SAG: Stars and Galaxies Vol.2, id.6 , 2019 December 27
c 2019. Center for Astronomy, University of Hyogo.
⃝

MaNGAサーベイデータで探る近傍棒渦巻銀河の星種族年齢の分布
村田 一心 11

法政大学 理工学部 応用情報工学科

Stellar age profiles of local barred and unbarred galaxies as revealed with MaNGA
Kazumi M URATA 1
1

Department of applied informatics, faculty of Science and Engineering, Hosei University,
3–7–2, Kajino-cho, Koganei, Tokyo, Japan
murata.kazumi.204@gmail.com(Received 2019 October 28; Accepted 2019 December 21)

概要
本研究では可視面分光サーベイ MaNGA データを用いて、近傍棒渦巻銀河の星種族年齢分布を調査した。サンプルセレクションには Galaxy Zoo カタログを利用し、顕著な棒構造を持つ棒銀河サンプルと、棒構造を持たないコントロールサンプルを作成した。星質量ごとの傾向を調べるため、これらのサンプルを
log M /M⊙ = 10.0-10.5, 10.5-11.0, 11.0-11.5の3グループに分類した。各グループにおける天体数は、棒銀河
サンプルが 5, 24, 19 天体、コントロールサンプルが 25, 48, 38 天体となった。棒銀河サンプルの光度加重平
均年齢分布は、中心の 3 kpc で平坦となり、外側の領域ではコントロールサンプルより 0.2-0.4 桁高かった。
これは、棒状構造によって中心では星形成活動が誘発され、外側では低下したことを示す。一方、質量加
重平均年齢の分布は両サンプルとも全グループにおいて中心ほど増加した。この傾向は、棒状構造を持っていても、他の銀河と同様にインサイド-アウトの進化をすることを示す。

Abstract
This study investigates radial age profiles of local barred and unbarred galaxies using Mapping Nearby Galaxies
at APO (MaNGA) survey data. Galaxies with prominent bars were selected from the Galaxy Zoo catalogue as abarred sample, and those without bars as a control sample. These samples were divided into three stellar-mass bins,log M /M⊙ = 10.0-10.5, 10.5-11.0, and 11.0-11.5, respectively. The numbers of galaxies in each bin were 5, 24, and19 for the barred sample, and 25, 48, and 38 for the mass-matched control sample, respectively. The luminosityweighted age profiles of barred galaxies were flat at central 3 kpc regions and were 0.2-0.4 dex higher than the control
sample at outer regions. This indicates bar-induced star-formation in the central regions and bar-quenching in theouter regions. On the other hand, the mass-weighted age profiles of both samples monotonically increased towards
the central regions. This suggests that barred galaxies also follow inside-out quenching, regardless of bar-induced
central star-formation and/or bar-quenching of disk regions.
Key words: galaxies:evolution—barred galaxies—age-gradient
1. 序論
現代天文学の課題の一つは、銀河の形態と星形成活動の推移との関係を明らかにすることである。銀河の形態
は、渦巻銀河と楕円銀河に大きく分類される。一般に渦巻銀河は活発な星形成活動を示し、楕円銀河は星形成活動をしていない (e.g. Cano-Dı́az et al. 2019)。しかし渦巻銀河の中でも棒状構造を持つ銀河はガスが少なく、星形成活動も弱いことが報告されている(Masters et al. 2010; Masters etal. 2012; Kruk et al. 2018)。
棒状構造は銀河の星形成活動の分布にも大きな影響を及ぼしている。棒状構造を持つ銀河は中心にガスが集中し、活発な星形成活動をしているものが多く見つかっている (Sakamoto et al. 1999; Wang et al. 2012; Lin et al.
2017; Chown et al. 2018)。また、円盤領域での星形成活動は棒状構造を持たない銀河と比べて弱く (Masters et al.
2010; Kruk et al. 2018)、棒状構造内での星形成活動も非常に弱い (James & Percival 2015, 2016, 2017, Yajima et al.

2019)。
これらの現象は次のように理解されている (Gavazzi etal. 2015)。棒状構造は非軸対称であるため、その回転は円盤内の重力ポテンシャルの形を歪める。その結果、円盤内のガスは角運動量を失い、中心に輸送される。そのため、星形成活動は円盤内で低下し、中心で増加する。
一方、通常の渦巻銀河は中心ほど早く星形成活動を終える、インサイド-アウトの進化をすると考えられている(Tacchella et al. 2015; Belfiore et al. 2017; Abdurro’uf &Akiyama 2017; Ellison et al. 2018; Wang et al. 2018)。つまりこのような銀河は中心ほど星形成活動が弱い。しかし、棒状構造が存在すると中心の星形成活動が活発になり、円盤領域の星形成活動は低下するため、インサイドアウトの進化は弱まると考えられる。
棒状構造とインサイド-アウトの関係を調べるには、星形成活動や星種族の年齢分布を調べれば良い。Abdurro’uf& Akiyama (2017)は近傍銀河を空間分解してSEDフィッテ
ィングを行い、棒状構造の有無と比星形成率 (specific Star-

