理論懇シンポジウム～銀河系・近傍銀河研究の進展～千葉柾司（東北大学）

講演内容
はじめに– 2006年理論懇シンポでの講演から３つの話題– 厚い円盤の起源– ミッシングサテライト問題とハロー– 近傍銀河のハロー

今後の展望2006年理論懇シンポ@立教大
10年前（1996年）とその後10年間の状況
Λは小さいかゼロ– Kochanek 1996 レンズ統計– Λ＜0.66 at 95% confidence !
– Type Ia の初期データも同様の結果

ダークハローのユニバーサル空間分布– Navarro, Frenk, & White 1996, 1997
– NFW profile

ダークハローのオーバーマージング– Cf. Moore et al. 1999, Klypin et al. 1999

1996から10年間の最多引用文献10傑(Thomson Corp.: ESI, Space Science)
1. 2934 Schlegel et al. 1998
2. 2638 Spergel et al. 2003
3. 2198 Perlmutter et al. 1999
4. 2163 Riess et al. 1998
5. 1401 Bertin & Arnouts 1996
6. 1339 Navarro, Frenk, & White 1997
7. 1278 Bennett et al. 2003
8. 1088 Navarro, Frenk, & White 1996
9. 928 Condon et al. 1998
10. 854 York et al. 2000

2006年理論懇シンポ@立教大
未解決問題（10年以内に解決?）
ミッシングサテライト問題– 矮小銀河の性質– 高速度H I雲の性質– ハロー星の速度分布– 銀河系内のサブハロー分布

Thick disk の起源– 銀河合体過程– Thin disk との関係

アンドロメダ銀河と銀河系– 古成分の相違– 銀河合体過程– アンドロメダのサブハロー分布

2006年時には、さらにHyper Suprime Cam(HSC) がfundedGeminiコミュニティとWFMOSの検討開始（宇宙論、銀河系）

３つの話題• 厚い円盤の起源• ミッシングサテライト問題とハロー• 近傍銀河ハロー

銀河系における厚い銀河円盤
Yoshii 1982
銀河北極方向の恒星計数

Gilmore & Reid 1983
銀河南極方向の恒星計数

hz=300pc: thin diskhz=1920pc

hz=1350pc: thick disk

ρthick~2%ρthin7

銀河系の厚い円盤の主な特徴
幾何学的に厚い。また、速度分散が大きく、速い回転速度を示す。d<V>/dz < 0 である。
Thin disk
Thick diskhz(kpc)~0.3~1.0σR(km/s)
3461σz(km/s)
1839<V>(km/s)~220~200

 hR ~ 4 kpc, Mthick ~ 10-20% x Mthin ~ 1010Msun

年齢が古い。
 10 Gyr

独立した金属量を持ち、[/Fe] 比が高い。
 [Fe/H] = -1 ~ -0.4, [/Fe] = 0.2 ~ 0.4 金属量の空間依存性はなし。

8

系外銀河の厚い円盤の特徴
Yoachim & Dalcanton 2006, 2008

 円盤銀河に普遍 に存在（M31にもある）

 相対的に古い年齢で金属量が比較的多い

Lthick/Lthin vs. Vcirc

Vcirc

9

厚い円盤の形成シナリオ
 ガスエネルギーの散逸を伴う収縮 (Burkert+1992)
 金属量勾配あり×, 回転運動に勾配なし× 合体した矮小銀河の破片 (Abadi+2003)
 金属量・回転運動に勾配なし×, [/Fe] が小さい×, 金属量が小さい×
 小銀河のmultiple mergers (Brook+2004;2005)
 回転運動に勾配なし× 伴銀河やCDM subhalosによる薄い円盤の力学加熱 (Quinn+1993;
Veláquez & White 1999; Hayashi & Chiba 2006; Kazantzidis+2009)
 金属量勾配なし○, 回転運動に勾配あり○ 運動状態に非対称性あり, 金属量分布は一様○
 初期のgas rich, clumpy diskの進化によるもの (Bournarud+2007; 2009)
 円盤のスケール高が一定○, 回転運動に勾配なし？, 金属量情報？
 薄い円盤内の渦状構造による動径方向の流れ (Haywood 2008;Schönrich & Binney 2009) Migration 機構, [/Fe] 分布の再現○
 運動状態の不連続性×, 速度分散の加熱機構に難×10

Hierarchical clustering: Abadi+ 2003

DMgasstars

11

Shredded satellite  thick disk?

