SKAによる
局所銀河群銀河のダイナミクス

千葉柾司(東北大学)

内容
局所銀河群とはマゼラン雲の運動
アンドロメダ銀河の運動
銀河系質量分布の決定
まとめ銀河系と衛星銀河

銀河系

大マゼラン雲50kpc

小マゼラン雲局所銀河群
銀河系

２３０万光年

アンドロメダ銀河

M33

銀河系の明るい衛星銀河

SclCarFor

Leo II

Leo I

Phe5

銀河系の矮小楕円体銀河 dSphs
における恒星の速度分散プロファイル(Walker+ 2009)

視線速度分散(km/s)

恒星系の視線速度分布
質量分布 M(r)( )1 d ν vr2dΦ
GM (r )
β vr2+2=−=−rdrr2
ν dr∞Jeans eq.
− 2 β νGM ( r ) 2 β2r dr
β = const. ⇒ ν vr = r ∫2rrVcirc (r ) =GM (r )rRotation curve

ベストフィット M(r)暗黒物質の空間分布⇒ 暗黒物質の性質

恒星系が分布する領域内の質量光度比
Gilmore+ 2007

dSphs では暗黒物質が大きく支配

dSphs は暗黒物質研究の理想的な場所である(old data)7

ミッシングサテライト問題
Distribution of subhalos in a galactic scale(by Moore)

銀河系伴銀河の数はサブハローの数に比べて圧倒的に少ない– SDSSによって見つかった暗い矮小銀河を含めても20数個程度

一方、我々は矮小銀河の多くをまだ観測できていない– SDSSは全天の一部のみ観測– 遠くて暗い矮小銀河の見落とし– 暗い表面輝度の銀河の見落とし~300kpc

内容
局所銀河群とはマゼラン雲の運動
アンドロメダ銀河の運動
銀河系質量分布の決定
まとめThe Magellanic Stream

Tip ofThe Stream

Gardiner, Sawa, Fujimoto 94
Gardiner & Noguchi 96

BridgeStreamb=-45deg

LMC

SMC
Leading Arm

Putman et al.
(2003)

HSTによる固有運動決定(Kallivayalil+06ab, Kallivayalil+13, van der Marel+13)
54QSOs behind MCs ⇒ 26 QSOs used
2 epochs (2 yrs), 3 epochs (7 yrs)

固有運動決定
QSO

QSO

Viewing angle, flat rotating disk

1pix=25mas

LMCの内部運動（固有運動から）

平均運動

LMC

SMC

3 epochs (7 yr)
Gardiner & Noguchi 96

2 epochs

2 epochsµW = -1.910 ± 0.020 mas yr-1
µN = 0.229 ± 0.047 mas yr-1
Vtot = 321 ± 24 km/s (3 epochs)← 378 ± 31 km/s (2 epochs) : GN96: 287 km/s

µW = -0.772 ± 0.063 mas yr-1
µN = -1.117 ± 0.061 mas yr-1
Vtot = 217 ± 26 km/s (3 epochs)← 302 ± 57 km/s (2 epochs)マゼラン雲の軌道決定

脱出速度

脱出速度

MWの質量次第だが1012MsunだとN=1 (1st passage)

少なくとも4Gyr以内では今が最初の近銀点通過

Diaz & Bekki 2012
Magellanic Streamを説明する
ベストモデルの軌道4Gyr 以内に少なくとも２回近銀点通過

どっちが正しいのか？

宇宙構造形成シミュレーションに見られる”MW+LMC”の例(Sales+2011)

Mvir>1.8x1012Msunであれば、N=2が可能（これまで２回近銀点を通過）

何が問題か？

SKAによるアストロメトリ

マゼラン雲の固有運動の系統誤差– multiple epochsの観測が重要– 恒星系の内部運動（回転、速度分散）とその空間分布の補正に不定性– 観測領域がマゼラン雲全体に渡っていない

銀河系静止系における速度と銀河質量– 太陽位置の銀河回転と太陽運動速度の不定性– 銀河系質量分布、特に中心から50kpcよりも外側の真の質量分布に不定性大。球対称から大きくずれた分布（３軸非対称分布）。

内容
局所銀河群とはマゼラン雲の運動
アンドロメダ銀河の運動
銀河系質量分布の決定
まとめアンドロメダ銀河の運動
D~770kpc
Vhelio~-300km/s(VGSR ~ -100 km/s)

Vtan?
軌道角運動量とその起源?
Mtot?
Timing argument

HSTによる固有運動決定(Sohn+12, van der Marel+12ab)

３つのフィールド

多くの背景銀河との相対運動∆T: 2 epochs (5~7 yrs)