2

K. Murata

Vol. 2Formation Rate; sSFR)の分布との関係を調べた。彼らは銀 2. 使用データ
河中心での sSFR は棒状構造を持つ銀河の方が低いが、外2.1. サンプルセレクション
側では棒状構造の有無に依らないと主張している。一方、本研究では可視面分光サーベイ MaNGA のアーカイブ
Lin et al. (2017) や Chown et al. (2018) は多くの棒状構造を持つ銀河の中心で星形成活動が増加する様子を捉えてい データ DR14、および銀河の形態を分類する市民プロジェ
る。また、年齢の勾配に関する研究ではロングスリット クト Galaxy Zoo を用いた。MaNGA サーベイは近傍銀河 1を用いた可視分光観測が多く行われており、棒状構造を 万天体を面分光観測するプロジェクトで、DR14ではおよ持つ銀河は年齢の勾配が小さいと報告されている(Pérez et そ 2500 天体が収録されている。視野は 30 arcmin 程度で、al. 2007; Pérez et al. 2009; Sánchez-Blázquez et al. 2011)。し 波長範囲3600-10000 Å、波長分解能 R∼2000でファイバー
かしロングスリットを用いるだけでは、棒状構造の年齢 分光をしている。視野に適度に収まるように、赤方偏移勾配を推定できても、棒状構造が銀河全体に与える影響 z ∼ 0.03の銀河を主なターゲットにしている。MaNGAサー
を詳しく調べることはできない。そのような研究を行う ベイのサンプルセレクションは、原則として質量ごとに均には、近年活発に行われるようになってきた可視面分光 等になるように設定されており、銀河進化の統計的な研究
観測が必要である。面分光観測では、銀河内の全領域を においても無バイアスなサンプルとして使用できる。
Galaxy Zoo は一般市民が銀河のカラー画像を見て形態同じ手法で解析できるため、棒状構造と銀河全体の関係を調べるのに適している。しかし、棒状構造の有無と年 を投票・判別するプロジェクトである(Lintott et al. 2008)。
齢の勾配との間に有意な相関はないとする研究 (Sánchez- 初期のプロジェクトでは楕円、渦巻き、不規則銀河の判Blázquez et al. 2014)がある一方、棒状構造を持つ銀河の棒 別のみ行っていたが、Galaxy Zoo 2ではより詳細な形態へ
領域では年齢の勾配が円盤領域よりも緩やかとする研究 の投票を行っている。MaNGAサンプルについては、全ての天体についてGalaxy Zoo 2における形態分類が行われてもある (Seidal et al. 2016; Fraser-McKelvie et al. 2019)。
このように、棒状構造の有無とインサイド-アウトの進 いる(Aguado et al. 2019)。Galaxy Zoo 2 プロジェクトでは、化との関係は未だよくわかっていない。その原因の一つ 棒状構造の強さについては定めていない。しかし、大多は、棒構造が弱い銀河でも棒構造ありとしてサンプルに 数の市民が「棒状構造がある」と判別した銀河は顕著な含まれているため、棒構造の有無による違いが見えにく 棒状構造を持っていると考えられる。実際、他の方法とくなってしまっていることである。また、棒状構造の有無 Galaxy Zoo での結果を比較した研究では、投票が高いほで星質量が異なっており、棒状構造の有無による原因と星 ど強い棒状構造を持っていることが示されている(Masters
質量の大小による原因とが区別できていないことが考え et al. 2012)。
本研究で用いる棒銀河サンプルは次のように選んだ。
られる。加えて、サンプルの少なさも影響していると考「spiral」
えられる。これを解決するには、棒状構造の有無に強弱 まずGalaxy Zooによる形態分類で「disk or feature」「bar」への投票が8割を超えた天体を選んだ。
があること (Nair & Abraham 2010)、棒状構造を持つ銀河 「no edge on」
ほど星質量が大きいことを考慮した多数のサンプルを作 これにより選択された天体は57天体であった。ここで、エ成し、棒状構造の有無による違いをより見やすくするこ ッジオンを避けたのは円盤領域のプロファイルを詳細に調べるためである。また、複数の銀河が視野に写っているサとが考えられる。
そこで本研究では、「棒状構造が非常に強い銀河サン ンプルは視覚的に確認し、取り除いた。活動銀河核の影響
プル」と、「棒状構造がほとんど見えないが星質量は同一 を避けるため、BPT図(Baldwin et al. 1981, 図1)を用いてセなコントロールサンプル」を用いる。このような両極端 イファートと分類された銀河は取り除いた。その際、BPTのサンプルを星質量でグループ分けして作成するには、 図は [NII]λ6584 輝線を用いた方法 (Kauffmann et al. 2003)、
大規模なデータセットが必要になる。そこで本研究では、 [SII]λλ6717,6731 輝線を用いた方法 (Kewley et al. 2006) の大規模サンプルを持つ Mapping Nearby Galaxies at APO ２つを適用し、どちらか一方でもセイファートと分類さ(MaNGA; Bundy et al. 2015; Blanton et al. 2017) データと、 れた銀河 (図 1 における点線と破線の上側に分布する銀河)
視覚的に大量の銀河の形態を分類した Galaxy Zoo 2 プロ は使わなかった。最後に星質量で分類し、本研究で用いジェクト (Willett et al. 2013) のデータを用いた。また、先 た棒渦巻銀河のサンプル数は、星質量log M /M⊙ =10-10.5,
行研究では銀河の年齢勾配を調査していたが、勾配の領 10.5-11, 11-11.5のグループでそれぞれ, 5, 24, 19天体となっ域ごとの違いは考慮していなかった。それに対し本研究 た。もっとも軽い銀河のグループの数は非常に少なく、統では、年齢の半径方向プロファイルそのものを調査し、年 計的な議論は難しいが、参考のために同様に解析した。
棒銀河サンプルと比較するためのコントロールサンプ
齢の大きさと勾配について、領域ごとに調査する。これにより、棒状構造によって誘発された星形成活動やその低下 ルは次のように選んだ。まず、棒銀河サンプルの選択における「spiral」を「no spiral」として、155 天体が得られが星種族に与える影響を詳しく調べる。
本論文は次のように構成されている。次節では用いた た。棒銀河サンプルと星質量を揃えるため、各星質量グ
データおよび物理量の算出方法を説明する。第3節では棒 ループの棒銀河サンプルと星質量が 0.1 dex 以内で等しい状構造の有無で年齢プロファイルが有意に異なる結果を 銀河を1天体ずつランダムに選択した。グループ内の全て示し、第4節では年齢プロファイルと棒状構造による星形 の棒銀河に対応天体が見つかれば選択された天体をコン
成活動の低下、インサイド-アウトの進化との関係を議論 トロールサンプルに加え、対応天体が見つからなくなるする。第5節では結論を述べる。本研究では、宇宙論パラ までこれを繰り返した。その結果、各星質量グループ log
メータとして (H0 , ΩΛ , Ωm ) = (70 km/s/Mpc, 0.7, 0.3) を使用 M /M⊙ =10-10.5, 10.5-11, 11-11.5 におけるコントロールサ
ンプルはそれぞれ, 25, 48, 38天体となった。すなわち各グした。
ループにおける、棒銀河の対応天体はそれぞれ5, 2, 2天体存在する。図2に棒銀河サンプルとコントロールサンプルの例を 1 天体ずつ示した。