12しかし、Dwarf satellites の化学元素量からは、、
Kirby+ 2008

Venn+ 2004

Low [Fe/H] (<-1) andlow [/Fe] (<0.2)
厚い円盤の性質と合わない13

Thick-disk like component emerges frommultiple dissipative mergers(Brook et al. 2004)

Quillen & Garnett 2001

starsgas

しかし、d<V>/dz < 0 とならないのでは?
全ての円盤銀河で一般的か？

14

ダークマターサブハローによる薄い円盤の力学加熱(Hayashi & MC 2006)
Distribution of dark halos in a galactic scale(by Moore)

最初の薄い円盤15

６つのサブハローの降着による銀河系円盤のz~1以降の進化 （Kazantzidis+2009）16

モデル計算の結果<V>Carollo+10

SDSS DR7|z|
平均回転速度<VΦ>のZ方向の勾配

Z d2
2
 M sub Vc
Rd

銀河回転速度Vcが小さな系においてより顕著な厚い円盤

CDMサブハローによる厚い円盤の形成

17

Thick disks as relics of clumpy disk evolution?
(Bournaud+2007; 2009)

Symmetric structure along z, metal-poor stars?, d<v>/dz?

18

thick disk stars?

Radial migration of disk stars(Schönrich & Binney 2009)

角運動量を得た星

角運動量を失った星[/Fe]が円盤端で最大（？） Lee+2010 SDSS sample

transient spiral arms etc.

RdV/d[Fe/H]<0

理論モデル
Vφ < 179 km/s blue
179 < Vφ km/s < 244 red
Vφ > 244 km/s green
19Lee+2010 SDSS sample
thick disk
thick disk

thin disk

thin disk

Thick disk の化学動力学的特徴はThin disk と独立している

20

期待される厚い円盤の軌道離心率分布
Sales+ 2009

ハローについては
Hattori & Yoshii 2011を参照(by visible satellites)21

Wilson+2011: RAVE sample

Dierickx+ 2010: SDSS sample DR7

Lee+ 2011: SDSS sample DR8

Scenarios of bothHeating by dark satellites
Multiple merger
are favorable.
22様々なモデルのテスト
ModeldV/d[Fe/H] dV/dz

dV/dR

Orbitaleccentricity

Accretion

N/A

N/A

N/A

FailedGas-richmergers

N/A

FailedPassedPassedDisk heating

Passed?

PassedPassedPassedRadialmigration

FailedN/A

N/A

FailedClumpy disk
evolution

N/A

N/A

N/A

Failed?

23必要となる情報
各シナリオにおける厚い円盤の特徴の解析– 速度・軌道分布と空間構造非対称か否か。サブストラクチャーの存在。

– 化学元素パターン・金属量分布の空間・運動依存性<V> vs. [Fe/H], z, R。Metal-weak thick diskの存在割合。

– Cold accretion + subhalo merging model?
– ハロー、バルジ、薄い円盤構造 との関連性

厚い円盤の詳細な観測と解析– 様々な銀河における正確な質量構造
正確な全質量の評価。円盤端の詳細な構造。

– 太陽近傍以外の場所における速度・軌道分布と化学元素パターン、年齢の分布非対称か否か。サブストラクチャーの存在。

– バルジとの関連– High-z 銀河にみられる速く回転する円盤部分との関連

24

Vlos distribution

Asymmetric Vlos distribution+ kinematic substructures⇒ evidence of disk heating

Model F

Model S

Model I

25

３つの話題• 厚い円盤の起源• ミッシングサテライト問題とハロー• 近傍銀河ハローミッシングサテライト問題
Moore

106~109Msun
Cumulative number of halos

Simulation

Local Groupgalaxies

Vc / Vglobal27

ミッシングサテライト問題の再定義
600pc以内の質量での質量関数

Slopes aredifferent

Strigari +0728

星形成過程への制限
 M vir ,acc 
LV  5 10 Lsun  9
 10 M sun 0.25
M 0.3  M vir, acc
3

N ( L)  L0.3

2.5

Kravtsov 2010

M 0.3  LV0.25/ 2.5  const.

Suppression of star formation
at less massive halos
Mstar/Mvir ~ Mvir1.5
Low SFR for faint dSphs!?

