＜銀河系研究会２００６＞
２００６年２月２０日〜２２日
国立天文台すばる解析棟大セミナー室

講演プログラム＝＝＝＝＝＝＜プロジェクト紹介＞

２月２０日（月）＝＝＝＝＝＝

13:30-14:30

小林 秀行(NAOJ)VERA プロジェクトの現状

郷田 直輝(NAOJ)JASMINE（赤外線位置天文観測衛星）計画について

和田 桂一(NAOJ)

天の川創成プロジェクトについて＜銀河系中心＞
牧野 淳一郎 (東大)14:30-15:30
銀河中心の恒星系力学

小山 友明(NAOJ)

メーザーで探る銀河系中心

村井 優香

(京大)

近赤外サーベイ観測による銀河系中心領域での若い星の選出〜〜〜＜銀河系中心＞

コーヒーブレーク〜〜〜

16:00-17:00

坪井 昌人(NAOJ)

銀河系中心超新星残骸 SgrAEast と５０km／s 分子雲

羽部 朝男

(北大)

我々の銀河中心の巨大ブッラクホールへのガス供給

三好 真(NAOJ)

銀河系中心ブラックホ−ル SgrA*の降着円盤との相互作用

17:00-18:05＜銀河円盤＞
廣田 朋也(NAOJ) 15

VERA による近傍大質量星形成領域 Orion KL の距離決定

本間 希樹(NAOJ) 15

VERA を用いた銀河系位置天文計測

亀谷 收(NAOJ) 15

パルサーによる銀河系研究

松元 亮治

(千葉大)

銀河ガス円盤の大局的 3 次元磁気流体数値実験

＝＝＝＝＝＝＜銀河円盤、バルジ＞

２月２１日（火）＝＝＝＝＝＝

10:20 - 11:40

浅田 秀樹

(弘前大)

２体の軌道・質量決定法の新展開

西山 正吾

(名大)

近赤外線サーベイで探るバルジの構造と金属量分布

大西 浩次(長野高専)

銀河系によるマクロな重力レンズ効果

出口 修至(NAOJ)

一酸化珪素メーザー観測から探る銀河バルジ内部棒状構造
〜〜〜

〜〜〜

13:00 - 15:20＜銀河円盤＞
大西 利和

昼休み、ポスター(名大)New View of Molecular Gas Distribution of
the Southern Sky: CO survey with NANTEN

半田 利弘

(東大)

60cm 望遠鏡による CO(2-1),13CO(2-1)銀河面サーベイ

中西 裕之(NAOJ)

銀河系の水素原子・分子ガス３次元分布

祖父江 義明 (東大)

銀河中心および反中心方向のアーム距離決定：dv/dl 法

和田 桂一(NAOJ)

銀河円盤ガスの統計的構造

小林 尚人

(東大)

銀河系最外縁における星間物質と星生成

長谷川 隆

(ぐんま)

銀河系円盤外縁の降着起源の散開星団の探査〜〜〜＜銀河円盤、ハロー＞
小林 尚人

(東大)

コーヒーブレーク、ポスター〜〜〜

16:00 - 18:15
近赤外高分散分光による銀河系構造／化学組成の
研究

近藤 荘平

(東大)

近赤外高分散分光による QSO/GRB 吸収線系の観測

西 亮一

(新潟大)

星に刻まれた化石情報から天の川銀河の歴史を探れるか

上田 晴彦(秋田大) 15 銀河系の力学構造とトーラス構築法

林 寛人

(東北大)

銀河系円盤と暗黒物質サブハローとの力学相互作用

中島 紀(NAOJ)

密度カスプ構造の力学的不安定性

村木 綏

(名大)

ＮＺ
〜〜〜

ＭＯＡ望遠鏡を使った観測の現状懇親会（生協食堂）18:30 - 20:30〜〜〜

＝＝＝＝＝＝

２月２２日（水）＝＝＝＝＝＝＜ハロー、銀河系進化＞ 9:30 - 11:30
中田 好一

(東大)

銀河系構造プローブとしてのレッドクランプ

千葉 柾司

(東北大)

銀河系古成分の動力学構造

吉田 直紀

(名大)

Structure of dark halos in a LCDM universe

長島 雅裕

(京大)

CDM 構造形成と銀河系の化学組成進化

小宮 悠

(北大)

初期銀河ハロー質量関数と炭素過剰超金属欠乏星の進化

中里 直人

(理研)

PROGRAPE による銀河シミュレーション〜〜〜

昼休み、ポスター〜〜〜＜ハロー、銀河系進化＞ 13:00 - 15:00
須佐 元

(立教大)

宇宙の再電離と小質量天体での星形成

加瀬 啓之(NAOJ)

銀河団における矮小銀河問題

有本 信雄(NAOJ)

Origin of Two Distinct Populations in
Dwarf Spheroidal Galaxies

沢 武文
まとめ

(愛教大)

The Origin and Dynamics of the Local Group of Galaxies

＃＃＃＃＃＃

ポスター＃＃＃＃＃＃

P1

山田 良透 (京大)JASMINE シミュレータ

P2

辻本 拓司 (NAOJ)

JASMINE で期待される星の数と GAIA との比較

P3

矢野 太平 (NAOJ)

JASMINE-light（75cm 級）-小型化-のための観測手法

P4

丹羽 佳人 (NAOJ)

JASMINE 計画のためのレーザー干渉計型角度変動
モニターの研究開発

P5

小林 行泰 (NAOJ)

Nano-JASMINE プロジェクト

P6

菅沼 正洋 (NAOJ)

Nano-JASMINE 搭載超小型望遠鏡の開発

P7

山内 雅浩 (東大)超小型衛星 Nano-JASMINE の TDI 制御とオンボード処理

P8

高橋 労太 (東大)Radiatively Inefficient Accretion Flow around
Kerr Black Hole

P9

徂徠 和夫 (北大)北大苫小牧 11m 望遠鏡による NH3 探査観測

P10 澤田 剛士 (NAOJ)

Nobeyama/CSO/ASTE Galactic Plane CO Survey

P11 長島 雅裕 (京大)

微小 HI 雲の進化から銀河ディスクガスを探る

P12 穂積 俊輔 (滋賀大)Dynamical Evolution of Galactic Disks Embeddedin Live Halos

P13 馬場 淳一 (東北大)ダークハローを伴った球状星団系の力学進化モデルの構築

P14 井上 進「すばる」による低金属ハロー星のリチウムー６同位(NAOJ)

体観測と銀河系形成史に対する示唆
P15 藤井 通子 (東大)衛星銀河からできたハロー星の軌道の分布

P16 岡本 桜子 (東大)

すばるによる新矮小銀河 Ursa Major の色ー等級図

P17 小山 博子 (早稲田)Tully-Fisher 関係における、超新星フィードバックに伴う力学応答の重要性

P18 松永 典之（東大）

ミラ型変光星で探るバルジの構造

VERAの現状と今後

小林秀行（国立天文台）
2006/2/20
銀河系研究会＠三鷹

Scientific goal
Astrometry with 10μarcsec. accuracy between
background object and galactic object within 2.2
degree separation– Proper motion and parallax measurements
3D map and velocity field of the Galaxy
Detailed 3D velocity structure of molecular gas aroundevolved stars and star forming regions

Phase referencing to improve sensitivity withlong integration

1

VERA scientific goal
Measurements of
distance and propermotions of galactic
maser objects
Dynamics of the Galaxy
Maser object:luminous pointpoint-likeobjects-> triangulation pointof the Galaxy !

Array configuration2

Specifications
Antenna diameter; 20m– surface accuracy; 250 μm

Observing bands; 2GHz, 8GHz,
22GHz、43GHz
Tape recording rate
; 1Gbps
2 beam system for phase referencing
Path error between 2 beam; 100μm

相対VLBI3

Receiver platform for 2 beam4

Radiator for 2 beam phasecorrection on the surface

現状の精度 （〜50μ秒角）
Δθ ＝ ΔL/D

ΔL：２B：２B光路長誤差
D:ベースライン長
D:ベースライン長-> 0.1 mm => １０μ１０μ秒角

短期変動要因 （ランダム誤差)（ランダム誤差)– 装置起因 ： 0.1mm 以下
< 10μ
10μ秒角
– 大気起因 ： 0.1mm 以下 （2B光路長差換算）
2B光路長差換算） < 10μ10μ秒角

長期変動要因 (システマテック誤差）– 基線精度： 10mm -> 0．3mm (2B光路長誤差
@2度離角
度離角))
(2B光路長誤差@2-> 30 μ秒角
– 天頂大気遅延 ： 50mm -> 0.5mm (2B光路長誤差＠
2度離角)(2B光路長誤差＠2度離角)-> 50 μ秒角5First phase variations between 2
beams
Fringe phase of W49N,OH43
and difference

Allan variance of them2B 位相校正試験
装置起因の位相誤差は,2B光
路長差換算で0.1mm程度

校正電波源位相差とフリンジ位相差

２B間の同一天体のスイッチングによる検証、10mを参照アンテナ
校正電波源位相差とフリンジ位相差の差6測地観測 （精度 5mm程度)

２００４年１０月より１Gbpsによる測地観測の定常化

天頂大気遅延の推定
天頂大気遅延の推定のための観測方
法、解析ソフトの整備が必要
ΔExcess path length
0.4
E xcess p a th

0.3
0.2

MZ-IR
OG-IR
IS-IR

0.1
0
-4

-2

-0.1

0

2

4

-0.2
H.A.

S269における天頂大気遅延の推定例

天頂大気遅延誤差10mmの時の２B光路
長差の誤差-> 位置誤差換算で 0.1mm程度

7

ＶＬＢＩ（ＶＬＢＡ）

VLBA PHASE FITTING AT 15 GHz by E.B.Fomalont(2006)
Residual phase after fit

BR-OV
1050 km60 psec

Observed phase

HN-OV
4600 km
MK-OV
3900 km
PT-OV
700 km+ 3C279; + J1304; + J1256; + J1258
Use a ‘mini-solve to determine bettersource positions and linear phasegradient in sky. Phase gradient iscaused by the sum of manyeffects but dominated by the error
in the zenith path delay.

Result of best fit to source positions
And phase gradient. What remains
is the residual temporal clock
error. Relative position error
About 0.03 msec. (Structure effecthas been removedl)

8

ＶＥＲＡによる成果
固有運動の検出– ＯＨ４３．８， 須田、 など

年周視差の検出– Ｏｒｉｏｎ−ＫＬ， Ｓ２６９など

22GHz/43GHz マッピングの重ね合わせ– SiO(v=1,2)/H2O
SiO(v=1,2)/H2O NMLNML-Tauなど
Tauなど

フリンジ検出サーベイ– 22ＧＨｚ
22ＧＨｚ H2O/Cont.
– 43GHz SiO/Cont.
SiO/Cont.
– 22 GHz 銀河面Cont.
銀河面Cont.

年周視差の検出（Orion-KL)
４５０pc ±40pc-> 廣田発表9年周視差の検出(S269)-> 本間発表

ＨＨ７−１１
Used distance :180 pc -250 pc

ー＞廣田

10

固有運動の検出(IRAS19181+1349)
D = 9.4 kpc-> 須田学位論文

Comparison of ＳｉＯ ｖ＝１，２

NML Tau SiO J=1->0 v=1 and v=2
D: 250 pc （鹿児島大、清水・松本）

11

VERA プロジェクトの当初予定

Remote Operations
Ishigakijima
Ogasawara

Iriki
Traffic Control

Mizusawa

Mizusawa Array Operation Room12

２００５年 VERA運用実績

月間 350時間の観測（50%）-> 今後、天候・トラブルに対応したダイナミックスケジューリン
グの検討が必要

East VLBI Network array configuration

13

Feature of East Asia VLBI array
Dense station distribution
total effective aperture :5,600 m2 @８GHｚ
4,400 m2 @22GHｚ
Wide band observation– Wide band recording– Optical fiber link

Phase referencing– VERA : 2 beam
– KVN : multimulti-frequency

VERA reference 天体の構造効果の補正 (VLBAも）

日韓共同開発による大規模VLBI相関器
July 7th @NAOJ

2008年完成目標

Park(KASSI) 、

Kaifu(NAOJ)

14

Summary
VERA is a unique VLBI array with 2-beamsystemSystem implementation was finished
Usual operation (250 days,4,200 hours peryear) was started
Annual parallax may be detected, but theaccuracy still must be investigated more.
East Asia VLBI network is organizing withJapanese, Korean and Chinese stations.

15

2006
2006.2.20 銀河系研究会2006
銀河系研究会2006

JASMINE（赤外線位置天文観測衛星）計画について
郷田直輝（国立天文台）
郷田直輝（国立天文台）

1§１.JASMINEのミッション概要
観測：近赤外線（z-band:0.9μm付近)によるアストロ
メトリ（位置天文）観測を衛星を用いて行う。
精度：星の位置、年周視差、1年当たりの固有運動を
約10万分の１秒角の高精度で測定(z<14mag)
年周視差の誤差は10%以内が必要！
それ以上だとバイ
アス効果が入り距
離評価が困難バルジ（10kpc=>
100μ秒角）
誤差10μ秒角必要21

主系列星のHR図の再現（年周視差ー＞距離ー＞絶対等級）*仮に、太陽から10kpcの地点に主系列星が置かれていた場合

3

観測対象：銀河面、バルジなど天の川面上の天体をサーベイ
可視光観測（GAIA,SIM等）に比べて近赤外線観測が有利！
詳細はポスター発表参照（辻本）サイエンス： 天文学の基本情報をカタログとして提供。様々な分野に関連。
銀河系の構造と形成史、恒星進化論、
星形成、惑星系形成、距離指標、
重力レンズ、相対論の検証、等
4

2

計画

機関

装置

打ち上 星 の 観 測 限界等級

精度

げ予定 数 （個）Hipparcos

ESA

望遠鏡

1989

12000012

1mas@V=10

SIM

NASA

干渉計

〜 2009１万

20

4 μ as@V=20

GAIA

ESA

望遠鏡

〜 201210 億

2010 μ as@V=15

10 億

20

10 μ as@V=14

1億

z=17

10 μ as@z=14

（全天）
OBSS

USNO

望遠鏡

〜 2015JASMINE

日本

望遠鏡〜 2015

（銀河面）
cf.地上

メーザー源
日本

VERA

電波

運用

干渉計

開始

を 1000 個

10 μ as5

Remark:欧米の計画はすべて可視光(iii)GAIAとの相補性

精度要求(σ/π＜0.1)を満たす1平方度当たりの星の数(l=0°,b=1°)
GAIA
JASMINE

観測で期待される星の数

1.0E+05

1.0E+04

1.0E+03

1.0E+02

JASMINE
GAIA
0.5

1.5

2.5

3.5

4.5

5.5

6.5

7.5

8.5

9.5

太陽系からの距離

6

3

JASMINE: 7.3×105 stars of the bulge in the survey area(with σ/π<0.1)

GAIA: 400 stars in the same area as that in JASMINE(with σ/π<0.1)(excluding Baade s window)

7★VERAとの関係◎ VERAは世界で初の10μ秒角での天体位置測定をまもなく実現する予定。
◎銀河系中心までの距離や、太陽系での銀河回転速度の測定など、銀河系の基本定数を高精度で決定大いに期待される
ただし、メーザー源の1000個程度に対象は限定。星自体の位置測定でもない。
JASMINEでは、数千万個の星自体を高精度で測定。
日本の計画として、VERA に
引き続き、銀河面の高精度サーベイを行い、
8
天の川銀河の解明をより完成させる。

4

§2.JASMINEが狙うサイエンスの概要：天体の距離、運動情報
銀河系を知る
力学構造

星形成史

系内構成天体自己重力多体系の物理

銀河系形成史

暗黒物質の分布、軌道
恒星進化、惑星、
変光星、超新星、連星系、褐色矮星

距離指標
長距離力系の統計力学

宇宙初期での銀河形成・進化

宇宙の構成天体（近傍宇宙論）9

銀河系の解明のためには、
Photometry（測光）, Spectroscopy（分光）による
明るさ、色、元素量、視線速度の情報に加えて天体までの距離
速度

年周視差
横断速度
その角速度（固有運動）

高精度なAstrometric eyeが必要(Astrometry:天球上の星の位置、固有運動、
年周視差）

10

5

★ JASMINEで拓けるサイエンスの例○天の川銀河の力学構造（本当の 姿 ）・バルジ、ディスク・ 渦巻きの正体、ディスクの湾曲の原因, …

大規模な自己重力多体系の物理法則解明○天の川銀河の形成・進化の 化石 を探る
・銀河形成史

銀河形成○恒星進化論：H-R図○星形成○重力レンズ効果○系外惑星○ 基礎物理（一般相対論の検証）○予想外の発見

11

1.天の川銀河（銀河系）の力学構造○バルジ、ディスク(thin&thick disk)の力学構造（形状、密度分布、星の運動、重力ポテンシャル）は？
＊太陽系以上の自己重力多体系の定常状態が、現実にどうなっているか、まだ分かっていない。
＊銀河系は他の銀河にみられる構造成分をすべてもっており、しかも精密に観測できる良い研究対象。
＊構造の解明は、形成史の解明に結びつく。

126

より具体的な例として.....
○バルジの特徴はディスクともハローとも異なる。
バー構造の詳細は？形成史は？
ディスクとの関連は？
○thick diskの構造と形成原因は？
○スパイラルアームは本当に密度波か？
○warpの構造とその原因は？

13

２. 銀河系の力学構造構築
高精度アストロメトリ観測

銀河系の力学構造

密度分布
重力ポテンシャルmean streaming
速度分散

分布関数

f (x, v)

・
・

14

7

観測データ

どうやって、 何が分かるのか？

＊位置と速度だけでは、 ポテンシャルは直接分からない＊観測は、 一部の星のみ。 本当はすべての重力物質の情報が必要
良いデータ が出てくればくるほど、 きちんと考えておかなくてはいけない15★解析方法
モデルを仮定tem pl ate

観測データ
統計的解析

様々なモデルを試行
観測からどうやって分かるか？
もし、 sample数が無限なら言うことはなし
sample数は 有限
それを反映する（ 背後にある） 力学構造
（ 分布関数、 重力ポテンシャル） は何か？
統計的解析方法の検討

モデルの構築トーラス構築法＆軌道の重み因子計算法＝＞上田氏の発表参照

168

３.恒星進化論
年周視差

距離

様々なタイプの星の本当の明るさ（絶対等級）○星の進化モデルとの比較からモデルの評価＊H-R図が精度良く書ける

17４.星の形成例えば、★星の初期質量関数
どのぐらいの質量の星がどのような割合で生まれたか？
＊現在では、不十分な情報○距離が分かる

同じ星団（同じ時にほぼ誕生）に帰属してるか
どうか分かる。
○運動
フィールドにある星の昔の星団を同定
18＝＞西氏の発表参照

9

５.重力レンズ★重力レンズ効果○背後星の増光（光度曲線）○背後星の光中心の楕円運動(astrometric microlens)