id. 6

Radial age profiles of barred galaxies with MaNGA
Table 1. Barred galaxy sample used in this study. Each column shows
the MaNGA ID, stellar mass, redshift and fraction of voting to “bar” in
the Galaxy Zoo catalogue.

log10([OIII]/Hβ)

1.5
1

0
-0.5
-1
-1

-0.5

0

0.5

log10([NII]/Hα)log10([OIII]/Hβ)

1.5
1
0.5
0
-0.5
-1
-1.5

log M /M⊙ ]z
Low mass sample
8549-6103
10.0280.04178600-12701
10.3210.02808945-12701
10.4430.03278330-9101
10.4800.03498547-9102
10.496
0.0435
Middle mass sample
8931-12704
10.5120.02548440-3703
10.5230.02708078-6104
10.5440.04428083-12703
10.5550.02438931-12702
10.5730.02778728-12701
10.6010.02848726-12701
10.6290.02868724-12701
10.6750.03168439-3701
10.7860.02718440-12701
10.7910.02898140-12701
10.8030.02868715-12701
10.8070.02428602-12705
10.816
0.03188987-3703
10.8180.02698597-12703
10.836
0.02609042-12703
10.8610.03288312-12702
10.8640.03208979-3704
10.8720.06218601-12705
10.8730.02978626-12702
10.8770.02948452-12704
10.9030.05188947-12704
10.9640.02718616-6104
10.9800.05408939-12703
10.9900.0278High mass sample
8482-1902
11.0050.05788078-12703
11.0100.02818602-12701
11.0250.02689026-9101
11.0270.03148945-6104
11.0330.03388325-9102
11.0520.06748135-6103
11.0580.04888486-6101
11.086
0.05898481-1902
11.0930.06518454-6104
11.1590.06358717-9101
11.1650.04578712-12704
11.1670.03248252-3702
11.1960.09068721-6103
11.2070.04548454-12702
11.2730.07648450-12705
11.3060.04288655-3701
11.3620.07128452-12703
11.3800.06108135-12701
11.416
0.0618MaNGA ID