29

銀河系等の近傍銀河にはサブハローはあるか？
Carlberg+ 2011
stellar streamに対する影響(Mstar=106Msun

CDM halo in the Galaxy

No subhalos

ギャップが現れる

globular cluster
Moore

1000 subhalos, M-1.9銀河系等の近傍銀河にはサブハローはあるか？
Carlberg+ 2011
アンドロメダハロー
北側のストリーム(Richardson+ 2011)

非一様性(~12 gaps⇒CDMと一致？)•測光観測データの質•運動データも含めた定量化

Dwarf galaxies は恒星ハローの源か？

Kirby+08

Ultra-faint dwarf galaxies(UFDs) from SDSS data
Similar chemistries
to metal-poor MW halo

Tolstoy +08

32

Common mass scales in dwarf galaxy scales?
DM mass within 300pc
Strigari+ 2008, Nature, 454, 1096恒星系+ダークハローが球対称の仮定

33

Common mass scales in dwarf galaxy scales?
DM mass within 300pc
108

our model (Non-spherical)
Strigari+ 2008 (Spherical)

Draco

Spherical model
CarinaLeoI
Sculptor

7FornaxSextans

M300(Msun)

10610

Non-spherical model(林、千葉：ポスター)
510610Luminosity (L sun)107

３つの話題• 厚い円盤の起源• ミッシングサテライト問題とハロー• 近傍銀河ハロー

アンドロメダ銀河(Ferguson et al. 2002)
Northern Spur

N205

M32

G1 Clump
StreamSubaru SuprimeCam Imaging

Stream F(Tanaka+2010)

RGB stars with
I0<24, V0<24.8, -1.71<[Fe/H]<-0.71
Stream E

80kpc

NW

NW

SE27kpc

Stream D

50kpc

Stream CSEGiant Southern Stream (GSS)Red Clump

StreamMetallicity distribution of GSS各サブストラクチャーの金属量vs.表面輝度
明るいものほど金属量多い⇒合体銀河が系統的に重いまたは最近の合体

銀河形成モデルによる銀河ハロー構造
準解析＋Ｎ体計算 (Bullock & Johnston 2005)

別の銀河群銀河：Sculptor Group のNGC55
NGC55：
Sculptorグループのメンバー銀河
SB(s)m(m－M)0 = 26.58 (2.1 Mpc)
AI = 0.024
Incl. = 80o
PA = 109o

Suprime Cam imaging(V, I)[Fe/H]

Thick disk
HaloZ

Tanaka+ 2011

NGC 55ハローのサブストラクチャ―
Tanaka+ 2011

M31

NGC55

M31よりも低金属量な構造⇒小質量の矮小銀河合体⇒晩期型銀河の形成？

今後の展望今後の展開SDSS-III

SubaruSEGUE-2
APOGEE
2008~2014

HSC
PFS
2012~

多数のハロー星・円盤星の分光系内・局所銀河星の分光・撮像

TMTGaia

WFOSHROSNIRES
2018?

2013~

局所宇宙大空間領域の分光・撮像

恒星系の高精度位置天文観測

銀河系形成史の解明へ

Prime focus

HSC(Hyper Suprime Cam)

FOV: 1.77 sq deg(1.5 deg diameter)
Pixel scale: 0”.17/pix
Filters: grizy+ several NBFirst light: 2012年
銀河系の外側ハロー、アンドロメダ銀河ハローの広域マッピング ⇒ハロー構造、伴銀河の発見

HSC

130 HSC pointings

ITRGB=20.5

PFS(Prime Focus Spectrograph)
FOV: 1.77 sq deg(1.5 deg diameter)
2400 fiber positioners
λ: 380~1,300nm
R: ~3,000
銀河系のハロー、矮小銀河、アンドロメダ銀河にある多数（~106）の星を分光⇒金属量、視線速度＋ Gaia によるアストロメトリ情報

Gaia(2013~)

Cf. Hipparcos
V<12, 1mas

Astrometry:
V=15, 12~25 μas
V=20, ~300 μas
Photometry:V < 20
RV measurement:
V < 17 (150M stars)
R~11,500,
λ=8450-8750A (CaT)ΔVrad~15 km/s
[Fe/H] measurement:
V<12 (2M stars)

クランプ構造L

太陽近傍金属欠乏星の角運動量空間分布（ヒッパルコスデータ）• 数100(kpc km/s)の観測
エラーによって拡散

Lz
Gaia衛星による高精度の速度・距離観測• クランプの集まりに分解可能(ハローのBuilding blocks)

TMT(Thirty Meter Telescope)
WFOS, IRIS, IRMS,HROS, NIRES etc.

R~5,000 for mV<26 mag
R~50,000 for mV<21 mag

銀河系のハロー、矮小銀河、アンドロメダ銀河にある暗い星を高分散分光⇒化学組成⇒星形成・化学進化

HSC/PFS/Gaia/TMT

様々な銀河のハロー構造• 全体構造、部分構造• 金属量、化学組成• 明るいバルジ・円盤・伴銀河との関係⇒ハッブル系列の起源

End