19*レンズ天体の物理量：
レンズ質量、レンズまでの距離、視線に対する最近接距
離、レンズと背後星の相対速度の４つ。
従来の光度曲線の情報のみならば、解けるのは２つのみ。
しかし、astrometric microlensingの情報を加味すると４つとも解ける。
レンズ天体の物理量、分布により、星の情報とは独立に力学構造が解析可能

20106.アストロメトリ観測による惑星探査★Reflex motionによるずれ
α：angular semi-major axis(as)Mp : planet mass
M＊ :parent star massd : 太陽系からの距離(pc)a : MpとM＊の間の距離(AU)(Mp<<M＊, Lp<<L＊を仮定)

α=

M＊

C

Mp

G

α

MP a
M∗ d

a

M＊=1MSUN, Mp=MJ=0.001MSUN,
a=5AU,d=100pcーーー＞α＝５０μas

高精度アストロメトリ観測が必要
21

★星の動き
距離：50ｐｃ、 固有運動：50mas year -1
Mp=1５MJ、 e=0.2、 a=0.6AU
摂動の大きさは、30倍に拡大して見えやすくして
いる

22

11

例 10μ精度での惑星探査○Jupiter mass planet−−−＞〜200pcまで検出可能
SunーJupiter systemで100pcの距離（50μasのdisplacement）〜10,000個のsystemが期待（太陽型の主星が4-5%の確率で木星型惑星を持つと仮定）
ーーー＞統計的研究へ

23§３ JASMINE計画について
２つのバージョン＋超小型衛星によるデモ
Ｉ．JASMINE(オリジナル）
天の川全面(360°×8°）
主鏡口径〜1.5m 衛星重量1トン以上。
H-IIAのdual launchのフェアリングサイズを想定
II. JASMINE-light
バルジ領域のみのサーベイ(30°×20°）主鏡口径＜１m 衛星重量1トン未満
M-Vクラスのフェアリングサイズを想定
III. Nano-JASMINE
任意の領域（精度は1mas程度）
主鏡口径〜5cm 衛星重量10kg
2008年打ち上げ（目標）2412

3-1. 目標精度達成のための手段、技術開発◎ ヒッパルコスより２桁の精度向上。どうすれば、それが可能になるか？
★10μ秒角： 東京から見て、富士山頂にいる人の髪の毛の太さの1/10を見込む角度

25★JASMINE基礎開発研究の全容

26

13

(１)目標達成に必要な光子数の確保
光子数リミット（理想的な場合）
必要条件(

σ ~λ/ D N)

N:星の光子数

大きな Nが必要

なるべく大口径の鏡〜1.5m★素材は、高強度、低膨張率、高熱伝導、軽量、低コストなどの条件。
現在、トレードオフ中＊東芝が開発している高強度反応焼結型SiCも有力候補
地球観測望遠鏡（ EORC/JAXA ）等でも開発中○通常の反応焼結SiCより、強度を飛躍的に上げることに成功○焼結温度が低く、焼結収縮が1%程度と小さい○〜3g/cc○CVD処理することなく研磨だけで鏡面として使用可能○65ｃｍの平面鏡焼き上げに成功
27★高感度CCD、大きな視野

多くの検出器を並べる*ｚ-bandに高感度な新タイプのCCD検出器（裏面照射完全空乏型）の開発(すばる望遠鏡、HOPでも使用）：浜フォトとの協力で順調に進んでいる○現在までに、量子効率 >70%@λ=1μm達成○電荷転送効率改善 >0.999995○2k×4kプロセスへ着手*LBNLをしのぐ世界的開発成果○配列技術の開発 *約100個並べる
すばる望遠鏡のHyper Suprime-Cam,
HOPの超広視野カメラとも共通
28

14

＊連続スキャン観測が可能ÎTDIモードの稼働
ＣＣＤの電荷転送速度
同期化
衛星のスピン回転速度＊良い星像、広視野、長焦点距離Î光学系の工夫（３枚鏡を用いる独自の設計案完成）*星像中心決定のアルゴリズム（重心法：現在、実際のCCDを用いて実験中。
静止画像に関しては、1画素の1/300の精度達成！
TDIモード稼働の場合の実験を実行中）
29(2)パラメータ導出時の誤差要因の排除
位置天文パラメータの導出過程
ヒッパルコス、GAIA(i)CCD検出器上での星像中心の決定(ii)視野の（短時間での）連結

大円解析(iii)連結されたセットの組み合わせでパラメータを
導出

球面構築

30

15

JASMINE:大円解析＆球面構築法を採用した場合★観測手法
衛星の自転に伴い、連続的にスキャンする。
＊衛星は、約5時間で大円を１周。スピン軸は、銀極の周りを約37日で１周（歳差周期）(i)1検出器上での星像中心決定（〜3秒）
星１個の観測精度：440マイクロ秒角(ii)1視野での星像位置決定
170マイクロ秒角(iii)大円解析（〜10時間）
57マイクロ秒角(iv)球面構築
10マイクロ秒角

31（iii)大円解析
スキャン方向の星の相対位置と望遠鏡の向きの同時解析＊従来の衛星上の望遠鏡の指向決定：
恒星センサーによる恒星カタログとの比較
JASMINEの場合は、その恒星カタログの精度向上を行わなくてはならない。
自分自身で、星の位置とともに、望遠鏡の指向も決定する必要がある。
★ 星の相対位置と望遠鏡の向きを同時に解析可能にする
大角度離れた視野の同時観測（大円2周分のデータ）
ビーム混合鏡の導入★この段階での位置精度は、57マイクロ秒角

3216（設計：矢野）33★ 位置天文パラメータ導出過程での誤差要因
観測装置や衛星の向きなどの長時間変動はモデル化により解析可能。
しかし、モデル化により解けない場合がある（３秒〜1０時間の変動：大円解析まで）（１）検出器上での星像中心決定の際の望遠鏡の指向のずれ（望遠鏡の指向安定度）（２）スピン軸のずれにより、スキャン方向とCCD検出器の転送方向が一致せず、星像がずれていくこと（スピン軸の安定度）（３）衛星の自転2周分以内の時間範囲でのビーム
混合鏡のなす角度（ベーシックアングルに相当）の変動（熱変動の抑制）
変動を高精度でモニ
34
ター

17

★ レーザー干渉計によるベーシックアングルの高精度変動モニターの開発*国立天文台重力波プロジェクト推進室の新井氏との共同:重力波観測装置での実績、実証
ポスター発表参照（丹羽）WFS法：共振器に曲率半径の大きい球面鏡を使用する工夫により、２つの平面鏡の相対角度の変動を増幅して感知できる（オリジナルなアイデア）＊共振器のロック成功！
＊WFSの信号取得に成功（相対角度の変動のみに大きな信号）
35

36

18

H-IIAのフェアリング(NASDA:
H-IIAシステム
解説書より
抜粋）

37

L2軌道へ（太陽と地球の重力ポテンシャルでほぼ安定な軌道）

38

19

39

3-2 あらたなバージョンの考案
JASMINE-Light（仮称）＊JASMINEÎ天の川全面をサーベイ〜1.5mの主鏡、ビーム混合鏡が必要
目標をもっと絞ってみる（予算規模縮小もにらんで。。。）
バルジ方向のみキープ（バルジは重要かつ単独でも興味深い）
10μ秒角の精度はキープ(σ/π<0.1必要！）かつ、その精度をz<14等級で達成（数十万個以上の星の個数が必要）：もともとの精度要求と同じしかし、サーベイ面積が減少○口径1.5ｍ
口径 ≤ 1m
バルジ○大円観測
小円観測＋α、or・連結領域小フレームの連結法・・・ ・多数の星
VERAとも関連(検討会with 笹尾、本間、倉山）

ポスター発表参照(矢野）40203-3.Nano-JASMINE計画＊超小型衛星を用いた技術実証、デモンストレーション（Nano-JASMINE計画）with 東大中須賀研
早く、安く。しかも、スペース開発の一連の作業を経験できる。

実際の宇宙環境での実験：TDIモードを稼働し、大円上 を観測。
＊主鏡口径5cmの望遠鏡、30cm立方、重さ10kg程度の衛星*ヒッパルコスと同程度の精度
固有運動の補正＊2008年に打ち上げ（目標）
日本初のスペースアストロメトリ！
ポスター発表参照（小林、山田、菅沼、山内）

41○Nano-JASMINE衛星のデザイン図（中須賀研）

42

21

○望遠鏡の試作、試験が着実に進行中=>菅沼氏の発表
Nano-JASMINE 望 遠 鏡 の説明図
ビーム混合鏡

副鏡

望遠鏡（全光学系）仮組

３次鏡

主鏡

４次鏡

５次鏡

43

§3-4.最近の主な動き◎ 2003年10月：宇宙研にJASMINE-WG設置が認められる（現在のメンバー数は85名）◎ 2004年度〜
国立天文台にJASMINE検討室(Aプロジェクト室）が設置される（常任スタッフ４名，併任スタッフ９名，研究員１名，外国人研究員１名，院生３名，事務支援員１名）◎ 200５年9月：
日本学術会議天文学研究連絡委員会（天文研連）でのレビューを受け、特別議事録「光赤外線天文学将来計画の推進について」が出されるにいたった。特別議事録の中で、JASMINEは、赤外線による位置天文学の実行という日本独自の発想により、銀河系の構
造と運動の解明、ダークマターの分布などの重要課題に挑むものであり、早期の計画実現をめざす活動の一層の推進を期待する、とのコメントをいただいている。
＊Google検索： JASMINE で検索＝＞283000件中、我々のHPがトップ！（お茶などを抜いて。。。）44

22

§3-5.今後の推進内容（スケジュール）◎２００６年度〜２００９年度頃まで○観測手法の確立と仕様の完成、基礎開発、重要課題の技術実証実験○超小型衛星(Nano-JASMINE)を用いた実際のスペースでのデモンストレーション実験
約２年後の打ち上げを目標◎ 2009年度頃：JAXAへのミッション提案を目指す◎ 2010年度〜2014年度以降
概算要求、PM製作、試験、FM製作、試験◎ 2015年度頃：打ち上げ目標◎ 2015年度〜2020年度：観測運用、データ処理◎ 2020年度〜2022年度：データ解析、カタログの作成◎ 2022年度：カタログの公開（ミッション終了）
45★参考：人的体制
コアチーム：
郷田（常任）：計画全体の総括
小林（行）（常任）：JASMINE全般の検討・開発、特に望遠鏡、検出器の担当、Nano-JASMINEミッション部開発の総括
辻本（常任）：銀河系モデルの構築、サイエンスの検討、測光システム担当、プロジェクト室のマネージメント等
矢野（常任）：JASMINE全般の検討、特に観測手法、ミッション系およびバス系に渡る
全般的な検討、Nano-JASMINE望遠鏡の開発
山田（京大理）：シミュレータの構築、オンボードデータ処理技術、機器の放射線耐用
実験、CCDのコントロール、HPの管理等
川勝（ ISAS/JAXA）：ミッション方法および衛星システムの検討
松原（ISAS/JAXA）：ミッション部全般および衛星システムの検討
野田、對木、歌島、小川(JAXAシステムズエンジニアリング推進室）
衛星システム全般に渡る検討、基本設計ならびに姿勢制御系、軌道、熱構造系の詳細検討
菅沼（研究員）：光学系の検討、 Nano-JASMINE望遠鏡の開発
A.Kucinskas(外国人研究員）：測光システム検討、GAIA-WGとの連絡
丹羽（受託院生・京大）：レーザー干渉計型角度変動モニターの開発
山内（東大院生）：検出器制御基盤の開発
46
中須賀、酒匂、初鳥、田中：Nano-JASMINE衛星の開発

23

協力メンバー：○国立天文台月面天測望遠鏡計画(ILOM)チーム：（河野、花田、荒木、鶴田、浅利、田澤、野田：以上、全員併任）＊４年前から、定期的な会合（他のスペース計画の勉強、お互いの計画の紹介・検討、共通課題の検討、実験など）＊星像中心決定実験の継続、Nano-JASMINEなどの衛星システムの検討（特に、観測装置の試験など）に関して協力をして頂ける。
＊天文台でのスペース天文学のノウハウの蓄積、今後のスペース天
文学推進体制のベース作り、月面上のJASMINE-II計画など。
○中島（併任）：観測手法、測光観測、サイエンスの検討○高遠（ハワイ観測所：併任）：Nano-JASMINE望遠鏡の開発○宮崎（ハワイ観測所）：CCD検出器の開発、検出器配列技術に関する協力○新井（重力波プロジェクト推進室）： ビーム混合鏡の交差角度変動
モニター（レーザー干渉計型）の検討、開発○阪上（京大・人間環境学研究科） レーザー干渉計型モニター開発○宮内（光赤外研究部）：JASMINE定例会への参加
47

今後ともご支援、ご協力をよろしく
お願いします。
★JASMINEのホームページアドレス
http://www.jasmine-galaxy.org/index-j.html

4824

Jasmine

49

25

2006年2月20日・国立天文台

銀河系2006研究会

天の川創成プロジェクト
和田桂一 (NAOJ)
富阪幸治、小久保英一郎（NAOJ)
牧野淳一郎（東大）
吉田直紀（名大）台坂博、斎藤貴之、出田誠（NAOJ)

QuickTimeý Ç²TIFFÅià èkÇ»ÇµÅj êLí£ÉvÉçÉOÉâÉÄ
Ç™Ç±ÇÃÉsÉNÉ`ÉÉÇ¾å©ÇÈÇžÇ½Ç…ÇÕïKóvÇ-Ç ÅB？

QuickTimeý Ç²TIFFÅià èk Ç»ÇµÅj êLí£ÉvÉç ÉOÉâÉÄ
Ç™Ç±ÇÃÉs ÉNÉ`ÉÉÇ¾å©ÇÈÇžÇ½Ç…ÇÕïKóvÇ-Ç ÅB

天の川創成プロジェクト第一原理に基づく理論シミュレーションにより、
１）天の川銀河の形成進化のプロセスを世界ではじめて示す。

110億年前80億年前

 天の川の3次元構造（ＤＭ分布 etc.） 既知の素過程に問題があるか？

現在の天の川２）銀河形態の起源を探る
３）銀河中心巨大ブラックホールの起源
ハッブルの銀河形態分類

楕円銀河
渦巻き銀河

天の川数値解析装置

1

川勝、斎藤、KW (2005)

Coevolution of MBH and Mhalo

1) The halo grows by mergers.
2) Nuclear starburst is triggered.
3) Radiation energy density
increases in the core region.
4) Radiation drag removes A.M.
from the the gas.
5) The gas accretes to the central
seed BH.

M/M halo isMBH
is nearly
nearly constantconstant fromfrom z~8
z~8 toto z~2.
z~2.
BH/Mhalo

MBH/Mhalo = 3 x 10-6

ＭBH

MBH/Mhalo ~ 10-6
Baes et al. (2004)

MBH,max ~ 3 x 104 Msun at z~2

天の川創成プロジェクト第一原理に基づく理論シミュレーションにより、
１）天の川銀河の形成進化のプロセスを世界ではじめて示す。

110億年前80億年前

 天の川の3次元構造
 既知の素過程に問題があるか？

現在の天の川２）銀河形態の起源を探る
３）銀河中心巨大ブラックホールの起源

ハッブルの銀河形態分類

楕円銀河
渦巻き銀河

天の川数値解析装置

2

我々はどこを目指すのか？
Katz & Gunn 1991
質量分解能

Saitoh et al. 2004
天の川壱号機

銀河質量

なぜ高分解能が必要か
星形成領域の構造を分解したい
Msph=10では、
Msph=1066 M
Msun
sun では、-3
44 K のガスしか
-3
11 cm
,
10
cm , 10 K のガスしか
扱えない。
扱えない。

Msph=10で、
Msph=10 M
Msun
sun で、-3,, 100
分子雲1000
分子雲1000 cm
cm-3
100 KKを分解を分解

Msph=106 Msun
106
Temperature星形成、フィードバックに
ad hocなモデル導入が不
可避

108 K

Msph=103 Msun

104

Msph=10 Msun
102
5K

天の川サイズで、
天の川サイズで、

SPH=10-100億体

10-3

10-1

101

103

105

density (cm-3)
カラーコントア：星間ガスの高精度mesh計算(volume)3

天の川創成プロジェクト

開発スケジュール（ハード、ソフト）
零号機
壱号機 N=107
N=108
GRAPE-DR
Gouf

零号機
科研費基盤Ｂ、台内予算で開発

 4 CPU (Xeon)+GRAPE-6A
 銀河形成並列計算コードの開発 性能評価 (ピーク性能0.2TF程度〜VPP5000/32）
 プロダクトラン
 Total mass 1010 Msun (ISM 109 Msun)の銀河形成
 ガス質量分解能500 Msun SPH 200万体
 数週間/1モデル
 Cf. 現状

1000Msun w/ SPH 100万体

6ヶ月/１モデル (GRAPE-5)

GRAPE5による100万体SPH計算
©斎藤貴之

4

零号機構成詳しくは、台坂博「天文学とUNIX」（UNIX Magazine)の連載

天の川零号機 仕様

各ノード 2GB memory
GRAPE-6A
仕様
GRAPE-6A
400GFlops5

壱号機(プロトタイプ2号）
2006年度 Total mass： 1010 Msun (ISM 108-9 Msun)
 ガス質量分解能 100 Msun（星形成領域分解）⇒ SPH 1000万体
 恒星系空間分解能 10-100 pc (diskがなんとか分解）⇒ N体粒子 1000万体
 １モデル/１ヶ月

天の川壱号機仕様
製作： １〜２ヶ月以内、 夏までに１０００万体計算
8ノード: Opteron 250(2.4GHz)/2GB +GRAPE7
GRAPE-7(Fukushige et al.)
無衝突系用（G5後継機）、
PCI-Xバス 1GB/s (PCIの8倍）
FPGA（再構成可能デバイス）によるコスト削減
ピーク性能： 0.7TFlops （G5の15倍、G6Aの2倍）
予算が獲得できれば、ノード数を増加

6

コード開発（純国産）斎藤貴之（国立天文台）

Gouf仮 領域分割：Bisection
 重力：Tree+GRAPE
 流体：Smoothed Particle Hydrodynamics
 ガス冷却＆超新星爆発：Type Ia/II 並列方法：Message Passing Interface

コードチューニング中ベンチマーク(100万粒子一様球)
重力計算(θ=0.75)

流体計算(NNB=32)

ホスト：Pentium 4 3.6GHz + GRAPE-5 x 16(MUV)

860万粒子/16node ⇒ 重力12sec, 流体80sec/step7

銀河中心の恒星系力学
牧野淳一郎 (東大理)概要
1. 観測でわかっている (らしい) こと• Central Cluster• Stellar Disk(s)• Star Cluster(s)2. 理論モデルについて少し
3. まとめ — 今後の研究の方向観測でわかっている (らしい) こと• Central Cluster• Stellar Disk(s)• Star Cluster(s)Central Cluster

Genzel et al 2003
K-bandshift-and-add image
中心付近の黒い矢印の先が SgrA∗

Surface density

Genzel et al 2003
10” 以内の恒星の質
量 ∼ 106 M (あんまり信用はできない)
若い星が結構多い。

0.5” 以内でも若い星がある。(S1, S2,
S0-16 ...)