0.5

-1.5

3

-1

-0.5

0

0.5

log10([SII]/Hα)Fig. 1. BPT diagrams of our samples. Magenta and grey symbols indicate barred- and unbarred (control) samples, respectively. Top: BPT
diagram based on the [NII] line. The dashed line indicates the separation between star-forming galaxies and AGNs as defined by Kewley
et al. (2001). The dotted (solid) line shows the separation between
Seyfert galaxies and LINERS (star-forming and composite galaxies) as
suggested by Kauffmann et al. (2003). Bottom: BPT diagram based on
the [SII] line defined by Kewley et al. (2006). The dashed line indicatesa separation between star-forming galaxies and AGNs, and the dottedline separates Seyfert galaxies and LINERs.

Fig. 2. Example SDSS pseudo-colour images of the barred and unbarred galaxies. The left panel shows the barred galaxy 8616-6104,
and the right panel shows the unbarred galaxy 8550-9102.

fbar
0.885
0.857
0.903
0.872
0.971
0.969
0.840
0.844
0.828
0.886
0.871
0.976
0.815
0.905
0.814
1.000
0.818
0.977
0.925
0.897
0.865
0.913
0.833
0.838
0.886
0.806
0.806
0.889
0.806
0.932
0.829
0.975
0.971
0.960
0.923
0.878
0.853
0.946
0.806
0.868
1.000
0.923
1.000
0.853
0.889
0.857
0.907
0.896

4

K. Murata

2.2. 用いた物理量本研究では、MaNGAサーベイの2次データPIPE3Dを使用した (Sánchez et al. 2016; Sánchez et al. 2017)。PIPE3D
では、MaNGA の各分光データに対してスペクトルフィッ
ティングを行い、ピクセルごとに星質量、年齢、輝線強度などのデータをまとめている。フィッティングには星種族
合成スペクトルが使用され、各種属の存在量から星質量や年齢が推定されている。本研究におけるサンプルセレ
クションで用いた星質量は、視野内に含まれる星質量の総和とした。
銀河を構成する星種族の年齢には２種類ある。光度加
重平均年齢(Luminosity-weighted age; ageLW )と質量加重平
均年齢 (Mass-weighted age; ageMW ) である。光度加重平均
年齢は 5500 Å での光度で各星種族に重みをつけた平均年
齢、質量加重平均年齢は名前の通り各星種族の質量で重みをつけた平均年齢である。なお、PIPE3D では年齢の対数に対して平均を計算しており、一般的な平均年齢とは定義が少し異なる。
これらの年齢は銀河の星形成史を反映する。光度加重
平均年齢は、寿命の短い星により大きな重みがかかるた
め、最近の星形成活動に大きく影響される。すなわち光度加重平均は、銀河が活発な星形成活動を行うと小さくなり、クエンチングが起きると大きくなる。一方、質量
加重平均年齢は寿命の長い星に大きな重みがかかるため、より過去の星形成史を反映している。そのため、星形成活動が活発に行われても、光度加重平均年齢ほどには変化しない。このことから両者の比、すなわち質量加重平
均年齢 / 光度加重平均年齢が小さいほどクエンチングが起きていると判断できる。つまり、インサイド-アウトの進化をしている銀河は、中心ほど年齢比が小さくなる。

2.3. 解析方法
棒状構造とインサイド-アウトの進化との関係を調査するため、各星質量グループにおける星種族年齢の半径方
向プロファイルを求めた。その際、各銀河の年齢プロファ
イルを求めた後、グループごとに平均化した。各銀河の年齢プロファイルを求める際は、幅1ピクセルの円環内の年齢の平均を求めた。グループごとの平均を求める際は、中心から 10 kpc までの領域を 0.5 kpc のビンで分類し、各ビンに含まれる個々の銀河の星種族年齢の平均と分散を算出した。
このように 2 段階に分けてプロファイルを求めたのは、
各銀河画像のピクセルの物理スケールが異なるため、全銀河を同時に計算すると銀河ごとに重みを均一にできな
いためである。ここでは簡単のため、傾斜角の補正はしなかった。ただし、サンプルからエッジオン銀河は取り除いたためその影響は小さいと考えられる。また、棒状構造の有無で傾斜角にバイアスがかかることは考えにくく、本研究の結果に大きな影響はないと考えられる。