大きく運動する星（手前の星候補）を取り除く~10000stars~10000stars

FieldμWμNσμW σμN (mas/yr)
SPHEROID−0.0458 −0.0376 0.0165 0.0154
OUTERDISK−0.0533 −0.0104 0.0246 0.0244
TIDALSTREAM −0.0179 −0.0357 0.0278 0.0272
Weighted−0.0422 −0.0309 0.0123 0.0117~5000stars

accuracy~12µas/yr

内部運動等の補正後のVhelio

Red: HST PMs
Blue: Satellites
Black: average
Star: radial orbit

銀河系に対する相対運動
R0 = 8.33 ± 0.35 kpc(V0 + Vpec)/R0 = 30.2 ± 0.2 km/s/kpc(Upec, Vpec,Wpec)=(11.1,12.24,7.25) km/s
V0 = 239.3 ± 10.3 km/sVrad, M31 = −109.3 ± 4.4 km s−1
Vtan, M31 = 17.0 km s−1
MLG ≡ MMW, vir + MM31, vir= (4.93 ± 1.63) × 1012 M☉.

M31/M33とMWの軌道運動

何が問題か？

SKAによるアストロメトリ

アンドロメダ銀河の固有運動の系統誤差– multiple epochsの観測が重要– 恒星系の内部運動（回転、速度分散）とその空間分布の補正に不定性– 観測領域が銀河全体に渡っていない

銀河系静止系における速度と銀河質量– 太陽位置の銀河回転と太陽運動速度の不定性

SKAによる系外銀河の固有運動決定ターゲット：メーザー源等の電波源– マゼラン雲、アンドロメダ、M33、NGC6822、IC10(High Velocity Cloudsで何かできないか…?)

広域に渡るターゲット天体の相対位置測定（恒星に比べて）速度分散小のガス成分の運動– 内部運動とその空間分布の補正に重要

Multiple epochsに渡る系統的な観測

SKAによる銀河系内部運動の決定
多数の系内電波源のアストロメトリ観測– 局所静止基準の確定

系外電波源の光行差による固有運動観測– 銀河系内における太陽の加速度運動を反映
非円運動軌道の影響がない(軌道の形は関係ない)∆µ=ωVcirc/c =V2cric/R0c~ 5.0 ± 1.0 µas/yr– この加速度に対応する円運動速度Vcircが局所静止基準– 質量分布の非軸対称性?

Titov+ 2011
(555 sources over 1990-2010)

Kovalevsky 2003

Dipole comp∆µ=ωV/c ~ 6.4 ± 1.5 µas/yr
Towards (α,δ) = (263°, -20°)

内容
局所銀河群とはマゼラン雲の運動
アンドロメダ銀河の運動
銀河系質量分布の決定
まとめ銀河系質量分布の決定
Gaia
恒星の高精度位置天文観測
2013~

広視野多天体分光器
Prime Focus Spectrograph2016~

すばる望遠鏡

超広視野撮像カメラHyper Suprime Cam
2013~

30m望遠鏡(TMT) 2021~

8億7千万画素

銀河形成史の解明へ
一度に数千個のスペクトル

Hyper Suprime-Cam (HSC)銀河系ハローの広域マッピング
恒星系ハロー形成の数値シミュレーション

HSC(r<400kpc)

Bullock & Johnston 2005

空間分布SDSS
r<40kpc

化学元素動力学• 階層的合体を伴う銀河形成過程• 暗黒物質の動力学構造
BHB星に基づく銀河系構造と形成史

Blue Horizontal Branch (BHB) stars
銀河系ハロー構造とダイナミクスのトレーサー• 明るい。たくさん存在。
(Mg,BHB ~ 0.7 mag)
• 正確な距離決定可能。
D~400kpcまで、つまり（これまでよりも１０倍遠い）
銀河系の端までマッピング
Subaru/PFSによる分光観測によって、視線速度分布決定⇒ダークハローの質量分布

恒星ストリームに基づいた
銀河系重力ポテンシャルの決定
Palomer 5: 潮汐力で引き延ばされた球状星団@ d=25kpc (Odenkirchen+ 2003)

trailing

SDSS

leadinglatitude

様々なストリームを組み合わせた
銀河系ポテンシャルと質量分布決定
Vradlongitude

longitude
Eyre & Binney 2009

広い領域に渡るストリーム分布と視線速度分布が必要⇒ Subaru/PFSへまとめ
SKAによる系外、系内電波源のアストロメトリ
観測– マゼラン雲、アンドロメダ銀河の正確な固有運動– 正確な銀河回転＋太陽運動決定– 銀河系静止系に対する正確な３次元速度

すばる望遠鏡HSC（撮像）+PFS（分光）によるハロー天体の動力学観測– 銀河系質量分布の決定– マゼラン雲、アンドロメダ銀河の軌道決定