いくつかの中心付近の星の軌道

Eisenhauer et al2005
星の分布は「等方的」少なくとも円盤的とはいいがたいこれらの星は結構若い (10M 以上)
もっと暗い星は普通の赤色巨星

理論屋から見た課題• 何故若い星がそこにあるのか– その場で作る？
– 少し近くから緩和で運ぶ– 遠くからなんとかして運ぶ• まだ見えない星はどんなふうか• 中心ブラックホールの形成・成長との関係は？

Stellar Disk(s)また Genzel et al 2003。中心からの距離と角運動量

特に明るい星は 等方的ではない。時計回りと半時計回りの 2
つのリング。

空間構造
Paumard et al2006 (図は Genzel
et al 2003 から)傾いている。
どちらも星の年齢
6 ± 2M yrs
そんなに薄いわけではない (e ∼ 0.3)
なぜそんなものがそこにあるのか良くわからない。

理論屋から見た課題• どうやってディスクを作るか– その場で作る (Nayakshin et al 2005)– 遠くから星団で運ぶ (Hansen & Milosavljevı́c
2003)• 中心部の星との関係• Minispiral との関係 (?)

Star Cluster(s)IRS13E, 16SW はそれぞれ星団らしい(?)
IRS13E: 反時計回り
ディスク
IRS16SW: 時計回りディスク
bound だとすると結構質量が必要→ IMBH???

IRS13E は本当に星団か？
Paumard et al 2006 H-band 観測

見た目星団っぽい。

星団だとすると
コア半径 0.17”
潮汐半径 1” 以上？
銀河中心までの距離 4” くらい。
潮汐半径が 1” とすると 4 × 104M くらい必要。
これは Sgr A∗ の速度と矛盾するかも。 Paumard et al ではこの問題は無視されている。

観測のまとめ• 妙に若い星がある• 0.3pc くらいより内側ではカスプのスロープ浅い• 0.1pc くらいより外側では若い星はディスク状。ディス
クは 2 つある。
• それぞれのディスクの中に星団のようなものもある。
• ディスクの星は結構年齢がそろっている銀河中心の理論モデル
いろんなことを統一的に説明できるような理論モデルはあるか？
とはいえ、一度に全部、は無理なので、まずディスクを考える
提案されているモデル• ガスディスクから作る• 星団を落とす

ガスディスクから作る
Milosavljevı́c & Loeb 2004
Nayakshin and Sunyaev 2005
個人的にはあんまり本当とは思えない• ほぼ同じ時期、ほぼ同じ場所に逆回転するガスディスクが 2 つというのはあまりに無理• 星の「ディスク」がガス起源にしては速度分散が大きすぎる• 星が重力相互作用でディスクを加熱する時間スケールは結構短い。速度で 6km/s までに 104 年くらい。自己重力的になるほどディスクが薄くならない

星団を落とす
Hansen & Milosavljevı́c 2003
Portegies Zwart et al. 2005
これも色々無理が、、、• よほど近くに星団があるか、ありえないほど重いかでな
いと力学的摩擦では落ちてこないとはいえ利点もある。

• 若い星団はある。 Arches, Quintuplet• IMBH があるとすると、銀河中心近くまで若い星をもってくのは可能• 複数ディスクも問題ない。星団とディスクも同時に説明

星団を落としてできるもの
もちろんかなり厚いトーラス
観測とは矛盾しない

Portegies Zwart et al 2005 これはちょっと外側すぎる例。

N-body simulation の例
Portegies Zwart et al 2005
• 64K stars, Salpeter IMF (lower cutoﬀ: 0.2M)• 2pc from GC, circular orbit• Roche-lobe ﬁlling King model (Wc = 9)
これは、 IRS13E みたいなものをつくろう、という話。

結果































破線: シミュレーション、実線:解析的モデル

つまり• 2pc くらいに 104M くらいの星団ができれば数 Myrs
で落とせる
• 5pc とか 10pc だとはるかに重い必要がある。
つまり: IRS13E みたいなものを作れなくはないが、結構不自然な初期条件が必要？

N 体計算は信用できるか？
実は色々疑問。

• 星団の軌道進化は力学的摩擦を手でいれている。
• 初期の軌道が円軌道というのは本当かどうかわからない。

星団の軌道進化藤井他 2006: 衛星銀河の N 体計算では、実は力学的摩擦を手でいれたのより速く落ちる。
1.6

N-bodychanged massunchanged mass

R

1.2

0.8

0.4
0

10

20

30

40

50

T

速く落ちる理由• 衛星銀河から逃げた星に角運動量を渡す• 逃げた星もまだ衛星銀河本体近くにいると、その重力で力学的摩擦を大きくする
どちらも微妙な効果だが結構大きい。

円軌道？
若い星団がどうやってできたかは不明。
従って、どういう軌道を考えるべきかもあんまり根拠はない。
できた時にあまり軌道角運動量もってなければ速く落ちる。
星団のできかたと、ガスの運動との関係の理解が必要？

まとめ• 最近の観測の進歩により、銀河中心の恒星系がどうやってできたかは良くわからなくなった。
• 特に若い星の起源、ディスクになっている理由についてはあまりよい理論モデルがない。
• ある程度遠くでできた星団が力学的摩擦で落ちてきた、というモデルは色々良い性質を持つが、軌道進化のタイ
ムスケール等問題もある。
• でも、若い星がその場でガス円盤からできた、というのよりは問題が少なそうな気がする。

おまけシミュレーションはどんなことができるか？

GRAPE-6 での直接計算
SMBH-IMBH-回りの星、という系を完全に star-by-star
でシミュレーションする (松林他 2006)
GRAPE-DR and/or direct+tree ハイブリッド
銀河中心 10pc くらいなら star-by-star ベースでできる。
2 体緩和による進化をちゃんといれて今見えてない暗い星の分布を理論的に予言できる？

おまけ 2
銀河中心:理論屋には夢のような領域• 星の軌道が見える• 軌道の変化もみえそう。緩和過程
どんなものを観測して欲しいか？

• とにかく暗い星まで見る• 3 次元的な速度

おまけ 2銀河中心:理論屋には夢のような領域• 星の軌道が見える• 軌道の変化もみえそう。緩和過程
どんなものを観測して欲しいか？

• とにかく暗い星まで見る• 3 次元的な速度

21 世紀は精密アストロメトリの時代

メーザーで探る銀河系中心（数pc以内の位置、固有運動計測）

小山友明、出口修至、三好真、小林秀行（国立天文台）

今井裕（鹿児島大）、 Shen, Zhi-Qiang （上海天文台）

銀河中心領域（数ｐｃ以内）
6• SMBHの存在 4× 10 M Sun （Ghez et al. 2003）• 多数の星団の存在（赤外線）• 非熱的コンパクト電波源
SgｒA*の存在（1 mas@7 mm）

0.8 pc 20”

Sgr A*
1” 0.04pc
0.04pcFalcke 2004

0.7 mas or 5.6AU

VLT Genzel et al. 2003

1

Orbit of S2

NTT+VLT black
Keck
green

0.004 pc or 800 AU

Keck , Ghez

0.8” 0.032 pc

Sgr A* は赤外では非常に暗い（3σ）

zPeriod

15.56±0.35 yearzV(peri)〜7000 km/s

zPericenter 13.75 mas(110AU = 1200 Rsh)

Ghez et al.2003、Genzel et al. 2003

1995-2002
Keck

軌道運動

S1=S01S2=S02
S8=S04S12=S019
S13=S020
S14=S016

軌道が異なっている！
相対運動による影響
焦点の不定性による影響

異なっている!

Keck

NTT , VLT

0.016 pc

視野狭い
Ghez astroph 030610

Schodel et al 2003

0.01pc2

The detection of Flare
Where is the flare?
（Present activity)•0〜23 mas from focus of S2 (H, K, L )•Stellar wind of S2 (15 mas;120AU),
S16 (11 mas;90AU)VLT K band Genzel 2003

Motivation• 赤外mapにおける Sgr A*の位置をより高精度で測定 （10 mas以上）⇒電波（SiOメーザー）と赤外両方で検出できる星をもちいて、電波での星とSgr A*の相対位置を測定し、赤外のimageでのSgr A*の位置を導く• Sgr Ａ* (dynamical center）に対して SiOメーザーの付随した星の運動を測定（赤外での固有運動計測は相対運動のみ）• 銀河中心0.3pcより外側について固有精査（質量分布等）（赤外観測では視野、測定精度に制限約40”×40”、100 km/s > 2.5 mas/y）
過去の固有運動計測精度（VLA) ±0.16〜±3.47 mas/year（メーザーの空間分布を把握できていないことによる）高精度化に向けてメーザーの空間分布を詳細に把握する事が必要（VLAでは分解能不足50 mas）⇒位相補償相対VLBI（長時間積分）3ミラ型星のメーザー分布
IRS 10EE@8kpc

TX CAM@390pc

10 mas

10 masObservationz 観測日時① 2001/05/16, 7/31 ,10/1② 2003/01/11, 3/12, 10/6
③ 2004/3/8, 20z 観測

VLBA（位相補償長時間積分）
In beamz システム雑音温度

150K - 400K

z 観測天体SiOメーザーの付随した星（１Jy以下）
IRS 7 （0.22 pc）
IRS 10EE （0.35 pc）
他8天体 （〜1.8 pc）
z 参照天体0.4 pcSgr A*

Datev

Band width

Resolusion(Freq)

Int time(FOV)

Tracking center

01/05 ,07

1,2

4MHz×80.44 km/s

1

5 (Sgr A*, IRS10 EE, IRS 7, SiO6, SiO8)03/01,03,10

1,2

8MHz×40.88 km/s

0.13 (55”)

1 (Sgr A*)

04/03

2

16MHz×2

0.44 km/s

0.6 (12”)3 (Sgr A*, IRS 10EE, IRS 9)(7.6”)

4

Positions and distributions of maser spots of
IRS 10EE
•
•
•
•
•
•

MIII (Figer et al 2004)
2-10 mas (16(16-80AU)
Mira or Super giant
OH Δv = 40km/s (Sjourman 1998)
Period 732 day (wood 1998)
0.34 pc from GC

2001/7

2001/7600mJy5 mas or 40AU

Sgr A

2004/3

2003/30.34pcPositions and distributions of maser spots of
IRS 15NE and SiO 6
IRS 15NE••••

MIII (Figer et al 2003)
2 mas (16AU)
Mira
0.44 pc from GC

2003/3300mJy5 mas or 40AU
2003/3

2004/3

SiO 6
•
•
•
•
•

2-3 mas (16-24AU)Mira
OH Δv = 22km/s (Sjourman 1998)
45”(1.82pc)
H2O maser (Leveine 1995）

120mJy120mJy5 mas or 40AU
2003/3

2004/3

5

IRS 10EE ｖ=1
East offset
from Sgr A*
1mas

μ_x
This work

North offset

Reid 2003

μ_y-0.44±0.03 mas/y-2.22±0.10 mas/y

-16±1

-85±4

km/s

-2.12±0.20

mas/y

km/s

0.20±0.16 mas/yWith respect to Sgr A*

IRS 10EE ｖ=2
East offset
from Sgr A*
1mas

μ_x
This work
Ｖ=1

North offset

μ_y-0.41±0.03 mas/y-2.29±0.09 mas/y

-16±1

-85±4

km/s

-0.44±0.03 mas/y

km/s-2.22±0.10 mas/yWith respect to Sgr A*

6

IRAS 15NE

East offset
from Sgr A*

10 mas

10 masμ_xThis work

Reid 2003

μ_y-1.60±0.05 mas/y-5.70±0.06 mas/y-60±2-215±2km/s-1.66±0.24

km/s-5.96±0.35

North offset
With respect to Sgr A*

SiO 6

East offset
from Sgr A*

10 mas

10 masThis work

Reid 2003

μ_x

μ_y

1.51±0.23 mas/y

1.47±0.38 mas/y

57±9

56±14

5.30±0.99

km/s

km/s

1.59±1.64

North offset
With respect to Sgr A*

7

Proper motions of stars near the gaseous
minispiral
SiO 6
Present data

Sgr A*
Yusef-zadIRS １０EE
１０EE

IRS 15NE
IRS 13

Reid et al（VLA)

100km/s

100km/s

0.4 pc2 pc or 50”

The position of Sgr A*
on the NIR images at May 2002
• VLA（Reid et al）＋VLTで求められた
2002/5 でのSgr A*−星（IRS10EE,IRS15)の相対位置を用いて、VLBAとVLA（Reid)の星の位置の差から2002年5月のVLTでのSgr A*の位置（差）を新たに求めた

0.0004pc 800 AU• 0.935 mas (east) 0.015 mas (north） offset
from Reid et al
Star（NonVLBA
Keplerianorbit）VLBA VLA+

IRS
10EE
IRS
15NE
Average(x:mas
)7.6842(y:mas)4.2071

VLT

VLA+
VLT

Θy
(diff)

Θy(diff)

7.6847

4.2069

0.47

-0.27

1.219011.2961.220411.296

1.4

0.3

0.935

0.015

2002年5月でのSgr A*−星の相対位置

8

My work

Ghez astroph 030610
Schodel 2004

Non Keplerian Fit

Mouward et al 2003, 2004,2005

Radio nominal position

20 mas4×105 M sun

Focus of S2 orbit

Fragile et al. 2000
Rubilar et al. 2001
Eckart et al 2002

50 mas9Peculiar motion of the Sgr A* on the NIR images？
μ_x (diff)

μ_ｙ (diff)

VLA

μ_x
μ_y (radio)(radio)(mas/yr)(mas/yr)+0.20±0.16 -2.12±0.20+0.08±0.32 -2.21±0.93 -0.12±0.36-0.09±0.95

Oyama-0.44±0.03+0.08±0.32 -2.21±0.93 +0.52±0.32 +0.05±0.94

IRS10
EE

-2.26±0.10

μ_x (IR)(mas/yr)

μ_y（IR)(mas/yr)

IRS 10EEの赤外、電波で計測された固有運動を比較する
R.A方向に0.52 mas/year (20 km/s） 1.6σの運動を検出
Sgr A*（dynamical center)に対するCluster(星団）の運動
or
Cluster（dynamical center)に対するSgr A*の運動

Sgr A* or Cluster?
☆系外電波源に対するSgr A*の運動計測（VLBA)⇒−241±15 km/s（銀経）−7.6±0.7 km/s（銀緯） R0 = 8kpc
5.25、7.17 km/s（Dehnen 1998)
27.19±0.87 km/s kpc^-1（Feast
R0 = 8kpc
1997）

Peculiar motion⇒−0.4±0.9 km/s （銀緯方向）−18±7 km/s

(銀経方向）

６３°

20 km/s（星団)20 km/s（Sgr A*)- 0.4±0.9 km/s

Reid et al. 2004

若い星団＋IMBH （Hansen et al. 2003,-18±7 km/s

R0 , Θ 0に大きく依存する⇒VERA

Levin et al. 2005,
Ebisuzaki et al. 2001, 2005 年会）

銀河面

10

Proper motions of stars near the gaseous
minispiral
SiO 6
Present data

Sgr A*
Yusef-zadIRS １０EE
１０EE

IRS 15NE
IRS 13

Reid et al（VLA)

100km/s

0.4 pc100km/s

2 pc or 50”

Mini spiral and Circum nuclear Disk

HCN, 1.2cm radio continuum

2 cm radio continuum
Yusef-Zadeh et al. 2000

11

Conclusion
銀河中心近傍数 pcに存在する３つの星（１Jy以下の弱いメーザーが付随）について位相補償長時間積分によりイメージを取得し、またその固有運動を従来より5倍高精度で検出した(従来±0.2 mas ⇒今回 ±0.04 mas/year IRS 10EEの場合）（VLBI初検出(120mJy）
これにより• 赤外imageでのSgr A*の位置が (Reid 2003)の値より0.935 mas 東へ
5
づれている事を見出した（ 4× 10 M sun 以上のdark massの存在を示唆）• Star clusterが銀河中心Sgr A*(dynamical center）に対して
20 km/s(1.6σ）で動いている事を見出した• 銀河中心 0.4 pc(projected)以内の質量下限値 2.7 × 10 6 M sun を求めた

Future and Present works•

赤外による銀河中心の観測（すばる）・θ_0 、R_0 の精密計測（数10km/s以内）⇒VERA•

メーザーの強度変動をモニター
IRS 7 (Super giant 10 masの広がり ）IRS28 (固有運動計測精度 現状±2-3 mas）•

VERA+Nobeyama(45m)+kashima(34m)（感度向上２倍、速度幅 800km/s、
視野50秒、V=1,2同時観測）• 0-0.3°(switching or In beam, maser reference）
0.3-2°（VERA)
mini spiral (2 pc)
CND(3-10 pc)
CMZ(〜300 pc、2度以内)
Bulge

Burton et al12-27m/s-63km/s-12km/s-340km/s-120km/s-55m/s+52km/s+72km/s+75km/s+82km/sVlsr

13

銀河系研究会 @国立天文台
2006.2.20

近赤外サーベイ観測による
銀河系中心領域における若い星の選出村井 優香（京大）
長田哲也、永山貴宏（京大）、西山正吾（名大）IRSF/SIRIUSグループ
IRSF/SIRIUSグループ

１．イントロダクション
目標：：
銀河系の中心部における
銀河系の中心部における
若い星(O
型星、
、YSOs)
若い星(O型星YSOs)の数と分布を知る
Î銀河中心の最近
数Myrの星形成の様子
銀河中心の最近数
Myrの星形成の様子

銀河系のバルジ・・・古い(〜8Gyr)星がほとんど
しかし、中心数100pc以内では、直近（<数Myr）に星形成

1

＜銀河中心での直近（<数Myr）の星形成＞
銀河中心数100pc以内の領域 （厚み約50pc）

銀緯(°)

1

0

-1
3

2

1 150pc 0 銀経(°) -1-2-3

電波連続放射 3cm (Cox et al. (1989))

H2 ： 銀河系全体の10% ←星形成の原料
紫外光 ： 銀河系全体の5-10% ←大質量星(年齢〜数Myr)→ この領域(CMZ)“を近赤外線でサーベイ
個々の若い星を選出
Central Molecular Zone Î(CMZ)”

IRSF 1.4m望遠鏡
＠南アフリカ天文台（南緯32度）（南緯32度）+SIRIUS

近赤外3バンド同時撮像
J (1.25μm), H (1.63μm)
Ks(2.14μm)
pixel scale : 0”.45/pixel
FOV:7’.72

＜銀河中心での直近（<数Myr）の星形成＞

銀河中心

銀河中心数100pc以内の領域 （厚み約50pc）

銀緯(°)

1

0 2°
-1
3

2

1 150pc 0 銀経(°) -1
5°

-2

-3

電波連続放射 3cm (Cox et al. (1989))
IRSF/SIRIUS 近赤外J,H,Ks 3色合成

H2 ： 銀河系全体の10% ←星形成の原料
紫外光 ： 銀河系全体の5-10% ←大質量星(寿命〜数Myr)→ この領域(CMZ)“を近赤外線でサーベイ
個々の若い星を選出
Central Molecular Zone Î
(CMZ)
”