3. 結果得られた年齢プロファイルを図 3∼5 に示す。図 3 上段は光度加重平均年齢、下段は質量加重平均年齢、図4は棒銀河サンプルとコントロールサンプルとの比のプロファイ
ルを示している。図5には、質量加重、光度加重平均年齢の比を示した。図3、5では棒銀河サンプルは左図に、コントロールサンプルは右図に示した。

Vol. 2

これらの図からまずわかることは、中心ほど年齢が高
いこと、重い銀河ほど年齢が高いことである。前者はインサイド-アウトの進化と、後者はダウンサイジングと無矛盾である。この傾向は棒銀河、コントロール共に、2種類の年齢両方で見られる。以下では、これらの図について詳しく見ていく。

3.1. 光度加重平均年齢
図3上段は、光度加重平均年齢のプロファイルを示している。棒銀河サンプル(左)とコントロールサンプル(右)とを比べると、顕著な違いが 2 つ見られる。一つ目は、棒銀河サンプルでは中心付近で年齢の増加が頭打ちしていることである。この傾向は (Lin et al. 2017; Chown et al.
2018) が示した星形成活動や年齢の指標 (Hα と Hδ の等価
幅、Dn4000)のプロファイルの中心付近での折り返しと類似している。
二つ目の違いは、もっとも軽いグループ (青) を除き、外側では棒銀河サンプルの方が年齢が高いことである。これは、棒状構造を持つ銀河の円盤領域で星形成活動が弱いとする研究 (Kruk et al. 2018) とも一致する。棒銀河サン
プルでは、中心での年齢の増加が頭打ちし、外側の年齢が大きいため、コントロールサンプルと比較して勾配が小さい。この傾向は、面分光を用いて円盤領域より棒領域の方が年齢の勾配が小さいことを示した先行研究 (Seidal
et al. 2016; Fraser-McKelvie et al. 2019) とも無矛盾である。
より詳細に棒銀河サンプルとコントロールサンプルを比較するため、図4(左)に両者の光度加重平均年齢プロファ
イルの比を示す。星質量 log M /M⊙ >10.5 のグループ (緑、紫) では、棒銀河サンプルの方が年齢が高いが、中心付近
ではその差が小さくなっていることがわかる。つまり、棒銀河サンプルでは相対的に中心が若く、外側で年老いているということである。

3.2.

質量加重平均年齢

質量加重平均年齢のプロファイル (図 3 下段) は光度加重
平均年齢と違い、年齢の増加の頭打ちは見られない。そのため、棒銀河、コントロール共に年齢が中心に向かって単調増加している。棒銀河サンプルとコントロールサンプ
ルのプロファイルの比(図4右)を見ると、両プロファイルに顕著な違いは見られない。この傾向は、Sánchez-Blázquez
et al. (2011)やSánchez-Blázquez et al. (2014)の結果とも一致
している。

3.3.

質量加重平均年齢・光度加重平均年齢比

次に、質量加重平均年齢と光度加重平均年齢との比(ageMW/LW)のプロファイル求めた (図5)。棒銀河サンプル(左)とコントロールサンプル(右)とで、振る舞いが大きく異なることがわかる。
中心付近での年齢比は、コントロールサンプルでは大きく減少しているのに対し、棒銀河サンプルでは折り返しが見られる。また、星質量 logM /M⊙ > 10.5 のグループ
では、外側の年齢比が棒銀河サンプルの方が小さい。先述
した通り、年齢比の減少は星形成活動が低下を示唆する。
つまりこの結果は、コントロールサンプルでは中心付近で星形成活動が低下、棒銀河サンプルでは中心付近で活性化、外側で低下したことを示唆する。
一方、星質量に対する依存性を見ると、特に棒銀河サ
ンプルでは質量が大きいほど年齢比が 1 (つまり対数を取ると0)に近い。これは、光度の大きい星種族と、質量に支Radial age profiles of barred galaxies with MaNGA

10
9.8
9.6
9.4
9.2
9
8.8
8.6

(a)

logM*=11.0-11.5
logM*=10.5-11.0
logM*=10.0-10.5

log age LW[yr]log age LW[yr]

id. 6

10
9.8
9.6
9.4
9.2
9
8.8
8.6

10

(c)

9.9
9.8
9.7
9.6
9.5

(b)

0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10
Radius[kpc]log age MW[yr]log age MW[yr]0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10
Radius[kpc]

5

10

(d)

9.9
9.8
9.7
9.6
9.5

0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10

0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10

Radius[kpc]Radius[kpc]Fig. 3. Radial age profiles for the barred- and unbarred (control) samples. The cyan, green, and magenta symbols indicate the subsamples with the stellar
mass of log M∗ = 10.0-10.5, 10.5-11.0, and 11.0-11.5, respectively. (a): Luminosity-weighted age profiles for the barred sample. (b): Mass-weighted
age profiles for the barred sample. (c): Same as (a), but for the control sample. (d): Same as (b), but for the control sample. The symbols are shiftedslightly along the x-axis (± 0.06 kpc) to improve the visibility.

