, but rather a density wave that propagates azimuthally
the galactic disc. Spiral structures can be self-induced and maintained in a global
disk. This theory does not meet a winding dilemma, that is, if the stellar spiral is aarm, the lifetime of the arm is shorter than that of its hosting galaxy (> 1 Gyr) bec
galactic rotation curve is flat and then the spiral arm would wind up into nothing af
galactic rotations. This is inconsistent with the fact that most nearby galaxies have spi
indicating that the lifetime of the arm should be longer than 1 Gyr. Moreover, the lospirals can explain the observed oﬀset between the stellar arm and dust lane; a superflow into a spiral density wave experiences a shock as a results of the rapid decelerat
this occurs before reaching the minima of the spiral potential (Fujimoto, 1968; Robert
Recent numerical simulations with a live (i.e. time-dependent) stellar disk, howevethat stars and gas populate the spiral arms for the lifetime of the arm itself, rather tha

このような銀河のBarの分子ガス観測はほとんど行われていない。

理由）遠い（ 20Mpc）、北天に少ない、中心部を対象とした観測が多い→本当に分子ガスがあるかどうかも不明。

今回の目的：ガスの有無・速度幅の検証

6

今回の目的
1. まずは、野辺山45-mでCO(1-0)の観測を行い、Barに分子ガスが存在するか確かめる。
2. 同時に、観測したCO輝線の速度幅の傾向がシミュレーションの結果30 と一致するか検証する。
CHAPTER 2. ENVIRONMENTAL DEPENDENCE OF GMCS
offsetは速度場のため

観測者
i=35

強度

ArmBarFigure 2.2. Evolution of the galactic disc. Images show the surface gas density at times, t = 200, 240, and280 Myr. Each image is 15 kpc across.
速度(km/s)

速度幅：Arm < Bar野辺山45m 7

NGC1300：CO(1-0)の観測
観測• 野辺山45-m• 2016/1/31 ~ 2/1 Tsys = 350~600(K)• 2016/4/24 ~ 25 Tsys = 400~700(K)• 2017/2/14 ~ 15 Tsys = 300~450(K)Hα

距離 = 20Mpc
Beamsize15” ~ 1.5kpc
Arm 3

Bar 1

観測結果：Barにも分子ガスは豊富にある
Bar 1

8

強度(mK)

強度(mK)

Arm 3

130km/s
80 km/s
速度(km/s)••••

積分時間 = 2h8m20s
rms = 3.14mKS/N ~ 9分子ガスの質量 = 1.8（αCO = 4.36）

速度(km/s)

107 Msun••••

積分時間 = 0h28m0s
rms = 5.37mK
S/N ~ 9分子ガスの質量 = 3.1（αCO = 4.36）

ちゃんとBarにはガスがあり、CO(1-0)の速度幅はArmよりBarの方が大きい

107 Msun

9

速度幅：シミュレーションと傾向が一致
NRO-Bar-A

NRO-Arm-A

Bar1

Bin = 10km/s

­ Bar
­ Arm

強度(mK)

強度(mK)

Arm3130km/s

80 km/s-100

速度(km/s)

速度(km/s)

-50

050

100

150

200

250

300

velocity[km/s]

速度(km/s)

Figure 3: CO(1-0) emission profile in the bar-A region (left) and in the arm-A region (center)
Arm
Barの傾向が見られる
シミュレーションと一致
obtainedwith<Nobeyama
45-m. The observed =positions
are shown in Figure 2 as green circles.
The CO(1-0) emission profile in the bar-B (arm-B) is similar to that in the bar-A (arm-A). Right:→Barでは高速衝突している可能性’observed’
gas profiles in the arm region (red line) and bar region (blue line) in the simulation withthe sameただし、速度場を反映している可能性もある
viewing angle of NGC 1300. O↵set of the velocity is just reflection of the velocity field(galactic rotation).

• HIの観測結果に基づくと、Arm3では20km/sくらいの速度勾配• BarではHIが受かっていないの分からない

10

NGC1300全結果：速度幅
Arm < Bar
Arm1Arm 1

補填観測の結果のみ

速度幅はArm 4
TA*Δv=1.81 [K km/s]

Mmol =
2.78 × 107 Msun

σ~6.70mKM(H )x 10
Mmol =
t~27m0s =2.4(η =0.42)
2.05 × 107 Msun
rms = 6.72

σ~6.22mK
t~23m40s

7 [Msun]MB

Arm < Bar End < Bar[mK]

effective on-source time
〜27 min (× 2 偏波)の傾向

110km/s

70km/sArm 3
Mmol =
3.09 × 107 Msun

80km/sBar 1Mmol =1.83 × 107 Msun

σ~3.14mK
t~2h8m20s

Bar 3BarEnd

Mmol =2.13 × 107 Msun

130km/sσ~5.37mK
t~28m0sσ~4.23mK
t~1h6m0s

130km/s

Mmol =
4.12 × 107 Msun

σ~6.95mK
t~28m40s

90km/s11NGC5383：CO(1-0)の観測
野辺山45-m• 観測• 2017/2/14 ~ 18
• Tsys = 200~300(K)

距離 = 35Mpc
Beamsize15” ~ 2.6kpc

BarArmSheth et al. (2000)

12NGC5383：速度幅 Arm < Bar
Bar
強度(mK)

強度(mK)

Arm140 km/s
速度勾配〜100km/s

240km/s

速度勾配〜100km/s

速度(km/s)••••

積分時間 = 0h44m20s
rms = 2.76mK
S/N ~ 20
分子ガスの質量 = 2.7 108 Msun
（αCO = 4.36）••

速度(km/s)••••

積分時間 = 2h0m20s
rms = 2.16mK
S/N ~ 9分子ガスの質量 = 5.4（αCO = 4.36）

NGC5383もNGC1300と同じ傾向
NGC5383ではArmよりBarに大量の分子ガス

107 Msun今後の展望：ALMAで観測

13

まとめ
今回の観測結果は、「棒渦巻銀河のBarでは分子雲の高速衝突が原因で星形成が起きない」という新しい説を支持している可能性。ただし、速度場を反映している可能性もある。
今後に向けて• 速度場の影響を検討する• ALMAやNOEMAで、個々の分子雲に分解して実際に相対速度を調べたい• NGC1300は観測提案済み。