E

N

1°×1°
(81視野)
1°Ù
150pc
@GC
銀河面
銀河中心
J, H, Ks
３色合成

本研究の
解析領域

3

N
E

2つの星団

Arches（＃１７）

銀河面
30pc

銀河中心
J, H, Ks
３色合成

Quintuplet

高密度な星団 (M〜104Msolar , r＜1pc)
IMF slopeが太陽近傍より緩やか
大質量星 (O型星、post MS(WR,LBV)) 多数
年齢〜数Myr２．解析方法（選出条件）
銀河面上のダストによる赤化を受けたバルジの赤色巨星

E(J − H )E ( H − Ks )= 1.72 ± 0.04
Nishiyama (2006)(ApJ accepted)

赤化を受けたOB型星＝＞区別可能OB dwarf(J-H) vs (H-Ks) 2色図 (ある1視野 : (l,b)=(0.05,0.4) )4

Xに射影した
ヒストグラム
Y
σ〜
0.06

0.18
〜3σ
O型星

YSOs

X
◎ 若い星の選出 ：色 (X)Y ：赤化の向きと平行
X ：赤化に影響されないXに射影したヒストグラム
Y
σ〜
0.06

0.18
〜3σ
O型星

YSOs

X

Y ：赤化の向きと平行
X ：赤化に影響されない◎ 若い星の選出 ：色 (X)◎視線上で 銀河中心に限定：赤化量 (Y)Dutra et al.(2003) 減光マップ
Î各視野に対して行う

5

Xに射影した
ヒストグラム
Y
σ〜
0.06

0.18
〜3σ
O型星

YSOs

X

Y ：赤化の向きと平行
X ：赤化に影響されない◎ 若い星の選出 ：色 (X)◎視線上で 銀河中心に限定：赤化量 (Y)Dutra et al.(2003) 減光マップ◎ AGB星を除く：補正した明るさ（距離指数14.5mag+減光量）

O stars + YSOs : 878個

３．結果

O stars: 532個

(total : 9万天体)

●光度関数

10

等級

15

観測値(O stars+YSOs)-5
スペクトル型 O3 O5

等級

-4
O7

O9

補正値(O stars)
距離指数（14.5mag）＋減光量

6

●分布
O stars + YSOs
(878個)(532個)
赤：候補星
黒：
サチらず
限界等級を超えず
測光エラー＜0.05等(約9万天体)領域内に散在する候補星●減光量分布と比較

候補星：減光量分布に沿って分布Î減光の大きい視野では、late Oは
銀河中心まで見通せていないÎ下限値（選出された数）

銀緯(°)

・測光エラーの制限(<0.05mag)・O型星だが赤色巨星と観測される
もの
減光量(等)
O+YSOs(878)銀経(°)

Dutra et al.(2003)
減光マップ

7

●赤色巨星混入の評価

Y
-3σ
選出
X
O+YSOs(878個) Í 110個
：コンタミネーション
O(532個) Í 91個
O型星候補の数 ＞ 532−91 〜 400個 / 150×150 pc2
深さの不足・測光エラーの制限・O型星の色のばらつき●Star Formation Rate (SFR)

もとのIMF（α）=＞星形成率 ( Msolar yr-1 )※星形成はcontinuous を仮定

log (数密度)

O型星＞ 400個 / 150×150 pc2

選出した
O型星の
個数

0.1

IMF

Salpeter（α= 2.35）
2.35）
太陽近傍

現在のMF
（×寿命）

1
20
log M (Msolar)

120

Arches （α= 1.6）
1.6）
lower_initial
銀河系中心部の星団 （M ）solar(Figer et al(2003))-1 / 150×150 pc2
SFR ＞ 0.02
0.01-0.04 Msolar yr0.01
1

SFR（Msolar yr-1）

0.04

0.01

0.1

8

●Star Formation Rate (SFR)
SFR ＞ 0.01-0.04 Msolar yr-1 / 150×150 pc2
Quintuplet, Arches ：<質量>数×104 Msolar<年齢>数×106 yrÎ 〜0.01 Msolaryr-1 / 星団

： これ以上の星形成（150pc四方で星団以外に）Figer(2003) : 星質量 Î 0.02 Msolaryr-1/ 銀河中心から半径30pc以内
面密度で小さい ：下限値であるからよい・星形成が中心集中？

●number of UV photon (NLyc)
NLyc ＞ 6-9×1051 photons s-1 / 150×150 pc2
Quintupletの大質量星 Î 0.8×1051 photons s-1
Archesの大質量星 Î 4 ×1051 photons s-1

Mezger & Pauls (1979) ：CMZ全域 Î 1.7×1052 photons s-1：約半分を説明可能

9

６．まとめ◎銀河中心 150pc四方の領域で若い星(O型星、YSOs)を選出（近赤外2色図を用いて）◎ O型星候補532個、O型星+YSOs候補878個（赤色巨星の混入が約100個）◎領域内に散在する候補星◎（下限値として）星形成率は 0.01-0.04Msolaryr-1、UV photonは6-9×1051photons s-1◎課題： 解析領域の拡大、銀経・銀緯依存性
分光観測による同定（スペクトルアトラス： Hanson et al., 1996・2005）10㖗ἑ⣌୯ᚨ㉰᩺᫅ṟ㦹㻶㼊㼕㻤㼈㼄㼖㼗䛮㻘㻓㻃㼎㼐㻒㼖ฦᏄ㞴䛮䛴┞பష⏕ᆟ஬᪸ெ㻋ᅗ❟ኮᩝྋ㔕㎮ᒜᏫᏼ㻌ᐋᓧᩌྍ䟺୕ᾇኮᩝྋ䟻ዚᮟᖶᏄ㻋ᅗ❟ኮᩝྋ㔕㎮ᒜᏫᏼ㻌

䇻
䇻
䇻
䇻

䇻

CSJ=1-0

-0.25

0.00

0.25

1.50

1.25

1.00

0.75

200

0.50
0.25
0.00
Galactic Longitude (degree)

-0.25

-0.50

-0.75

-1.00

0.00
100.00CS J=1-0 Integrated Intensity (K km/s)

100

LSR velocity (km/s)ฦᏄ㞴䛴⥪㔖䛵㻔㼛㻔㻓㻛ኯ㝟㈹㔖䛭䛈䜑䚯㖗ἑ⣌ධమ䛴䠃䠂䟸䛴୯ᛮ䜰䜽䟺Ề⣪ฦᏄ䜰䜽䚮Ề⣪ཋᏄ䜰䜽䟻䛒㞗୯䛝䛬䛊䜑䛙䛮䛱䛰䜑䚯
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䇻䇻

Galactic Latitude (degree)㖗ἑ⣌୯ᚨฦᏄ㞴䠌㻃㻦㻰㻽

0

-100

1.00
galactic latitude (deg.)

-200

0.50

1.5

0.00

0.0

-0.50

-1.00
2.00

1.0

1.50

1.00

0.50
0.00 -0.50
galactic longitude (deg.)

-1.00

-1.50

-2.00

0.5
0.0
Galactic longitude (deg.)

2.5

5.0
GCLVALL

7.5

-0.5

10.0

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(Mo)

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Radius (pc)㻹㻐㻵㛭౿䠌㻦㻰㻽㻃䛭びῼ䛛䜒䛥㛭౿䛴ᘇ㛏୕䛱Ꮛᅹ䛟䜑䚯ළ┑㒂䛴㻲㼕㼌㻤㻪㻰㻦䛱Ẓ䛿䠈䌝䠉ಶ䛴㏷ᗐᖕ䛱䛰䛩䛬䛊䜑䚯䇻ළ┑㒂䛭䛵䝗䝮䜦䝯㈹㔖䛮㻯㻷㻨㈹㔖䛵ᴣ䛳➴䛝䛊䛒䚮㖗ἑ⣌୯ᚨ㡷ᇡධమ䛭䛵びῼ䛛䜒䜑䝗䝮䜦䝯㈹㔖䛵㻯㻷㻨㈹㔖䛴䠃䠂ಶ⛤ᗐ䛭䛈䜑䚯௑ᅂ䛵ᩐಶ⛤ᗐ䛭䛈䜐䚮୦⩽䛴୯㛣䛭䛈䛩䛥䚯䛙䜒䜄䛭䛴㖗ἑ⣌୯ᚨ㡷ᇡ䛴びῼ䛵ළ┑㒂䛱Ẓ䛿䛑䛰䜐㔔䛊ฦᏄ㞴䛴びῼ䛭䛈䛩䛥䚯䜎䜐㍅䛊䚮ළ┑㒂䛭びῼ䛛䜒䜑㈹㔖䛱㎾䛊㒂ฦ䛒௑ᅂびῼ䛛䜒ᛮ㈹䛒జ䛬ᮮ䛥䛴䛭䛈䜓䛌䛮᥆ῼ䛛䜒䜑䚯㻱㻰㻤䛭びῼ䛛䜒䛥㻘㻓㻃㼎㼐㻒㼖㻃ฦᏄ㞴䛴⤣゛Ⓩᛮ㈹-dN/dM∝M

dN/dM

10

-1

 !"#$%&#' ()*+,-"#.(,-/&&,*00

10-2

10-3

2.0

2.5

3.0

3.5

log[MLTE3(Mo)]㻦㻯㻸㻰㻳㻩㻬㻱㻧䜘ฺ⏕㻦㻰㻽㻝㻃㼄㼏㼉㻠㻐㻔㻑㻙㻃㻐㻐㻃㻐㻕㻘㻓㼎㼐㻒㼖㻃㻰㻦㻝㻃㼄㼏㼉㻠㻐㻕㻑㻔4.0㻱㻰㻤䛭びῼ䛛䜒䛥㻘㻓㻃㼎㼐㻒㼖㻃ฦᏄ㞴䛴┞பష⏕䜘⩻៎䛝䛥⤣゛Ⓩᛮ㈹105
Mvir=100MLTE

HII region
SgrA-E shell

Mvir=10MLTE㟯䠌┞பష⏕㡷ᇡ
㉝䠌㻃㻫㻬㻬㡷ᇡ㝼᥃

Mvir(Mo)104
Mvir=1MLTE

103

102

102

103

104

㻦㻰㻽䌝㻲㼕㼌㻤䛴୯㛣䛱䛈䜑䛮䛊䛌ലྡྷ䛵ን䜕䜏䛰䛑䛩䛥䚯
䛥䛦䛝䚮㻫㻬㻬㡷ᇡ㝼᥃䛵䛶䜏䛪䛓䛒ኬ䛓䛊䠑䠑

MLTE(Mo)㻱㻰㻤䛭びῼ䛛䜒䛥㻘㻓㻃㼎㼐㻒㼖㻃ฦᏄ㞴䛴┞பష⏕䜘⩻៎䛝䛥⤣゛Ⓩᛮ㈹10-1dN/dM∝M

dN/dM

10-2

10-3
HII region: =1.46±0.23 (logM>2.48 (M>300Mo))
SgrA-E shell:
 =2.24±0.40 (logM>2.78 (M>600Mo)
 =2.73±0.54 (logM>2.90 (M>800Mo))

10-4
2.0

2.5

3.0

3.5

4.0

log[MLTE3(Mo)]㟯䠌㻶㻱㻵䛮䛴┞பష⏕㡷ᇡ䚭䚭䚭䚭䚭䚭㼄㼏㼉㻠㻃㻐㻕㻑㻕㻃㻐㻐㻃㻐㻕㻑㻚㉝䠌㻃㻫㻬㻬㡷ᇡ㝼᥃䚭䚭䚭䚭䚭䚭䚭䚭䚭䚭䚭䚭䚭䚭䚭䚭㖗ἑ⣌㡷ᇡ䛴㟸┞பష⏕䚭䚭䚭㻃㻃㻃㻃㻃㻃㼄㼏㼉㻠㻃㻐㻔㻑㻘㻢㻢㻃㻃㻃㻃㻃㻃㻃㻃㻃㻃㻃㻃㻃㻃㻃㻃㻃㻃㻃㻃㻃㻃㻃㻃㻃㻃㻃㻃㻃㻃㻃㡷ᇡ䚭䚭㼄㼏㼉㻠㻃㻐㻕䇻 㻶㻱㻵䛮䛴┞பష⏕㡷ᇡ䛭㼖㼗㼈㼈㼓䛱ず䛎䜑䚯䇻 䠃䠂䠂䠂ᖳ⛤ᗐ䛴᫤㛣䛭ᮇᙔ䛱ྊ⬗䛑䠑䇻 䜻䞀䝌≟䛰䜏䛶ྊ⬗䠑௧ୖ䛒⤎ᯕ䛭䛈䜑䚯䇻䟺䠃䟻㻘㻓㻃㼎㼐㻒㼖ฦᏄ㞴䛒㻶㼊㼕㻤㼈㼄㼖㼗䛱ず䛑䛗୕᥃よ䛝䛥㒂ฦ䛭㏷ᗐᖕ䛒䠅ಶ䛱䛰䛩䛬䛊䜑䚯䜄䛥䚮ㇿ㏷ᗐᠺฦ䛴䜪䜨䝷䜴䛴䜅びῼ䛛䜒䚮ḿ㏷
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⾢✲䛝䛬䛊䜑⷟䛊䜻䞀䝌≟䛴మ✒䛭䛴ን໩䛑䜈䛝䜒䛰䛊䚯ᩐᖳ䛼䜐䛱CygX-3䛒䝔䞀䜽䝌䛝䛥䚯㔕㎮ᒜ䠆䠇m㙶䛮䝣䝮ἴᖱῦ゛䛵䛣䛴ิ᭿䛑䜏䛴びῼ䛱ᠺຉ䛝䛥䚯
The 2006 Feb. Burst of Cyg X-3

3

Flux density (mJy)

1023GHz @45
98GHz @NMA
110GHz @NMA

2

10

1

10

1/26

1/31

2/5
Date! (2006)

2/10

2/15

我々の銀河中心の巨大BHへのガス供給
羽部朝男、行方大輔（北大理学研究科）

銀河系中心領域の特徴• 中心に巨大BH (SgrA*)があり、活動性が見られる MBH~ 2.6 x 106 Mo• massive young stars (<10pc) (Mezger et al. 96)• 大量の低温ガス( 4x106Mo in < 120 pc)• 巨大BHのある銀河中心領域へのガス供給と星形成を研究する良い対象

1

Mass distribution from the galactic center

銀河中心領域の活動性
X-ray image around Sgr A* by Chandra
lobes of hot gas (2x107K)
サイズ~ 十数 pc,
time scale 104yr
X-ray jet, size ~ 0.5pc(Baganoff et al)

8.4 arcmin

1.23 arcmin

2

NH3 and HCN gas 2pc ring around SgrA*
SgrA*

２pc

NH3 (contour, Wright et al. 2001)

HCN (color, Jackson et al. 93)

CO and bar in our galaxy
CO

Dame et al. (2001)

Barによるガス供給

r ( co-rotation) ~ 3.4kpc,
Ωp ~ 60km/s / kpc
Bissantz et al. (2003)

3

face on view of GC
Gas bar
(CO)
CO輝線と
OH吸収線
を用いた
位置決め
(Sawada et al 2004)

銀河中心領域に二つ目のbar (inner bar)
• 2 mass dataからinner barの示唆 (Alard,2001)• バーサイズ 〜100pc• 内部バーとガスの軌道運動との共鳴の可能性– その結果ガスの激しい運動（衝撃波）– 銀河中心へのガス供給, そして星形成

4main and inner bars
in our galaxy(Alard, C. A&Ap, v.379, .L44,

the COBE near infra-red

2001)

main bar (3.5kpc)

A view at high resolution of the 2MASS survey

inner bar (130pc)の示唆
image after subtraction of the density
associated with the first Galactic bar

http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/nov01/alard.en.shtml

内部バーと巨大BHによるガス運動への影響
中心の巨大BHにガス供給の可能性

内部バー
と巨大
BHが
あると

(Fukuda, Wada and Habe 99, 00, Ann and Thakur 05 )5

我々の銀河のpotential model• 銀河全体のpotential– Bissantz et al. (2003)• COのposition-velocity diagramを再現する• Stellar disk + major bar + spiral arms + dark halo

• 中心領域(r<500pc)のpotential– Launhardt et al. (2002)• 2 mass data
• Supermassive BH 2.6 x106 M•

inner bar について– Alard, C. A&Ap, v.379, .L44, 2001

銀河中心の質量分布(Launhardt et al 02)

中心に巨大ブラックホール（2.6 x106 M)

6

method and inner bar model• AUSM code
• ＊メッシュ数•r方向（log mesh)：240、φ方向：310• inner bar• ＊ パターンスピード•
280[km/s/kpc]• ＊軸比(長軸／短軸)：3.0d0•
長軸：200[pc] 短軸：66[pc]• ＊non-homogenous bar Model : index=1.0d0• ＊質量：1.0^8[Msun]
巨大ブラックホール 2.6 x106 [Msun]

回転速度分布Bissantz et al. (2003)7

回転速度分布 in the potential of
Bissantz et al. +Launhardt et al.+SBH

ΩとΩ ±κ/2 (r<1kpc)
Bissantz et al. +Launhardt et al.+SBH

Ω

Ω-κ/2
Ωinner bar
Ωbar
Ωsp

8

result in the potential of Bissantz
et al. + Launhardt et al. + SBH• no inner bar

3kpc x 3kpc

no-inner bar

500pc x 500pc

with inner bar

500pc x 500pc

9

まとめ• 銀河中心は巨大BHの活動性と大量のガスと活発な星形成• 銀河中心へのガス供給は、これらがおこるのに必要• inner bar+巨大BHでガス供給がおこる可能性を検討した– inner bar Alard (01)– 銀河中心領域の質量分布 Launhardt et al. (02)– 銀河全体のmajor bar + stellar disk potential Bissantz et al. (03)

• 数値シミュレーションの結果– inner barによるgas ridge 形成– inner barの効果が大きい• 数値シミュレーション、銀河中心のガスの観測とあわせガス供給機
構の解明へ

10

「銀河系研究会２００６」 ２月２０日（月）〜２２日（水）（会場： 国立天文台 すばる解析棟 大セミナー室）

銀河系中心ブラックホ−ル
SgrA*の降着円盤
Makoto Miyoshi
NAOJ

SｇｒA* is now the mostconvincing super massive
black hole in the universe(Shen et al.05).

The mass 〜４*１０６ Msun
The 1Rs 〜 9.8μas
QPO P=16.8min is
detected at IR and Xray atits short time flaring( IDV).

Motions of Stars around
SgrA*(Genzel et al03)1Detection of IR flaring.
(Genzel et al. 03)

Periodicity was also found from NIR
flaring of SgrA*
P=16.8±2.0 min.(1008±120 sec.）

Genzel et al. 2003

2

QPO at X ray too.

Periodicity is also found from X ray flare. P~100 s, 219 s, 700 s,
1150 s, and 2250 s (analysis by Achenbach et al 2004)• At millimeter wave we havealso detected short time flaring(ex. Miyazaki et al.04),
we can expect to detect similarkinds of QPO in radio too!
New detection of SgrA* flaring (IDV)
by Miyazaki in this October using the AT.