配的な星種族の年齢が近いことを意味する。つまり、重い銀河ほど星形成活動が低下し、寿命の短い星がいなくなってきていることを示唆する。

を持つグループ (緑; log M /M⊙ = 10.5-11) が最も棒構造の有無による光度加重平均年齢の差異が大きい。この質
量範囲の光度加重平均年齢プロファイルを見ると、コン
トロールサンプル (図 3b) では半径 5 kpc より外側の年齢が4. 議論
10億年にも満たないのに対し、棒銀河サンプル(図3a)では15-20億年の年齢である。つまり、コントロールサンプル
本研究では、可視面分光データを使い、銀河を構成する の円盤部は活発な星形成活動をしているのに対し、棒銀星種族の年齢プロファイルを棒状構造の有無と星質量ご 河サンプルは星形成活動が弱りつつある。これは、棒構とに調査した。その結果、棒銀河サンプルはコントロール 造による円盤部の星形成活動の低下は星質量がlog M /M⊙
サンプルと比べ、光度加重平均年齢は中心では同程度だ = 10.5-11 の範囲にある銀河に最も効果的であることを示
が外側では大きいこと、質量加重平均年齢は銀河全域で 唆している。
同程度であることがわかった。本節ではこれらの結果と先先行研究の中には、棒状構造の有無と星形成活動や星行研究との知見を合わせ、棒状構造と星形成活動の低下、 種族の年齢に有意な違いはないとするものもある (Kim et
およびインサイド-アウトの進化との関係を議論する。
al. 2017; George et al. 2019)。しかし、これらの研究はSDSSの中心だけに当てたファイバーによる分光観測を元にし4.1. 棒状構造による星形成活動の低下ている。本研究においても中心の特に光度加重平均年齢
図 4(左) で示したように、棒銀河サンプルはコントロー は、棒状構造の有無で大きな差異は見られず(図4左; 半径
ルサンプルと比べ、外側の光度加重平均年齢が大きい。こ ∼0 で年齢比の対数は 0 に近い)、先行研究と矛盾するとは
れは、棒状構造の存在が円盤の星形成活動を低下させて 言えない。しかし外側の領域では棒状構造の有無によっいることを示唆しており、先行研究 (Cheung et al. 2013; て大きく異なる。このような研究は面分光観測を行うこNewnham et al. 2019)やシミュレーション(Khoperskov et al. とで初めてできるものであり、棒状構造による星形成活2017)とも一致している。興味深いことに、中間の星質量 動の低下を有意に示すことができたと言える。

0.4
0.3
0.2
0.1
0
-0.1
-0.2
0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10
Radius[kpc]log Rage,MW bar/nobar

K. Murata

log Rage,LW bar/nobar

6Vol. 2

0.2
0.1
0
-0.1
0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10
Radius[kpc]

1
0.9
0.8
0.7
0.6
0.5
0.4
0.3
0.2

log age MW/LW

log age MW/LW

Fig. 4. Radial profiles of the ratio of the ages between barred- and unbarred samples.
The left panel shows the profiles based on the Luminosity-weighted age, and the right panel shows that based on the mass-weighted age.
The symbols are the same as in the Fig.
3, and shifted slightly along the x-axis (± 0.06 kpc) to improve the visibility.

1
0.9
0.8
0.7
0.6
0.5
0.4
0.3
0.2

0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10

0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10

Radius[kpc]Radius[kpc]Fig. 5. Radial profiles of the ratio between mass- and luminosity-weighted ages. The left panel shows the barred sample, and the right panel
shows the unbarred sample. The symbols are the same as Fig. 3, and shifted slightly along the x-axis (± 0.06 kpc) to improve the visibility.