• Following the idea we have been checking the data of
SgrA* obtained VLBA since the end of 2001.
• We detected the spatially resolved QPO from the
VLBA data taken at 8th March 2004 at 43GHz.
(1.5 days after the millimeter wave short time flare.)3

VLBI gives us high spatial
resolution( 〜0.1mas）.
So we can investigate thedifferences of QPOｓ between
small regions in the SgrA* image.
First, we check whether the QPOs
are concentrated at the center or
ubiquitous around the whole disk?

(2) 213.3 Rs×121.9 Rs

２(1) 216.3 Rs×423.6 Rs

１

３ (3) 106.7 Rs× 60.9 Rs
４ ５(2) 213.3 Rs×121.9 Rs

２
６，７，８

3mas，305Rs, ２４AU
assumption；DGC=8kpc,MSｇｒA＊ = 4.0×１０６M◎(1) 216.3 Rs×423.6 Rs(2) 213.3 Rs×121.9 Rs(3) 106.7 Rs× 60.9 Rs(4) 71.3 Rs× 40.8 Rs(5) 47.5 Rs× 26.8 Rs(6) 23.8 Rs× 13.4 Rs(7) 15.8 Rs× 9.0 Rs(8) 7.9 Rs × 4.5 Rs

4

Intesity(Jy)(1) 216.3 Rs×423.6 Rs(2) 213.3 Rs×121.9 Rs (3) 106.7 Rs×60.9 Rs (4) 71.3 Rs×40.8 Rs

ふつうのマップ、grid
構造が分解されている（広がり）
ﾚ１）中心列（時系列5min、中心列、ノイズレベル付き）
ﾚ ２）中心列、同・スペクトル、同一Yスケール
構造が左右で異なる
ﾚ１）時系列5min、７・５列、ノイズレベル付き
ﾚ２）７＊５ 同・スペクトル、同一Yスケール
３）中心３つのスペクトル、ピーク比
４）速度強度マップ４）回転を示す、スペクトルの違い
ﾚ５）ぼけた円盤、構造の情報、かなり残っている。
ﾚ６）複屈折現象、
ﾚ７）散乱虫眼鏡（ちょうど３倍強の大きさ）

Noise level(6) 23.8 Rs× 13.4 Rs(1) 216.3 Rs×423.6 Rs(2) 213.3 Rs×121.9 Rs (3) 106.7 Rs×60.9 Rs (4) 71.3 Rs×40.8 Rs

強度→(7) 15.8 Rs× 9.0 Rs(8) 7.9 Rs × 4.5 Rs(5) 47.5 Rs× 26.8 Rs

Ｐ（ｍｉｎ）→(5) 47.5 Rs× 26.8 Rs(6) 23.8 Rs× 13.4 Rs(7) 15.8 Rs× 9.0 Rs(8) 7.9 Rs × 4.5 Rs

QPO spectra become very spiky as the region limited to the center.

5

横0.1mas（10Rs)縦0.15mas（15Rs)のグリッド
３５（＝７×５）grids ａｔ the center

Then we check the spatial distributions of the QPOS.

Time variations of intensity in the grids ( red line; noise level)661-05min

6

2.3

2.6

3.1

3.1

4.5

5.2

6.2

6.6

5.4

6.6

7.8

4.0

5.1

1.9

2.4

2.7

2.6

2.0

5.8

5.2

4.0

8.6

7.7

6.6

5.3

5.8

6.4

5.9

5.0

4.2

2.8

2.9

2.8

2.4

2.2

Time variations of intensity in the grids ( The denoted numbers are SNRs)
661-05min

209grids総和

R
C

L

7

Every grids show something. Here we look carefully at the central 3
grids because those of SNR are higher than 7.

SNR=7.8

8.6

7.7

8

P=17; common all around the disk(?), come from outer edge of disk?
The strongest peak; large difference in periods.
L 0.1mas-east

６２．２
２９．３
１９．４
１７．０
１３１．６
５５．３
３０．２
１７．３
１２．８

center

２２４．８
４８．４
２３．８
１７．７
１４．３

R 0.1mas-west

QPO Periods
0.1mas west

centerP’/P=０．４７４９２
V=０．６４ｃ
Ｒ＝2.3Rs(if Keplerian)Assumption here P’/P=１

0.1mas west

P’/P= １．７０８２１
V=０．４９ｃ
R=3.3Rs(if Keplerian)
黒線が観測された周期スペクトル、赤は伸縮させたもの

9他にも対応がつくピークがいくつもある

P= 62.15min

P= 131.6min

Intensity Maps of the Periods
P= 62.15min(上）P=131.6min（中）P=224.8min（下）The Peak Position Moves
Towards west as Periods
Become long.

P= 224.8min

Rotation？
1.9mas,(みかけ約１９３R)s

10

P=

Intensity Maps of rather
wideband periods

5- 80min(from the top)
P= 5- 80min
P= 80-160min
P= 160-240min
P= 240-320min
The Peak Position Moves
Towards west as Periods
Become long.

P= 80-160min

P= 160-240min

P= 240-320min

It must be due to Rotation!
1.9mas,みかけ約１９３Rs

1700AU

Reid et al.99

8kpc

SgrA*

Rotation of the Sun(Galactic Rotation)

15AU
The Accretion Disk of SgrA*
Shows Counter-Rotation
Against the Galactic Rotation.
The Galactic Rotation
Becomes Random
At GC?!

Genzel et al. 03
4*104AU

Genzel et al.03

11There is one thing to be discussed.
“The scale” seems inconsistent.
•From the velocity derived from the shift of spectra
0.1 mas corresponds to 〜3Rs （M=1.2 ×１０７Msun ！）•From the distance (8kpc) and the mass of SgrA*(4×１０６Msun)
0.1 mas corresponds to 〜10Rs>The derived velocity is wrong?
---- Then check the possible theory to sit them well.
Something to change the scale of 0.1mas 10Rs to 3 Rs.

Apparent Radii(Rs) from infinite direction

Self gravitational lensing effect of black holewill play an role of magnifying glass.
2r〜５RsR（遠方からの見かけ）
12•Event horizon (r=1Rs)
seems to be at r=2.5Rs frominfinite direction.
•How about r〜３Rs region?
Magnifying ratio 〜1.23--insufficient to explain the scale
problem--

10

8

6

3.69Rs

4

2

0
0

2

6
8
3Rs 4
Intrinsic Radii(Rs)10

Calculation by Takahashi R.

12

How the Scattering acts asmagnifying glass on SgrA*?

The intrinsic image is
obscured and broadened
because of scattering
effect by circum-nuclear
or inter stellar plasma(∝λ２）.
Shen et al.(05), Bower etal(04) investigated theeffect.
The ratio --２．６〜３＠４３ＧＨＺVLBI images of the SgrA*(Lo etal ’99)The SｇｒA*の観測上の大きさと本来のサイズの関係
λobs２乗則にのって散乱が効き、大きく見える
From Shen et al.（Nature05）から。
Bower et al (Science 04) –similar result

Intrinsic size 0.28mas
Scattering&Broadening
Magnification Ratio
２．６（４３GHｚ）
＠４３GHｚ0.72mas13

Considering only the mass(400million solar mass) and distance(8kpc):
0.1mas(EW)×0.15mas（NS)＝＞9.7 Rs(E-W)× 16.2Rs(N-S)
magnification ratio：
1)self gravitational lensing effect at r =3Rs
2)scattered&broadening effect by intervening plasma
Total 1.23× 2.6〜3 ＝

1.23
2.6〜3
3.12〜3.7

Considering also the total magnification ratio 3.12〜3.7
0.1mas(EW)×0.15mas（NS)＝＞３.1-2.6 Rs(E-W)× 5.2-4.4Rs(N-S)

These two broadening effects
give us the 〜3Rs resolution!

Does Thompson Scattering
Really Work As
Magnifying Glass on SgrA*?

14

Future prospect×fully obscured
No information on fine structure◎ partially obscured
with some information

v=０．４〜０．６ｃrotationAs the accepted theory
says,.SgrA*is obscured bybroadening and scattering below 1
mm wave length.
But there remain some pieces of
information of the intrinsic structure!
Because The scattering effect andself gravitational lensing work as
magnifier of SgrA*, we can get the
spatial resolution detection the 3Rs.
VLBI observations of QPO in radio
continuum will give us the chance toinvestigate the line of sight velocity
and the structure of the inneraccretion disk of SgrA*！

Spatial resolution〜３Rs

周期ごとで空間分布が異なる！

SRT+ (X^2Y^2)

Ｘ方向
Y方向

Ｘ方向

Y方向
Y方向

Ｘ方向

15

５６分周期（図：横に引き延ばした）
P＝56minの円盤振動モード
中心、左右の強度変化に注目

構造変化のうち１６．８分周期成分を調べた
ピーク位置（十字）が左右に揺れる。

１６．８分

16

17

18

19

20

視線速度

blue ------------------------------------------------red

この構造変化が円盤の回転と同方向として、
この楕円運動が、真上からみて円であるなら、傾きがわかる。
→ほぼedge-onであるが、北側の面を我々のほうに約７度向けている21

Future prospect×fully obscured
No information on fine structure◎ partially obscured
with some information

v=０．４〜０．６ｃrotationAs the accepted theory
says,.SgrA*is obscured bybroadening and scattering below 1
mm wave length.
But there remain some pieces of
information of the intrinsic structure!
Because The scattering effect andself gravitational lensing work as
magnifier of SgrA*, we can get the
spatial resolution detection the 3Rs.
VLBI observations of QPO in radio
continuum will give us the chance toinvestigate the line of sight velocity
and the structure of the inneraccretion disk of SgrA*！

Spatial resolution〜３Rs

22

23

24

double refraction by scattering?
複屈折もある？

25

2.3

2.6

3.1

3.1

4.5

5.2

6.2

6.6

5.4

6.6

7.8

4.0

5.1

1.9

2.4

2.7

2.6

2.0

5.8

5.2

4.0

8.6

7.7

6.6

5.3

5.8

6.4

5.9

5.0

4.2

2.8

2.9

2.8

2.4

2.2

SNR & QPO spectra: The double refraction in plasma ?
There exist plausible spectra on the quite low SNR data set(SNR<3)26

VERAによる近傍大星形成領域
Orion KLの距離決定

廣田朋也（国立天文台VERA観測所）
ほかVERAグループ

内容
 近傍星形成領域の水メーザー観測の意義
 VERAによる位相補償VLBI
 Orion KLの位置天文観測結果
 今後の展望1

近傍星形成領域の水メーザー
 年周視差、固有運動の計測– 近いために年周視差計測(>
近いために年周視差計測(> 1mas)が容易
1mas)が容易– 中小質量星形成領域はメーザーの変動激しい(1ヶ月程度？))
中小質量星形成領域はメーザーの変動激しい(1ヶ月程度？
– 近いためにスポットが大きく分解されやすい 目的– 分子雲の力学的構造や形成機構の解明– 星形成領域の運動（ジェット、ディスク）– 距離決定結果に基づいた星形成研究の定量化・精密化– 銀河系全域のアストロメトリの準備

オリオン座いっかくじゅう座分子雲
 距離400-800pc
 太陽系から最も近い大質量星形成領域
 多くの水メーザー源

Galacticplane
Orion B

– VERAによるサーベイで
VERAによるサーベイで確認(2003
年10月
確認(2003年
10月)

VERA初期観測には最適な天体の一つ

Mon R2 Orion A(Maddalena et al. 1996)

2

観測概要
 VERA4局による

月1回のモニター観測– 2004年
年11月
2004年1月から2005
月から2005年
11月– 計１５観測中３回は３局のみ– Orion KL– HH1– OMCOMC-2(途中で消える)
途中で消える)– Mon R2

Galacticplane
Orion B

Mon R2 Orion A

VERAによる位置天文観測 位相補償VLBI– 参照天体に対するメーザー源の位相(
参照天体に対するメーザー源の位相(遅延)遅延)を測定3

相対VLBIでのイメージング
 参照電波源で位相較正

41 Jy/beam 位相較正装置による２ビーム位相差補正– 特別なことをしない解析ではほとんどの場合イメージが収束しない⇒相関処理時にあらかじめ予想値した大気による遅延量が正確でないため大気による遅延の影響
 これまでの天頂方向の遅延の推定– 相関器でのモデルは気象データから⇒
気象データから⇒不十分
ΔL=L (sec z1 - sec z2)「ΔsecZ効果」
secZ効果」
 相関器モデルの補正– GPSによる測定結果
GPSによる測定結果(本間さん発表)
本間さん発表)4

相関器モデルの補正例
 BビームとAビームの相関器モデルの補正値の差分

遅延

位相

φ=2πντg
100 psec=3 cm

相対VLBIでのイメージング
 参照電波源で位相較正

56
41 Jy/beam 位相較正装置による２ビーム位相差補正
 相関器モデルの補正– イメージが収束– 低仰角のデータをフラグするとコヒーレンス向上– まだコヒーレンスロス大(実際は200
実際は200 Jy/beam)
Jy/beam)5

天頂大気遅延のオフセット 特に誤差大きいISG、OGAについて天頂大気遅延を変えながら最もイメージが収束する解を探す
天頂大気遅延：ISGで0.41nsec(12.3cm)
OGAで0.33nsec(9.9cm)

相対VLBIでのイメージング
 参照電波源で位相較正

61
56 Jy/beam 位相較正装置による２ビーム位相差補正
 相関器モデルの補正
 天頂大気遅延のオフセット– これでもまだフラックスが小さい？

全エポックでこのような解析をすると、・・・

6

Orion KLの年周視差計測
 π = 2.3 +/- 0.3 mas --- D =430 +/- 64 pc
 特に赤緯方向の位置誤差大⇒年周視差はRAのみフィット– 遅延の推定精度が悪い？
– サイドローブの影響？Orion
サイドローブの影響？Orion KLのデータのみ顕著
KLのデータのみ顕著
RA offset

Dec offset
offsetOrion KLの年周視差計測
 π = 2.3 +/- 0.3 mas --- D =430 +/- 64 pc
 収束しないエポックは、可能性のある全スポットをプロット– RA方向はもともとばらつきが少ない
RA方向はもともとばらつきが少ない– Dec方向は最悪
10masのばらつき、ただし傾向あり？
のばらつき、ただし傾向あり？
Dec方向は最悪10mas
RA offset

Dec offset
offset7

今後の展望 相関器モデルの補正を行ってイメージング– 天頂方向の遅延の推定方法の確立– スポットとサイドローブの区別、特にUVの埋まりの悪いイメージ
スポットとサイドローブの区別、特にUVの埋まりの悪いイメージ– コヒーレンスロスの原因
 現在Orion KL、HH1、Mon R2、OMC-2(途中で消えた)、

NGC1333 HH7-11(途中で消えた)の解析中– 異なるエポック間のスポットの同定– 短寿命の異なるスポットでの視差のつなぎあわせ

8

ＶＥＲＡを用いたS269の位置天文計測
本間 希樹 （国立天文台ＶＥＲＡ観測所）

赤外線で見た S269
JHK images with IRSF of Nagoya Univ.
(Jiang et al. 2003)

Hundreds of infrared sources (YSO)

1

S269 水メーザー• S269 : high-mass star forming regions toward anticenter, with ~200 Jy H2O masers• Paired with J0613+1305, 0.7 deg seperation
Maser map for r05073a
Linear alignment in 0.4 mas
scale
Simple velocity gradient
Could it be related to accretion
disk ? (c.f. Monitor by Lehkt)

水メーザー位置の変化
Spot position for 5 epoch spanning ~300 days (since Nov 2004)

2

S269 距離決定
• Parallax versus fitting residiuals

RMS residual
red：X
green：Y

π＝220 μas、 D = 4.5 kpc ! （c.f. commonly assumed : 4 kpc）
年周視差の世界記録！！ （最も遠い天体の直接測距）

年周視差計測の歴史• Parallax measurements since 1838 (S/N > 5)

Distance (pc)This work (VERA)

VLBI

Hipparcos (1989)
Bessel (1838)

Ground-based opticalyear

3

ＶＬＢＩ位置計測天体の銀河系内の分布• 銀河面上での分布

S269

15000光年

太陽系• 単位：光年

銀河系中心

まとめ• Ｓ２６９の視差計測に成功
視差計測の世界記録 （D ~ 4.5 kpc）
• ＶＬＢＩによるKpcスケールの位置天文計測
時代が到来

4

W3OHの距離決定
Distanceswith methanol and H2O masers

Xu et al. (2006)
D = 1.95 +/- 0.04 kpc
Hachisuka et al. (2006)
D = 2.04 +/- 0.07 kpc

5

~20 year monitoring of S269
• Single dish H2O maser flux (1980-2001, Lehkt et al.)Integrated flux
Periods of 5 ~ 6 years ?

Peak V_LSR
Period of 26 year ?

6

パルサーによる銀河系研究
亀谷 收 （国立天文台
VERA観測所・水沢観測所）
祝！！ 2月20日（本日）より
水沢市 ＞＞ 奥州市水沢区

祝トリノ五輪
ガンバレ日本！
Duncan R. Lorimer “Binary and Millisecond Pulsars ”、2005

Radio Pulsars 〜１７００
SMC
Globular Cluster１ Binary
１
6
１
７６
５
１
４９
Planets
１
Recycled
１５

LMC
４Supernova１
Remnant〜２０1

Lyne &Graham-Smith, 1998, Pulsar Astronomy,
Cambridge Univ. Pressより

Dispersion Measure
DM=A(t1-t2)(1/ν12 -1/ν2 2 ) –1 ,A=2.410×10-16 cm-3pc

パルサー位置天文学の何が面白いか• 銀河系内のパルサーの分布が分かる。パル
サー位置天文学の発展• パルサーの距離を求めると、パルサーの物理量が求まる。理論への貢献• 視線方向に垂直な実速度が分かる。
（1974年以降6４論文）• パルサーまでの平均電子密度が分かる。
DM=ｄ・ｎ2パルサーの銀経銀緯分布
Duncan R. Lorimer “Binary and Millisecond Pulsars ”、2005

水メーザー分布
DMから求めた距離による銀河面分布

銀河系中心
Tylor, Manchester, and Lyne,
ApJ Supple, 88, 529, 1993

DMから求めた距離による銀河面分布

銀河系中心

Duncan R. Lorimer “Binary and Millisecond Pulsars ”、2005

3

Duncan R. Lorimer “Binary and Millisecond Pulsars ”、2005

τc＝ P/（2dP/dt） B∝（P （dP/dt））1/2
Lyne &Graham-Smith, 1998, Pulsar Astronomy,
Cambridge Univ. Pressより

パルサーのPとdP/dtの関係

10３yr
10４yr
10５yr
10６yr
．

P/2P=10７yr

距離が分かれば、DMから推定される星間物質密度
Lyne &Graham-Smith, 1998, Pulsar Astronomy,
Cambridge Univ. Pressより

パルサーまでの平均電子密度が分かる。
DM=ｄ・ｎｎｄ4視差測定の原理

相対VLBIの原理
Gwinn et al. 1986
Arecibo, North American VLBI 1.66GHz
PSR0950+08 7.9(0.8)mas
PSR0823+26 2.8(0.6)mas

PSR J0030+0451
PSR B0329+54

2006年1月までに21個のパルサーの視差・Briskenが10個Chatterjeeが5個の天体の視差測定を行っている。
・100μ秒を切る観測精度は7天体PSR B0355+54
PSR B0656+14
PSR B0809+74
PSR B0823+26
VELA pulsar
PSR B0919+06
PSR B0950+08

PSR B1133+16
PSR B1237+25
PSR B1451‑68
PSR B1508+55
PSR J1713+0747
PSR J1744‑1133
PSR B1857‑26
PSR B1929+10

PSR B2016+28
PSR B2020+28
PSR B2021+51
PSR J2145‑0750

3.4(0.6)mas
0.94(0.11)mas<1.5mas0.91(0.16)mas
3.47(0.36)mas

Lommen et al. 2005
Brisken et al. 2002
Chatterjee et al. 2004
Chatterjee et al. 2004
Brisken et al. 2003
Golden et al. 2005
2.31(0.04)mas
Brisken et al. 2002
1.8(0.4)mas
Gwinn 1984
2.8(0.6)mas
Gwinn et al. 1986
3.4(0.7)mas
Caraveo et al. 2001 HUBBLE
3.5(0.2)mas
Dodson et al. 2003
0.31(0.14)mas
Fomalont et al. 1999
0.83(0.13)mas
Chatterjee et al. 2000
7.9(0.8)mas
Gwinn et al. 1986
3.6(0.3)mas
Brisken et al. 2001
3.82(0.07)mas
Brisken et al. 2002
2.80(0.16)mas
Brisken et al. 2002
1.16(0.08)mas
Brisken et al. 2002
2.2(0.3)mas
Bailes et al. 1990
0.415(0.037)mas Chatterjee et al. 2005
0.89(0.08)mas
Splaver et al. 2005 timing
2.8(0.3)mas
Toscano et al. 1999 timing
0.5(0.6)mas
Fomalont et al. 1999
21.5(8.0)mas
Salter et al. 1979,<4mas
Backer & Sramek 1982
3.02(0.09)mas
Brisken et al. 2002
2.77(0.07)mas
Chatterjee et al. 2004
1.03(0.10)mas
Brisken et al. 2002
0.37(0.12)mas
Brisken et al. 2002
0.95(0.37)mas
Campbell et al. 1996
0.50(0.07)mas
Brisken et al. 2002
2.0(0.6)mas

Loehmer et al. 2004 timing

5例：Brisken et al. 2002の結果
ペルセウス腕

太陽系

G.C.
ローカル腕
いて座腕

視差を基に書いたパルサーの位置（左）、 平均密度（右）VERA・大学連携VLBI
国内７局 S帯、X帯
ＶＥＲＡ20m水沢、入来、
小笠原、石垣島、臼田64m、つくば32m、鹿嶋34m、、、

臼田 つくば鹿嶋

6

VERA・大学連携VLBIのS帯（またはX帯）でのパルサー観測
VERAのみ• スイッチング相対ＶＬＢＩが可能（数分周期）• ２．２ＧＨｚ帯１ビーム ４局設置
• フリンジ間隔 １２ｍａｓ＞＞位相３度で０．１ｍａｓ• 開口能率＝30%、Tsys=200K、48MHz、１ｈｒ＞＞ノイズレベル２５ｍＪｙ

VERA＋大学連携VLBI• 臼田64m、34m級アンテナの参加 ＞＞ノイズレベル７ｍＪｙ
パルサーゲーティング （相関器ソフト開発必要）• パルサーゲーティング使用 ＞＞ノイズレベル２ｍＪｙ？

ＶＥＲＡ＋大学連携VLBIで観測可能なパルサー（S帯）
＠印：視差報告無し

色：全局で観測可能（δ＞-41度）

80mJy以上 7＠４(3@1)

25mJy以上 19＠10(14＠6)

•
•
•
•
•
•
•

•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•

B0329+54 200mJy
2d 250mJy
J0437-4715 90mJy @ 2d ICRF
B0736-40 80mJy @ 1d 200mJy
B0833-45 1100mJy
1d ICRF
B0950+08 85mJy
2d 100mJy
B1557-50 145mJy @ 5d ICRF
B1641-45 310mJy @ 7d 400mJy

１0mJy以上 ４７＠３４（37＠25）

B0355+54
B0628+21
B0740-28
B0835-41
B1133+16
B1556-44
B1749-28
B1929+10
B1933+16
B2016+28
B2020+28
B2021+51

25mJy
25mJy
25mJy
25mJy
30mJy
40mJy
35mJy
40mJy
40mJy
30mJy
38mJy
25mJy

1d 250mJy@ 3d 120mJy@ 5d 130mJy@ 6d 280mJy
3d 600mJy@ 5d 380mJy@ 7d 200mJy
2d 150mJy@ 1d 360mJy
1d 240mJy
1d 240mJy
1d 150mJy

7

受信機とアンテナ改造の可能性

副鏡
主鏡
受信機
（１）VERAグループでは、高、他周波数化に向けて、受信機配置を検討中その中に、L帯受信機設置の可能性。
（2）現在、副鏡が大きいためにスピルオーバーが大きいことを改善するた
めに鏡面の周りにスカートをつける。
これを、S帯で感度があるように調整すると、実質的に口径を大きくできるのではないか。２０ｍ＞２５ｍ（3）現在ある受信機を改良する。 ２B系にする。
（4）５０ｍクラスのアンテナを併設し、相対VLBI観測を行う。
＞50個以上まで可能天体増える

ＶＥＲＡ以外で三角測量できる範囲：太陽系の近所だけ（１００ｐｃ程度）

ＶＥＲＡで三角測量ができる範囲：銀河系全体
半径１０ｋｐｃの範囲で１０％の精度より良い

8

VERA・大学連携VLBIは北半球にあるので、全域が見えるわけではない。
１．VERAで観測不可能な銀経（260~345度）の２．銀経（2４0~10 度）の質の高い銀河系地図作成

4分の１から3分の１が観測できない。

VERA・大学連携VLBIの拡張として望まれる機能：
１．まずは、アジア大陸との連携。次に南半球に設置。
２．位相補償を行えること。
３．２３００ｋｍ以上の基線。
パルサーは４０００ｋｍは欲しい。
大陸を横断する望遠鏡？
４．パルサーは１．４〜２GHzが効率よい。

9

まとめ
１．パルサーの観測により、銀河系内のパルサーの距離と速度が求まり、パルサーのみならず、星間プラズマ等研究が非常に進むであろう。
２．ＶＥＲＡ・大学連携VLBIの拡張の機能を持たせて、まずは、
東アジアに展開する。次に南半球に設置すると、VERA等で残される我々の銀河系の立体地図（２４−３６％）が完成する。

10銀河ガス円盤の大局的3次元
磁気流体数値実験

松元亮治、錦織弘充（千葉大）、町田真美（国立天文台）

渦状銀河の平均磁場：起源はダイナモ？

M51
M51(Neininger(Neininger&&Horellou,
Horellou,1996)
1996)

Our
OurGalaxy
Galaxy(Han(Hanetetal.,
al.,2002)
2002)

2

1

磁気回転不安定性
磁気回転不安定性（Balbus（Balbus andand Hawley
Hawley 1991)
1991)

差動回転円盤において回転のタイムスケールで成長
3

動力学方程式∂ρ+ ∇( ρv ) = 0∂tρ∂v(∇× B) × B+ ρ( v •∇) v = −∇P +
+ ρg
∂t
4π

∂B
= ∇× ( v × B) + η∇2 B∂t∂ρ ε+ ∇( ρ ε v) + P∇v = QJ + Qvis−Qrad∂t
42回転プラズマのグローバル
シミュレータＣＡＮＳ
ARPS (AstrophysicalRotating Plasma
Simulator, Matsumoto
et al. 1999)

Coordinated Astronomical
Numerical Software(CANS):
product of ACT-JST project(2000-2002)5

Formation of an Accretion Disk
（Ｍａｃｈｉｄａ ａｎｄ Ｍａｔｓｕｍｏｔｏ ２００３）

Initial state

t=26350

unit time t0=rg/c63

銀河円盤のグローバルシミュレーション（Dziourkevitch et al. 2004)
計算領域
1kpc < r < 5kpc
-1kpc< z < 1kpc
銀画面内で方位角
磁場の方向が頻繁に反転
7

パーカー不安定性による磁束流出

鉛直方向に広いシミュレーション領域が必要
Parker (1966), Matsumoto et al. (1988)

84

広い計算領域を用いたシミュレーション（Nishikori et al. 2006, ApJ in press)• 重力ポテンシャル– ダークマターを含む軸対称ポテンシャル（ Miyamoto 1980)• 初期条件– 10kpcで密度最大になる角運
動量一定のトーラス– 方位角方向の弱い磁場(β=100,1000,10000)– T=10^5K• r=0.8kpc に吸収境界• 赤道面対称性を仮定

250*64*319 mesh
9

モデルパラメータ
modelsmodel I
model IImodel IIIa (b)model IIIb
model IIIc
model VImodel Vamodel Vb
model Vcβ0∆ϕ ρhalo0 DM 境界
計算領域
100 0 < ϕ < 2.0π π/32 10−3 × 吸収
100 0 < ϕ < 2.0π π/32 10−3 × 非吸収
100 0 < ϕ < 2.0π π/32 10−3 ○1000 0 < ϕ < 2.0π π/32 10−3 ○10000 0 < ϕ < 2.0π π/32 10−3 ○100 0 < ϕ < 2.0π π/32 10−2 ○100 0 < ϕ < 0.5π π/128 10−3 ○100 0 < ϕ < 0.5π π/64 10−3 ○100 0 < ϕ < 0.5π π/32 10−3 ○

吸収
吸収
吸収
吸収
吸収
吸収
吸収
10

5

Numerical Results (β=100)

2Gyr

3.5Gyrρ＋ B

Raw field

Mean field11

密度分布と磁力線形状

t = 3.8Gyr
126

磁気エネルギーの増幅と飽和

β＝100

Average in 2kpc < r < 5kpc and 0 < z < 1kpc
13方位角成分の平均磁場分布

β＝１００のモデル

β＝１００００のモデル

方位角方向の磁束は保存。赤道面の平均磁場は強められる。
147方位角磁場の動径方向の反転

Azimuthal field at t=3.8Gyr at z=0.25Kpc

Galactic magnetic fieldobtained by Rotation Measure(Han et al. 2001)15

Spacial and Temporal Reversalof Azimuthal Magnetic Fields
２μＧ

４．５ＧｙｒAzimuthal Magnetic Field at t=3.1GyrTime variation of mean azimuthal
field at 5kpc < r < 6kpc and16
0 < z < 1kpc

8

磁束のコロナへの流出
ーストライプ状のコロナ磁場の形成ー

磁場強度＝一定の面の高さ

方位角磁場が反転する高さの変化
17

初期磁場が弱い場合の結果（β=1000）
after
1Gyr…

５Ｇｙｒ
Time variation of mean
azimuthal magnetic fieldAt 5kpc < r < 6kpc
18

9

コロナ圧力を高めたモデル

磁束流出が抑えられると方位角磁場は動径方向19に頻繁に反転する。

銀河中心への降着率

角運動量を失った星間ガスが落下
20

10

まとめ
• 軸対称重力ポテンシャルを仮定して、銀河ガス円盤における磁場増幅過程の大局的な３次元ＭＨＤシ
ミュレーションを行った。その結果、銀河磁場はμＧ程度まで強められ、維持されることがわかった。
• 平均磁場と乱流磁場の大きさは同程度になる。
• 方位角磁場は空間的にも時間的にも反転する。反転の周期は１Ｇｙｒ程度• 円盤から流出した磁束がストライプ状のコロナ磁場をつくる。
• 非軸対称ポテンシャルの効果、赤道面対称性の効
果、ガス温度依存性などを調べることが今後の課題。
21

Dependence on Azimuthal
Resolution and Simulation Region

Model III: Full Circle Simulation with Δφ=2π/64
Model V-VII: ¼ Circle Simulation (0 < φ< π/2) with
V: Δφ=π/128 VI: Δφ=π/64 VII: Δφ=π/32

2211

Motion of the Wavefront of Rising
Magnetic Flux2312

2 体の軌道・質量決定法の新展開〜 VERA・JASMINE 等の高精度位置天文観測を期待して 〜

浅田 秀樹(弘前大学 理工学部)
2006 年 2 月 21 日
銀河研究会 (国立天文台)
1

1. Introduction
Two Body Problem (in Newton Grav.)
・・
Kepler, Newton, ・All historical issues.
2

Observational 2-body Problem:
How to determine a orbit and massfrom observation ?
The inclination of the orbital planew.r.t. the line of slight.
Positions of stars are projected.
3

z

y

PS
PL

ω

Pe

x

i

x’

4

y
t2
t3
t4

y

S32
S43

S21

ak

Pe

bk

t2
t1

x

t3
t4

S43

t1

S21

S32

Pe
b

x

a

5

Partly solved ・・・「Visual Binary」(Both stars can be observed)→ Thiele-Innes (1883)
Not yet completely solved ・・・6「Astrometric Binary」 → ???

Primary Star and Unseen Companion
・・such as Black Hole, Neutron Star, ・Orbital Elements→ Total Mass Determination

7

Hipparcos (1989〜)
SIM, GAIA, JASMINE projects(< 10kpc、2010s〜)
Doppler Method (Mp sin i)vsAstrometry (Mp and i)
8It has been believed impossible toanalytically determine the orbit (andmass) in general.
BecauseThe coupled equations are nonlinear,
Kepler Eq. is transcendental.
9

However, this belief is not true.
Exact solution (expressed only byelementary fn.) was found!
HA, Akasaka, Kasai, PASJ 56, L35 (2004)10

x1 = · · · ,y1 = · · · ,t1 = t0 +T(u1 − eK sin u1),2πx2 = · · · ,y2 = · · · ,t2 = t0 +T(u2 − eK sin u2),2π
112. Apparent ellipse
Five Obs. (x̄i, ȳi) for i = 1, · · · , 5.
・・ (x, y)Standard Form ・x2
y2+ 2 = 1,a2b
ellipticity e = 1 − b2/a2.
12

3. Orbital Elements
Four obs. at time ti (i = 1, · · · , 4)
Pi = (xi, yi) = (a cos ui, b sin ui).

To avoid Kepler Eq.
Time Interval tij ≡ ti − tj .
13

Original Keplerian orbit specified by
aK , eK , T .
・・Important・Position of Projected Common
Center of Mass (Focus)(xe, ye).
14

z

y

PS
PL

ω

Pe

x

i

x’

15

Even after projection,

areal velocity is constant,where the area is swept aroundprojected COM.
16

y
t2
t3
t4

y

S32
S43

S21

ak

Pe

bk

t2
t1

x

t3
t4

S43

t1

S21

S32

Pe
b

x

a

17

S = πab — Total area
Sij — Area swept during tij
1
Sij = ab [ ui − uj2xe
− (sin ui − sin uj )aye
+ (cos ui − cos uj )].
b
18

S21
S
= 32 ,
t21
t32

S32
S
= 43 .
t32
t43

xe
ye
A3 − A1 + A2 = 0,
a
b
xe
ye
B3 − B1 + B2 = 0,ab
19

The solution is
A B − A3B2
xe = −a 2 3,
A1B2 − A2B1
A B − A1B3
ye = b 3 1.
A1B2 − A2B1

20

Solved geometrically or algebraically.








x2
ye2
e
eK = 2 + 2 .
a
b

21


1
cos i = (ξ − ξ 2 − 4),
2








C 2 + D2
aK =,2
1 + cos i
C 2 − D2,
cos 2ω = 2
aK sin2 i22where1 2
C=xe + ye2,
eK









1 a4ye2 + b4x2
e
D=
,
abeK
1 − e2Kξ=(C 2 + D2) 1 − e2
K
ab

.
23

4. Data with observational errors.
AAK formula assumes no errors.
In practice, least square method needs
numerical calculations.
Is AAK formula practically useful?
24

Yes!
It is extended to a lot of observations
with errors.
HA, Akasaka, Kudoh, submitted to Cel. Mech.

χ2 is square in the parameters
・・・easily solved!
25

5. Generalized AAK formulaa  Fj Gj+1 − Gj Fj+1
,
C
E
F
−
F
E
j
n 4
j j+1
j j+1
b  Gj Ej+1 − Ej Gj+1
,
ye =
C
E
F
−
F
E
j
n 4
j j+1
j j+1

xe = −

eK , cos i, aK , cos 2ω remain same.
26

6. Concluding Remarks
1. Complete Exact Solution to
Observatinal two-body problem.
2. Extended Solution to
Realistic observational data.
27

3. Generalized toparabolic and hyperbolic orbits.
HA, submitted to Cele. Mech.

[A] Planet Mass Kepler’s 3rd law
T2 =4π 2a3.
G(ms + mp)

Here, separation between star andplaneta = as + a p ,asms = apmp.
28

For stellar msss ms >> mp planetarymass,
2 2 3 1/3
 4π m a s s.
mp ≈ 

2
GT




29

近赤外線サーベイで探る
バルジの構造と金属量分布
西山 正吾 (名大)長田哲也 (京大)、佐藤修二 (名大)、IRSF/SIRIUSグループ

Today’s Talk
1. IRSF/SIRIUSと銀河中心サーベイの概要
2. 銀河系中心領域の研究
銀河中心−太陽系間距離
バルジの構造
金属量分布1

IRSF/SIRIUS 銀河中心サーベイ
 近赤外3バンド(J,H,Ks)でのサーベイ観測 観測領域 第1期 : ｜l｜≦ 2o.5,｜b｜≦ 1o.0
第2期 : ｜l｜≦ 10o.0 @ b = ± 1o.0｜b｜≦ 3o.0 @ l = 0o.0

観測の目的
 星の分布 → バルジの構造
 星団、若い星の探査→ 現在の星形成(20日:村井) 金属量分布、光度関数→ バルジの形成史
 観測の基礎となる情報
赤化則、減光マップ

IRSF/SIRIUS 銀河中心サーベイ
IRSF 望遠鏡 ＋近赤外カメラSIRIUS

IRSF
口径 1.4m
指向精度 3”
追尾精度 0”.3
SIRIUS
3色 (J,H,Ks) 同時撮像
(J : 1.25, H : 1.63, Ks : 2.14 μm）
解像度 0”.45/pixel
視野
7 .8×7 .8
サーベイ用に特化したカメラと専用望遠鏡
興味ある領域を広く、深く、細かく観測2

銀河中心5o (l) ×2o (b) 3色合成図 (J,H,Ks)

IRSF/SIRIUS 銀河中心サーベイ
IRSF/SIRIUS と 2MASS との比較
限界等級(10σ)

限界等級(10σ)

IRSF 2MASS

IRSF 2MASS
J

17.1

15.8

J

17.0

15.5

H

16.6

15.1

H

16.0

13.0

Ks

15.6

14.3

Ks

14.0

11.0

5o (l) ×2o (b) 公称値
平均値

銀河中心
8’×8’

3

IRSF/SIRIUS 銀河中心サーベイ
バルジのレッドクランプ星を用いた赤化則の測定(Nishiyama et al. 2006)

Ks vs. (H-Ks) CMD

AKs= 1.44 ± 0.01
E ( H − Ks )AJ : AH : AKs : =1 : 0.57 (±0.01) : 0.33 (±0.01)

IRSF/SIRIUS 銀河中心サーベイ
色等級図
傾き1.83Ks

2色図
傾き1.8280.5mag(Cardelli et al. 1989)

傾き1.44
傾き1.62 10 (Nishiyama
et al.)