棒状構造を持つ銀河の割合は、星質量が大きいほど高いことが知られている(Nair & Abraham 2010; Masters et al.
2012)。つまり、棒状構造による星形成活動の低下は質量クエンチング (星質量が関連する星形成活動の低下; Peng
et al. 2010)の一種と言える。一方、棒状構造を持たない銀河でも質量が大きいほど年齢が大きく(図3b)、質量加重平
均年齢/光度加重平均年齢比は小さい(図5右)。これは、棒状構造を持たなくても、質量が大きいほど星形成活動が低下(光度加重平均年齢は増加)することを示している。すなわち、質量クエンチングの原因には棒状構造以外の成分があることを示している。そのようなメカニズムの候補として、活動銀河核によるフィードバックやバルジが原因となる形態学的クエンチング (Martig et al. 2009) が議論されているが、本研究の結果だけではそれらを区別することはできない。
本研究では、Galaxy Zoo において「棒構造を持つ」ある
いは「棒構造を持たない」に8割以上の市民が投票した銀河だけを用いた。つまり、本研究のサンプルは「非常に顕著な棒構造を持つ銀河」「それらしい構造を全く持たない銀河」に二極化されており、微弱な棒構造を持つ銀河は除外されている。棒状構造は一度形成されると、なかなか破壊されないことがシミュレーションによって示されている(Athanassoula 2013; Spinoso et al. 2016)。そうだとすると、微弱な棒構造は比較的最近形成されたと考えられ、星形成史に与えてきた影響も限定的なはずである。そのような、棒状構造の強さと星形成活動との関係を詳しく調べるためには、棒状構造の強さを定量評価する必要がある
が、Galaxy Zoo だけでは細かい定量評価は難しい。将来研究として、棒状構造の形状、長さ、質量を測定し、構成する星種族の年齢や星形成活動を調査することが考えられる。
棒状構造を持つ質量log M /M⊙ > 10.5のグループの銀河
中心の質量加重平均年齢は、およそ100億歳に達している(図 3c)。この結果は先行研究 (Sánchez-Blázquez et al. 2014)
とも一致する。これは大部分の星が赤方偏移z ∼2に形成されたことに対応する。遠方ほど棒状構造を持つ銀河の割合は小さくなることが知られており、z = 1 では現在の半分程度と推定されている(Melvin et al. 2014)。そのため、本研究で用いた棒銀河サンプルは棒構造が顕著であること、棒構造はそう簡単に破壊されないこと(Athanassoula 2013)

id. 6

Radial age profiles of barred galaxies with MaNGAを考慮すると、log M /M⊙ > 10.5の棒銀河サンプルの中心は初期に形成された棒銀河の影響により急速に星形成を行なったことを示唆する。

4.2. 棒状構造とインサイド-アウトの進化との関係
渦巻銀河は通常、中心から外側にかけて徐々に星形成活動を低下するインサイド-アウトの進化をすることが知られている。本研究でのコントロールサンプルにおいてもその傾向を示しており、光度・質量加重平均年齢どちらのプロファイルにおいても、中心ほど年齢が高く、外側ほど若い (図 3b,d)。
一方、棒銀河サンプルの光度加重平均年齢プロファイ
ルを見ると、コントロールサンプルと比べ、インサイドアウトの傾向が弱くみえる。中心と半径10 kpcでの光度加
重平均年齢の差は、コントロールサンプルでは 0.4 dex ほ
どあるのに対し、棒銀河サンプルでは 0.2 dex 程度しか見られない (図 3a,b)。加えて、中心付近 (半径 2 kpc 以内) のプ
ロファイルは平坦になっている。これは、棒状構造によって中心の星形成活動が誘発になり、外側での活動が低下したと解釈できる。光度加重平均年齢は寿命が短く明るい星に大きな重みがかかるため、活発な星形成があれば年齢が小さくなり、活動が低下すれば年齢が大きくなるためである (Coelho & Gadotti 2011)。
しかし、棒銀河サンプルの質量加重平均年齢を見ると、中心ほど年齢が高く、プロファイルに平坦な領域も見られない。これは、棒状構造に誘発された星形成活動は、それまでに形成された総質量に比べれば無視できるほど小さいことを意味している。すなわち星形成活動による若返りは近傍銀河においては極めて限定的で、棒銀河においてもインサイド-アウトの進化をすると結論できる。
本研究の類似研究として CALIFA を用いた研究がある(Sánchez-Blázquez et al. 2014)。彼らは棒銀河の円盤内の年齢勾配は、棒構造の有無による違いはないとしている。一
方本研究では、光度加重平均年齢のプロファイルは棒状構造の有無によって異なる結果を得た。両者の違いは、解析方法とサンプル数の違いに由来すると考えられる。すな
わち、調査した領域は彼らは円盤領域だけだったが、本研究は銀河の全領域である。また、彼らは年齢の勾配を調査したのに対し、本研究は年齢の半径方向プロファイ
ルを調査した。そこで比較のため、棒銀河サンプルとコ
ントロールサンプルの光度加重平均年齢プロファイルの比を見ると(図4左)、中心から半径4 kpc以上離れた領域の傾きは誤差の範囲でゼロである。ただし、それより内側の領域の傾きはゼロではなく、棒銀河サンプルの方が年
齢勾配は小さいことを示す。つまり、領域ごとに年齢の勾配は異なる。しかしSánchez-Blázquez et al. (2014)では年齢勾配を一律として求めている。また、彼らの図6をよく見ると、有意ではないものの、棒銀河の方が光度加重平均
年齢の勾配が小さい傾向が見て取れる。本研究の棒銀河
サンプル数(logM /M⊙ =10.5-11のグループで24天体)は、先行研究 (10 天体程度) の 2 倍以上である。これらを考慮すると、棒銀河サンプルの年齢勾配はコントロールサンプルと比べ、中心付近では小さく、外側では同程度と結論できる。
本研究では、年齢プロファイルの変化をすべて星形成
活動によるとして議論を進めているが、星の半径方向への移動 (radial migration) によっても起き得る (e.g. FraserMcKelvie et al. 2019)。本研究でその可能性を棄却することはできない。しかし棒銀河サンプルの年齢プロファイ