AK = 2mag

12

14

16

赤外超過を持つ星の選別

Intrinsic な明るさの誤認

4

IRSF/SIRIUS 銀河中心サーベイ
測光、色の精度
IRSF/SIRIUS
J-H

VLT/ISACC

4

2

0

-2

Bandyopadhyay et al.
(2005)
0

2

-2
4

H-Ks

The Distance to the GC
レッドクランプ星Ks−（H-Ks）色等級図

9 小-中質量 (〜0.5-数M・ )9 金属量大 (Z/Z・ ・0.1)
9 コアHe燃焼段階の巨星
z明るさ（Alves 2000, Bonatto et al.
2004 ）
MKs = −1.59±0.03
等
z光度の金属量、年齢依存度（ e.g., Salaris&Girardi, 2002 ）標準光源として使用可

5The Distance to the GC
解析領域|l| ≦ 1o, 0o.7・ |b| ・ 1o

減光を補正したKs光度関数(〜0.4 deg2 )(m−M)0 =14.38±0.03(stat)±0.10(sys)R = 7.52±0.10 (stat) ±0.35 (sys) [kpc]0(Nishiyama et al. submitted)

The Distance to the GC

Sgr A*Red Clump (IRSF)

6

バルジの構造
観測データ
観測領域
b = +1o, −10o≦ l ≦ +10o SIRIUS 1視野で細長くバルジの構造RCピークの明るさの分布

l > 0 が我々に近いバー構造
OGLE (V,I)の結果(l = 0゜で合うようシフト)
断片的な観測では分からない構造| l |≦4゜は棒構造と仮定
α ・ 70゜±5゜

赤化補正したRC星のピーク

l > 0 … l = 0 より明るい → 近いl < 0 … l = 0 より暗い → 遠いInner Bar

Stanek et al.
(96)
銀経 l [deg]7バルジの構造
過去のレッドクランプの観測(全て l = 0oで合うようシフト) OGLE : 可視 ( V, I )(Optical Gravitational Lensing Experiment)

RC星の光度分布

Stanek et al. 1996, Sumi 2004
 CIRSI :近赤外
:近赤外 ( J, H, Ks )(Cambridge InfraRed Survey Instrument )Babusiaux & Gilmore 2005

OGLE は b > 0o と b < 0o
で大きく異なる→ b によって変化…..
構造に銀緯依存性?

バルジの金属量分布
 銀河系のDynamical evolution← バルジの構造、分子雲の運動
 Chemical evolution ← 金属量分布(Minniti et al. 1995)[Fe / H]

金属量の勾配R [kpc] (minor axis)

8バルジの金属量分布
 銀河系のDynamical evolution← バルジの構造、分子雲の運動
 Chemical evolution ← 金属量分布×108yrs● : gas○ : Stellar

バーがあると….
(Noguchi 1998)
進化

バルジの金属量分布
解析手法：巨星枝の傾きを [Fe/H] の指標に
Ks vs. (J-Ks) CMD
色等級図からRGBの傾きを求める[Fe/H] = −1.692(±0.500)− 13.613(±5.118) × RGBSlope
Frogel et al. (1999)9バルジの金属量分布
銀経方向のメタリシティ分布 (@ b = +1o.0 )勾配 [Fe/H] = (0.05±0.04)×l + (-0.19±0.12)

バルジの金属量分布
銀緯方向のメタリシティ分布 (@ l = +0o.0 )

Tiede

Tiede

勾配 [Fe/H] = (-0.02±0.26)×b + (-0.09±0.54)

10

バルジの金属量分布結果¾ 0 ≦ |l| ≦ 7o … [Fe/H] = -0.14±0.09
勾配 [Fe/H] = (0.05±0.04)×l + (-0.19±0.12)¾ 1 ≦ |b| ≦ 3o … [Fe/H] = -0.12±0.09
勾配 [Fe/H] = (-0.02±0.26)×b + (-0.09±0.54)
銀経、銀緯ともに大きな勾配は見られない
銀緯方向はもう少し大きなスケールで勾配あり?

今後
モデルと比較等、定量的な議論にはまだデータが必要
銀緯方向の観測の拡大|b| ≦ 1o のデータの活用 (HKでの[Fe/H] 変換式)
中心領域全体の[Fe/H]分布まとめ 銀河系中心領域の近赤外3バンド(J,H,Ks)
サーベイ観測 銀河中心までの距離

7.52 ±0.10 (stat) ±0.35 (sys) [kpc] | l |≦4゜に異なる傾きの構造 → secondary bar?
 0 ≦ |l| ≦ 7o、1 ≦ |b| ≦ 3oではメタリシティの勾配なし

11「銀河系研究会２００６」 2006年2月21日

Macro lens toward the Galactic Center
Kouji Ohnishi
Nagano National College of Technology

Mizuhiko Hosokawa
NiCT

Toshio Fukushima
NAOJ

1. Introduction
1-1 Detection of Galactic Rotation of Solar Systemphase-referenced to QSOs J1748-291(W109) J1745-283(W56)• Reid et al. 1999
VLBA 43GHz,2yr• Backer & Sramek 1999
VLA 4.9GHz, 17yr
• Reid et al. 2004
VLBA 43GHz,9yr
b 1°
W56

SgrA*

8kpc

0.7°=100pc

SgrA*

1°
W109

GC441

-1°
-1°

6mas / yr =220 km / s
8kpc

VLBI observation of SgrA* =>6mas/y

1

1. Introduction
1-2

Various effect in the apparent motion

1. Introduction
1-2

Gravitational Lens effect to the G.C.

Micro Lens effectMacro Lens effectof reference QSOs
by the star near the line ofsight to G.C

of reference QSOs
by galactic potential
near the line of sight to G.C

Individual Star

Astrometric
Microlensing(Hosokawa,et al 2002 )Group of Stars(1) SgrA* (Massive BH)(2) Core(3) Bulge

Macro Lens
(Ohnishi, et al. 2003)

2

2. Astrometric Macro-lens
2-1

Gravitational Deflection by
Axis Symmetric Mass Distribution∑ (L)1. Column density

2. Column Total Mass within L

3. Gravitational Deflectionθ =Pass of raym
L

2. Astrometric Macro-lensGravitational Deflection

2-2

θ =

Δθ

m
L

L
ΔL

m( L ) ∆θ ( L) =  2πΣ( L) − 2 ∆LL 
If Σ＝Constant∆θ ( L) = πΣ 0 ∆L

3

2. Astrometric Macro-lens
2-3

Illustration of Shift by Bulge Motion

Lens
Source Plane
Lens Plane

3. Astrometric Macro-lens in our Galaxy
3-1

Adopted Galactic Model

Core+Bulge+Disk

Alexander & Sternberg (1999)

Characteristic Length Scale

Core

Bulge

disk

0.38pc

667pc

3kpc

ρ core (r ) = 1+3(ρr / r )oc2ρ o = 4 × 106 M SUM pc −3 , rc = 0.38 pc

rb = 3000 pc

Disk and Halo contribution is negligible

4

A. Astrometric Macro-lens in our Galaxy
A-1

Column Density of Core and Bulge
1. ｴ 10 6Core500000.

Msun/pc^2

Log Σ 100000.

100pc

50000

Column density

Bulge

10000
5000

1

5

10

50 100500 1000

Log （Impact parameter [pc])Log

A. Astrometric Macro-lens in our Galaxy
A-2

Total Mass inside the Impact Parameter
1. ｴ 10 1 1

bulge

1. ｴ 10 1 0

1. ｴ 10 9core
1. ｴ 10 8

1. ｴ 10 7

disk
10

20

50

100

200

500

1000

2000

5

3. Astrometric Macro-lens in our Galaxy
Effect of Core Motion

3-2
Log Σ Msun/pc^2b

1. ｴ 10 6

100000.

10000

φ

l

1000

1

5

10

50

100

500 1000

Log （Impact parameter [pc])Core column density〜4μas/10yr @100pcµ l = µ c (1 − cos 2φ )2

 a  
ρc
L 
V

 4 ×106 M / pc3  0.38 pc   220km / s 
pc
100





sun



µ c = 2µas / 10 yr

µ b = µ c ( − sin 2φ )3. Astrometric Macro-lens in our Galaxy
3-3Effect of Core Motion
5°

-5°

5°

-5°

6

3. Astrometric Macro-lens in our Galaxy
Effect of Bulge Motion

3-4bLog Σ Msun/pc^2
1. ｴ 10 6

100000.

φ

10000

l

1000

1

5

10

50 100500 1000

Log （Impact parameter [pc])Bulge column densityµ l = µ B
µ b = 0
Σ (100 pc )62 
 6 × 10 M sun / pc 

µ B = 2 µ as / 10 yr 〜2μas/10yr

3. Astrometric Macro-lens in our Galaxy
3-5

Effect of Bulge Motion
２°

２°
1

10°

-1

10°

-10

7

3. Astrometric Macro-lens in our Galaxy
Collective Motionb• Secular proper motion of QSOs

3-7•

J1751-253λMore than 1000yr!!

GC441

W56

SgrA*

W109

5°

Bulge

6 µas/10 yr

3. Astrometric Macro-lens in our Galaxy
Total Effect

3-6

10°

10°

-10°

8

3. Astrometric Macro-lens in our Galaxy
Total Effect

3-6

10°
J1700

J1713
J1751
-10°

10°

W56 79mJ@5GHz

J1820
ATCA&VLA, 5GHz,8GHz
Roy, Rao & Subrahmanyan (2006)

3. Astrometric Macro-lens in our Galaxy
Internal Motion

3-8b+ 2 µas/10 yr

λ

GC441

W56
SgrA*

− 2 µas/10 yr+ 2 µas/10 yr
W109

1°

Core
9

3. Astrometric Macro-lens in our Galaxy
Total Effect

3-6

10°J1700
J1713
J1751
-10°

10°
J1820

3. Astrometric Macro-lens in our Galaxy
3-9Mass/Luminosity ratiob+ 2 µas/10 yr GC441

λW56− 2 µas/10 yr

SgrA*+ 2 µas/10 yr
W109

1°

μas/yr10

3. Astrometric Macro-lens in our Galaxy
3-9Mass/Luminosity ratio

5. Conclusion
5-1
Summary of MACRO Lens
Macro lens effect of Galaxy is important
Apparent Motion of QSOs

Internal

CollectiveCoreCore + Bulge

2μas/10yr

2-6μas/10yr

The collective gravitational deflection by the bulge, that is called MACRO-Lens, are observablemagnitude. This effect reaches 0.6 micro-arcsecond/yr and it has a secular component.

The measurement of these effects will provide us valuable
information on the visible and dark matter density and massfunction of the Galactic Center.

11

5. Conclusion
5-2
Summary of MACRO Lens
SgrA*

QSOs

Secular
6 mas/yr
Galactic Rotation

Secular0.6μas/yr
Macro Lens

Periodic
250μas/yr
Annual Parallax

Random(several years)

10μas/yr
Microlensing

3. Astrometric Macro-lens in our Galaxy
3-8

Collective Motion

12

Ĳրϳ‫׾׉‬ԤЕ0..4ĳ:

SiO Maser Survey of the Inner
Bar of the Galactic Bulge߾ٕߒ‫ݜ‬Ħඞ೉‫ܥ‬ħ þଟ͎‫ژ‬ٞ(VERA-‫ݫݿ‬ଅħ þ௼ශഎĦͭ੊‫׾‬ħþ़΀ߖ‫ڊ‬Ħϐ‫ܥ‬ħþӳ਍ߍĦ࣏৸ħþੈૢ͔ٛĦଊ৫ħþԚ‫୔۾‬ĦࡱЦ૕ħþǪǻূұরǻඌૈ ୞ಊഒࢁ‫ٳ‬নǻSiO maserؓǻਗ‫ێ‬ýý(6º x 2 º )ýýCO, CS Ȭȹ ‫ॆݝ‬ল૷ǘȖþল૷‫ٳ‬নÿAGBࣹ Gyr ǠșȋǴǻIRASؓǴǼ౪Ґग़
 2MASS and MSX ǻࢡǤǑȫȿɭȰࣹǻӮଷýବ฻њSpitzer image(1.9x1.4 deg, 3.6-8µm)

2004/5உұরȋǵȎұর 100+79 hours ୸સă 20+16 ୸(2--5‫)ר‬ ұরϨ஗‫ݰ‬Ҷ (2005)
50 h/ 79h = 63 %
 GC: 291 objects
163 detections (bias) 1.2
1 Except central 30’
0.8Deguchi et al. 2004
PASJ 56, 261

0.6
0.4
0.2
0
-0.2

2
J17473739
050213.4

1.5
v=2

Ta(K)

(180/~400)

Ta(K)



J17545214
050212.4

v=2

1
0.5

v=1

v=1

0
-100

-50
0
Vlsr (km/s)

50

-50

0
50
Vlsr (km/s)

100

L-V diagram(overlay CO map)
s
s





1. ग़291/163‫߾׹‬
2. High-velocity stars|Vlsr|>250 km/s
3. Inner Bar
4. No parallelogram
5. x1 and x2 family
orbitsýBulge bar ಳർࣈ

X1 orbit feature X2 orbit feature(extended) GasǼǠșǴप൰ ࣹǼąInner Bar Objects|b| ಠ౱
x1 
=0.53±0.27

x2 
=0.40±0.31

90% ර̽


G1. Kc=5.27±0.97
 G2. Kc=6.00±0.13
 G3. Kc=5.56±0.84
 G4. Kc=5.77±1.02
 G1:G2
90% ර̽
where Kc=K-1.4[(H-K)-0.5]

High-Velocity objects XƑଛ‫׹ב‬પ 70%
 V>0 : V<0

K mag ?
 (R<15’ ර̽)Stellar orbit
outer bulge

inner bar Self-Crossing

orbit -> highvelocity objects
 X2 orbits
 --> extendedfeature(~150km/s)
 Bias not freel-v
DiagramFace-on view

High Vel. Stellar Orbits

High Velocity sources(4:1 resonance orbit ?)

‫ץ‬ຊ
 1.

2004-2005੹ӜՂଭฆෟǴý 291 MSX/2MASS (|l|<3.5°, |b|<1°)
163 detections ‫ॆݝ‬ল૷ȟ଼Ǭÿ
 2. ࣹǻ x2 family orbit --> inner bar
 3.

‫ژ‬ল૷ࣹ: self-crossing x1 (4:1) orbits

Corrected K magnitude12 Kc= K-1.4[(H-K)-0.5][Nishiyama et al. 2004]

circumstellar
extinction

 Re-emission not

8

K (det) Interstellar &

10

6

4

considered

2
0

1

2

3

H-K (mag)

2MASS+MSX images
 ~ 4 ° x1.5°

45

Spitzer Glimpse Result
Astro-ph/0508325 Benjamingravitational potential (rotating system)
Englmaier & Gerhard 1999

New View of Molecular Gas
Distribution of the Southern Sky
CO Surveys with NANTEN
Toshikazu Onishi (Nagoya Univ.)and NANTEN group

NANTEN Telescope• A 4-m mm-submm telescope• Molecular cloud survey in the Galaxy, LMC,
and SMC• Since 1996 (transferred from Nagoya Univ.)at Las Campanas Observatory• Upgrade: NANTEN2 project1

NANTEN• NANTEN=南天(Southern Sky)
• Diameter: 4m
CFRP + conductive paint• 85-115GHz, mainly CO (J=1-0)• Beam size 2.6 arcmin (@115GHz)• SIS receiver + 2 AOS backend• Velocity Res. 0.1 or 0.6 km/s
• Band Width 100 or 500 km/s
• Tsys ~ 140K @110GHz~ 170 – 270K @ 115GHz

Targets• Galactic Plane Survey in Southern Sky• Magellanic Clouds (LMC and SMC)
• High-mass star forming region (GMCs)– Carina, Centaurus, Orion, Bright-Rimmed Clouds,• SNRs and Supershells– Vela SNR, Gum Nebula, Carina Flare• Galactic Center• Low-mass star forming region (Dense cores)– Ophuichus, Lupus, Chamaeleon, Pipe Nebula• Galactic High-Latitude Molecular Clouds– Aquila, Infrared-Excess Cloud, High-Latitude Survey

2

GMCs in the LMC by NANTEN

Yellow:
CO J=1-0
at 2.6mm
5h0m

Contours from 1.2 Kkm/s Interval 1.2 Kkm/s

Fukui et al. (2001)

分子雲の銀緯方向分布• 高銀緯分子雲– Yamamoto et al. (2003, 2006)– 近傍(~100pc)、低密度• 分子雲スーパーシェル– Matsunaga et al. (2001)• 銀河系Warp領域– Nakagawa et al. (2005)

3

高銀緯に存在する分子雲(高銀緯分子雲)
高銀緯領域 : 典型的に |b| ≧ 20゜ の領域
Side view
b=20°
b=-20°
太陽系
・太陽系に非常に近い。距離 〜 100 pc
・サイズ、密度が小さいものが多い
・視線方向上で他の天体と重なる可能性が低い
分子雲・形成の研究に非常に適している

他波長で見る高銀緯領域

・太陽系近傍におけるダスト、水素原子の分布は非一様・高銀緯領域にいくつかのフィラメント状、ループ状構造が存在

4HIに対する遠赤外線超過雲の観測結果「なんてん」望遠鏡から観測できる68天体について12CO(J=1-0)輝線で観測

・COの検出率=32/68 (47%)

光の減光等では見つけられない分子雲が数多く残っている
遠赤外線超過雲は分子雲探査のよい指標となる

Onishi et al. 2001

CO輝線が検出されなかった赤外線超過雲
赤外線超過の定義(超過量) = Fν−S×N(HI)−O

赤外線超過になる原因
・ 水素の大部分が水素分子にかわっている・ Dustの温度が高い
・ Gas to Dust ratioが異なっている
・赤外線超過雲のDustの温度はその周囲のDustの温度より小さい。
・Gas to Dust ratioが一様に分布する雲の中で異なっているとは考えにくい(Blitz et al. 1990)

赤外線超過は水素分子の寄与によるものであり、これらは水素分子雲。
CO形成前の分子雲である可能性がある。

5

高銀緯大規模構造に対するCO輝線観測

高銀緯大規模構造に対するCO輝線観測
Arc1
MBM 53

Arc1: MBM 53, 54, 55を含む高銀緯分子雲複合体の観測Æ12CO,13CO,C18O(J=1-0)輝線で観測
1)

Arc2
MBM 54
2)

MBM 1

MBM 55
3)