7

ルがすべて円盤で生成された星が中心に移動したものに因るとすると、銀河中心で生成された若い星はより少な
かったことになる。つまりこの場合でも、棒銀河もインサ
イド-アウトの進化をするとの結論には影響を与えない。

5.

結論

本研究では可視面分光サーベイ MaNGA のアーカイブ
データを使用し、近傍渦巻銀河における棒状構造の有無と星種族の年齢プロファイルとの関係を調査した。棒構造の影響を明確にするため、顕著な棒構造を持つ棒s銀河サンプル、ほとんど見えないコントロールサンプルを作成し、比較した。ここで、棒構造の有無はGalaxy Zooにおいて、「棒構造あり」「棒構造なし」にそれぞれ8割以上の投票があるものとした。また、コントロールサンプルは棒銀
河サンプルと星質量が 0.1 dex 以内で一致するものをランダムに選び、作成した。星質量の範囲を log M /M⊙ =10.010.5, 10.5-11.0, 11.0-11.5に分け、各グループにおける光度
加重平均年齢、質量加重平均年齢の半径方向プロファイ
ルを求めた。
その結果、棒銀河サンプルは中心から3 kpc 以上離れた領域で光度加重平均年齢が有意に大きく、棒構造による星形成の低下を示した (図4左)。この傾向は特に中間の星質量グループで顕著に見られた。一方、銀河の中心付近
では光度加重平均年齢の有意な違いは見られず、棒構造による星形成活動の誘発を示唆した。また、棒銀河サンプルの光度加重平均年齢は中心付近で平坦なプロファイ
ルを示したが、質量加重平均年齢は中心ほど大きくなった (図 3 左)。このことから、棒構造が中心での星形成活動を誘発しても、近傍銀河のインサイド-アウトの進化を止められないことを示唆した。

Funding for the Sloan Digital Sky Survey IV has been provided by the Alfred P. Sloan Foundation, the U.S. Departmentof Energy Office of Science, and the Participating Institutions.
SDSS-IV acknowledges support and resources from the Centerfor High-Performance Computing at the University of Utah.
The SDSS web site is www.sdss.org.
SDSS-IV is managed by the Astrophysical ResearchConsortium for the Participating Institutions of the SDSS
Collaboration including the Brazilian Participation Group, theCarnegie Institution for Science, Carnegie Mellon University,
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Group, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics,
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University, Kavli Institute for the Physics and Mathematicsof the Universe (IPMU) / University of Tokyo, the Korean
Participation Group, Lawrence Berkeley National Laboratory,
Leibniz Institut für Astrophysik Potsdam (AIP), Max-PlanckInstitut für Astronomie (MPIA Heidelberg), Max-PlanckInstitut für Astrophysik (MPA Garching), Max-Planck-Institutfür Extraterrestrische Physik (MPE), National Astronomical
Observatories of China, New Mexico State University, NewYork University, University of Notre Dame, Observatário
Nacional / MCTI, The Ohio State University, Pennsylvania
State University, Shanghai Astronomical Observatory,
United Kingdom Participation Group, Universidad Nacional
Autónoma de México, University of Arizona, Universityof Colorado Boulder, University of Oxford, University of8

K. Murata

Portsmouth, University of Utah, University of Virginia,
University of Washington, University of Wisconsin, Vanderbilt
University, and Yale University.
This project makes use of the MaNGA-Pipe3D dataproducts. The author thanks the IA-UNAM MaNGA team for creating this catalogue, and the ConaCyt-180125 project for supporting them.
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