MBM 2

Magnani et al. (1985)
MBM 53, 54, 55 が存在
HIの観測
Gir et al. (1994)
HIフィラメントの膨張を示唆
複合体までの距離
Welty et al. (1998) ⇒ 150pc

Arc2: ペガサス座領域の大規模
ループ構造に対する観測Æ12CO,13CO(J=1-0)輝線で観測
1)

2つのフィラメント状またはループ状構造が存在

12CO(J=1-0)の観測

12CO(J=1-0)の観測

Magnani et al. (1985)
MBM 1, 2 が存在

6観測結果 : 12CO(J=1-0)
検出限界 : N(H2) 〜7.7×1019 cm-2・ 110個の分子雲を同定
MBM 53・ 総質量 : 約1200 M◎
MBM
54
HLCG92-35

質量 : 330 M◎
サイズ : 2.6 pc

検出限界 : N(H2)=1.5×1020 cm-2

MBM 53

78個の分子雲を同定
総質量 : 〜64M◎
New Cloud
HLCG92-35

分子雲の物理量の平均

MBM 54分子雲の物理量の平均
ピーク温度: 3.0 K
線幅: 3.4 km s-1
半径: 0.3 pc
MBM 55柱密度: 5.6×1020 cm-2
質量
: Magnani
10.4 M◎et al. (1985)

ピーク温度: 1.4 K
線幅: 1.1 km s-1
半径
: 0.2
MBM
55 pc
柱密度
: 3.6×1020 cm-2
質量
: 0.8 M◎

全領域の分子雲の物理量
３つの観測で同定された12CO分子雲の物理量のヒストグラム

ペガサス座領域の観測においてサイズ、質量の小さい分子雲を検出

7

小分子雲の起源
・複数の小分子雲群が分布
・小分子雲は星形成の残骸
でない

T=10 K, n(H2)=100 cm-3におけるJeans length〜 1.3 pc
分子雲の形成において自己重力以外の寄与が存在

小分子雲の形成・Koyama & Inutsuka (2002)
Jeans Length 以下の大きさの分子雲がshocked layer内で熱的不安定により形成〜106年程度で0.2×0.1 pc 程度の密度の高い領域(n > 100 cm-3)を形成
COの速度分散8

12COとHI
CO / HI 質量比
西側 : 〜0.97
東側 : 〜0.10

カラー : HI (-19.7<VLSR<1.0 km s-1)
コントア : 12CO

HIの積分強度比
西側/東側 : 〜 1.1
HI cloud内の進化は一様ではない・Gir et al. (1994)はHI
フィラメントの膨張を示唆
HLCG92-35は過去の爆発的現象の影響によって形成されたまとめ
今回検出した分子雲の進化段階
HIに対する遠赤外線
超過雲の観測大規模構造の観測

CO輝線を検出できなかった遠赤外線超過雲
HLC G92-35
CO形成段階の分子雲の検出
ペガサス座の小分子雲
サイズが0.1pc以下の分子雲を検出
CO輝線を検出した
遠赤外線超過雲

ペガサス座の13CO輝線を検出した分子雲
13COが見え始めた分子雲の検出

9

Discovery of Carina flare

Fukui et al. 1999

color : IRAS 100 m
contour : 12CO

•M 〜 Msun•500pc distant from disk
•Induced high mass star formation•Not identified by HI, Columbia survey

天の川銀河
・円盤銀河（ディスクの厚み〜数百pc）
分子雲のR
・質量
~ 1011 Mo分布
・分子雲リング（R ~ 4 kpc）

R = 13.5 kpc
・半径(R) ~14-15 kpc、Ro = 8.5 kpc

14.5 kpc

1) 星の分布にcut-off：R = 14.5 kpc (Robin et al. 1992)
Heyer et al. (1998)2) 分子雲の分布にcut-off：R = 13.5 kpc (Heyer et al. 1998)→ R ≧ 14.5 kpcを最外縁部と定義
Molecular Clouds in the Galactic Warp10

最外縁部（系外銀河）の特徴<円盤最外縁部の特徴>
円盤銀河 → ウォープ（Warp）している= たわみ：円盤をエッジ-オンで見た時H I（可視光）による系外銀河の観測→ Warpは円盤銀河に一般的に見られる現象

コントア = H I

Molecular Clouds in the Galactic Warp

最外縁部分子雲の観測
IRAS点源方向観測(Brand)低感度の無バイアス(Heyer)高感度の無バイアス(中川)

最外縁部の分子雲/星形成を発見
問題 - 全体的な質量/分布、物理的性質

16%にIRAS点源→6倍以上の分子雲問題 - 分子雲中の高温部にバイアス

分子雲の分布、物理量を正確に求める

Molecular Clouds in the Galactic Warp11

本研究の観測12CO(J=1-0)輝線 with NANTEN望遠鏡

1) 無バイアス

252度 < l < 266度、-5度 < b < -1度 → 2) 広域

3) 高感度

銀河系を上から見た図

NANTEN 銀河面サーベイ
GPS
最外縁部

Molecular Clouds in the Galactic Warp

結果(1-1)：l - b 分布
Warp分子雲の分布 (銀経-銀緯）
R = 15.2 [kpc]R = 16.9 [kpc]Heyer(北) 研究者
MCO 中川(南)= 8.3*104[Mo] MCO = 780 [Mo]330
0.9

Tr* = 0.7 [K]Tr* = 1.7 [K]r = 4.2 [pc]r = 27.6 [pc]感度 2.0*10
0.08
[K]
5 Mo
複合体

観測領域 56 [deg2]

0.35 検出率
123 検出率1.25 [個/deg2]1070 [Lo/deg2]

Molecular Clouds in the Galactic Warp12

結果(1-2)：分布
銀河系の円盤を横から見た図[pc]
1) Warped disk : R ~ 13-14 kpcから始まる、シフトz > 1 kpc
2) フレア: dzの増加 → R大で重力場[弱]R = 17 kpcの「円盤の厚み」はR = 15 kpc の約２倍
Molecular Clouds in the Galactic Warp

考察１：X ファクター
質量 - LCO図
同質量の分子雲のLCOを比較
Inner disk > カリーナ > Warp
R = 4 kpc < 10 kpc < 16 kpc

Warp領域 LCOは円盤内部の1/3
Xファクターは３倍X(warp) = 5.6*1020<原因> 温度、メタリシティー
Molecular Clouds in the Galactic Warp13

考察２：H I との比較
銀経 - 銀緯

高感度観測により、初めてH Iとの直接比較が可能になった
65/70(=93%) Warp分子雲はH I コントア > 800 K km/s
分子雲形成の研究には
高空間分解能 H Iデータ必要
銀河系を上から見た図

Molecular Clouds in the Galactic Warp

今後の展開
新鏡面によるサブミリ波帯の観測
アタカマに新なんてん
492GHz CI
炭素をカギとしてCI , CII, CO
銀河系全体の構造
巨大分子雲＋シェル=> マゼラン他の系外銀河との比較

14

Dome and Telescope

受信機
Nagoya RX
SiO maser 86GHz

3.’5 (HPBW)

CO(J=1-0) 115 GHz

2.’6 (HPBW)

CO(J=2-1) 230 GHz

1.’3 (HPBW)

CO(J=3-2) 345 GHz

0.’9 (HPBW)

CO(J=7-6) 806 GHz

22” (HPBW)

CI (3P1- 3P0) 492 GHz

37” (HPBW)

CI (3P2 - 3P1) 809 GHz 22” (HPBW)KOSMA SMART (8 beam x 2)

15

サブミリ波ではじめて見える星間雲の全貌
サブミリ波ではじめて見える星間雲の全貌

一酸化炭素分子ミリ波輝線
これまでの観測

一酸化炭素分子サブミリ波輝線
窒素イオン
テラヘルツ輝線

中性炭素原子サブミリ波輝線

すべての星間相の総合的理解162006年2月21日
銀河系研究会＠三鷹

東大60cm鏡による銀河面
12CO(2-1)/13CO(2-1)サーベイ計画
半田利弘
東京大学 天文学教育研究センター

東大60cm鏡2SB化計画：東大＋国立天文台＋大阪府立大＋東京学芸大

銀河の構造と星間物質• 天の川銀河の構造– バルジ、棒状構造– Disk: radial-structure, arm-interarm, z-structure• 星間物質との関係– 星間ガス環境の構造との関係– Galactic shock modelの観測的検証• 星間ガスの温度・密度の2/3次元分布を得たい1

銀河面サーベイ• 天の川銀河内にある天体を調べる– ガイドマップを得る– 銀河内天体を統計的に調べる• 天の川銀河の全体像を得る– 他の銀河との比較対象となるデータを得る– 天の川銀河＝最も近い銀河– 桁違いに高い空間分解能：分子ガスの観測• 10分角@8.5kpc=1秒角@5Mpc– edge-on銀河→３次元構造

全体像を得る• Large coverage– できるだけ広く– 低輝度の領域までくまなく：完全無作為マップ• Dense sampling– 後処理で分解能を変更できる– Nyquist sampling: sampling grid≦1/2 beamsize• 詳細構造との関連：大望遠鏡による観測→Sawada et al.(本研究会ポスター)

2

Face-on view Nakanishi&Sofue(2003)• HIサーベイ• COサーベイ

系外銀河との比較• 絶対的な空間分解能– 9arcmin@8.5kpc=0.9arcsec@5Mpc( = 22pc)• 銀河衝撃波モデル– 詳細構造に対する観測的検証• armとinterarmとの違いとは？
– 分子ガスの状態／分子雲構造との関連• diskの厚さ方向の構造– 厚さの変化、厚さとarmとの関連– disk厚さの観測はNGC891のみ• 対応する銀河面サーベイデータが必要

3

多輝線観測の意義• 分子ガスの励起状態を知る– 遷移の違いによる励起の違い• 多準位でmodel計算

Goldreich&Kwan(1974)

Sakamoto et al. (1997)

多輝線観測のポイント• emitting regionの均一性– beamsizeが同じ– 励起条件が類似– 同一領域からの輝線である• 星間化学への依存性– 同一分子、同一分子種• 高い精度– 指向精度、強度較正

4東大60cm望遠鏡• 野辺山に設置• サーベイ専用機• オフセット光学系– 高いビーム能率– 95%以上• Beamsize=9 arcmin– 既存のCO(1-0)サーベイデータと一致
Dame et al. (2001)

旧システムでの成果• 第１期銀河面サーベイ– 内域: 20°≦l≦60°, |b|≦1°– grid spacing 1/8deg=beamsize

5旧システムでの成果• 第１期銀河面サーベイ
Sakamoto et al. (1995,1997), Handa et al. (2002)– 軸対称解析1.0– 南北半分の比較 0.8– Arm-interarm比較 0.6

Radial Distributions
20

Ratio (4th Quad)
Ratio (1st Quad)

15

10
0.4
5

0.2

ε(1−0)
ε(2−1)
0.0

0

2

4

6

8

10

0
12

Galactocentric distance r(kpc)

旧システムでの成果• 銀河中心領域 Sawada et al. (2001)– 密度分布– disk領域より高温高密度

6

旧システムでの成果• 銀河中心領域:face-on view Sawada et al. (2004)

望遠鏡システムの更新• 受信機– 新方式の受信機への換装• 分光器– 新分光器への交換– ２系統化• IF系– 新IF系への交換– ２系統化• アンテナ制御– ソフトウェアの書き換え

7

受信機• 2SB受信機の搭載– ２周波同時観測• SSBフィルタの撤去– 透過損失の解消• 受信機室光学系の変更

受信機• 2SB受信機の原理• ポイント– ２つのmixerの特性を揃える– 90deg hybridの移相精度

8受信機• 大阪府立大学＆国立天文台と共同• Tsys=250K：実測値

受信機室・光学系• 整備– ビーム伝送の単純化– 機器配置の最適化

9

分光器• 東京学芸大学と共同• 分光器設置場所の移動– 受信機室→観測室– 温度環境の改善• 新分光器の設置– 帯域幅：250MHz– ２系統– PC利用の積分器、TCP/IP通信

IF系• 第１IF系周波数変更– 1.4GHz→5GHz化– 12CO(2-1),13CO(2-1)同時観測• IFチェーン変更– 可変第２LO– 同時周波数追尾• ２系統化– ２輝線同時観測

10

制御ソフトウェア• ASTROS→UltraASTROS• 稼働マシンの変更– NEC PC9801(80286)→DOS/V(Pentium)– 高速化、hardware老朽化対策• OSの変更– MS-DOS→Linux– Multi-task化, TCP/IP親和性向上• 操作インターフェースの改良– 表示部とコマンド部の完全分離– 機能のモジュール化を深化– Internetとの親和性向上

制御ソフトウェア• 機器配置／仕様の変更への対応
観測室

受信機室

RS232C
RS232CTCP/IP

システム
制御ＰＣ
(DOS)

twist‑pair cable

GPIB‑ext

M
モータドライバ
モータドライバ

観測室

チョッパ制御操作・データ保存GPIB(Linux)

受信機室

RS232C
RS232CM
モータドライバ
モータドライバ

LO周波数制御

TCP/IP
操作・データ保存(UNIX)

分光器

システム
制御ＰＣ
(Linux)flat cable
チョッパ制御GPIB
LO周波数制御分光器

11

制御ソフトウェア

天体位置計算電波光路制御

周波数計算

分光器制御

基盤部

memory port

アンテナ駆動ボード専用市販ドライバソフト

天体位置計算電波光路制御motor driver

LO制御器

AOS制御器 ドライバソフト

周波数計算

RS232C port

ドライバソフトchopper

TCP socket

ハー ド 部

DIO board

分光器制御

GPIB board

motor driver

LO制御器

基盤部

chopper

アンテナ駆動

自作 部

全体処理

データ保存

ハー ド 部

GPIB通信GPIB board

観測 設定

RS232C通信
DIO board

自作 部

全体処理

デー タ保存観測 設定• モジュール差替による更新

AOS制御器試験観測• 2005年1月8日：連続波first light
sky

Sun

時間

R

12

試験観測
• 2005年3月21日：分光観測first light– Orion KLの２周波同時観測

試験観測：同時受信• 2005年9月29/30日

USB

LSB

13

試験観測：同時速度追尾• USB/LSB同時速度追尾• 2006年２月14日– 10sec積分でのデータ

現状• 可視光による指向精度較正– peak-peakで1arcmin程度を確認• 電波天体による指向精度較正• beam能率の測定– 95%以上を確認• ソフトウェア機能の確認と向上• ２月より観測を開始

14可視光による指向精度較正
• 望遠鏡に同架の光学望遠鏡による– 恒星を用いた夜間測定– CCD画像取り込みによる自動測定– 数時間で測定可能• 直焦点モデルによる解析– ６パラメータ– Az軸＆El軸の傾き、原点オフセット– CCD中心位置のオフセット

電波天体による指向精度較正• 分子雲peakの５点法観測データによる– 特定天体の測定: OriKL, W3, NGC1333– 望遠鏡パラメータと天体構造とを同時に解く– 簡易整約と結合した自動測定– １日で測定可能• クーデ焦点＋天体構造モデルによる解析– 12パラメータでフィット• ６パラメータ：受信機位置、クーデ鏡直交度• ６パラメータ：３天体の60cm鏡ビームでの中心位置

15

新・銀河面サーベイ• 内域: 6°≦l≦60°, |b|≦2°• grid spacing 1/16deg=Nyquist sampling• 12CO-13CO同時観測– ２〜３シーズンで完了– 厚さ方向の分解– 非軸対称モデルによる解析– arm-interarmの違いを求める

16銀河系の水素原子・分子ガス
３次元分布中西 裕之（野辺山宇宙電波観測所）
祖父江 義明（東大天文センター）

CONTENTS
１．はじめに
２．銀河系ＨＩ・H2分布の決定方法
３．結果・議論
４．まとめ

1

はじめに

天の川銀河の構造について
・銀河系は最も近い銀河→最も小さい空間スケールでの研究が可能
・系内天体を研究する上で銀河系内での位置は重要ex. 銀河中心部 or 外縁部？
arm or inter-arm ？等
・しかしながら我々観測者が銀河系内部に位置するため、銀河系の構造を探るのは難しい課題

2

天の川銀河の構造について
・電波輝線データは銀河系構造を探るのに適している（i）可視光では減光が大きい。
（ii）速度情報が使える。
(iii)銀河全体に分布している。
・我々は最新のＨＩ・ＣＯサーベイ
データを用いて銀河系の３次元構造を調べた。

天の川銀河の構造について
・先行研究
ＨＩ分布図：
Oort et al. 1958等
Ｈ２分布図：
Clemens et al. 1988等
ただし、天の川銀河全体の３次元ガス分布は未知→天の川銀河の３次元ガス分布を探ることは重要
ＨＩ・Ｈ２の比較も興味深いテーマ

3

ＨＩ・Ｈ２ガス分布の決定方法

データ：HI・COサーベイ
HIサーベイデータ
Hartmann & Burton (1997):
0.5°< l < 240°
Kerr et al. (1986):
240.5° < l < 350°
Burton & Listz (1983):
350°< l < 359.5°
グリッド間隔：0.5°, 速度分解能：1.0 - 5.5 km/s
12CO(J=1-0)サーベイデータ

Dame et al. （2001）: 0°< l <360 °, -1.5°< b < +1.5°
グリッド間隔：0.125°-0.250 °, 速度分解能：1.3 km/s

4

データ：回転曲線
inner Galaxy （R< R0 ) : Clemens(1985)
outer Galaxy （R> R0 ) : Dehnen & Binney (1998)

R0=8.0kpc,
V0=217km/s

Inner Galaxy

Outer Galaxy

Tb(l,b,Vr)→ n(R,θ, z) の変換
・視線速度Vr → 距離r
Vr = (R0V(R)/R – V0) sinl cosb
R2 = R02 + r2 – 2rR0 cos ll,b:銀経、銀緯、r:太陽からの距離、
R:銀河中心からの距離、V:回転速度

・輝度温度Tb → 密度nn = C Tb ΔVr/Δr
C=1.82 x 1018 (HI),C=1.80 x 1020 (CO; Dame et al. 2001)

5

Near-far problem
同じ視線速度を与える点が２点存在

Inner Galaxyでは同一視線上に同じ視線速度を与える点が２点存在する。
→ 観測されるガス分布は近い点と遠い点 両方からの足し合わせ（Near-far problem)→ Near-far の分離が必要

Near-far problemの解決策
z方向の分布のモデル（Spitzer 1942）を導入
nHI[cm-3]=nHIo sech2((z – zo)/h

観測されるＨＩ、Ｈ２密度の銀緯ｂ分布は未知パラメータ(nHIo1, zo1 , nHIo2, zo2)を用いて観測

nHI[cm-3] = (nHIo1 sech2((r1 tan b – zo1)/h＋nHIo2 sech2((r2 tan b – zo2)/h))/cos b

未知パラメータ(nHIo1, zo1 , nHIo2, zo2)
をfittingで決定してNear-far
problemを解決し、Inner GalaxyでのＨＩ、Ｈ２分布を求めた

Total

Near point
Far point6結果・議論HI map・HIガスは外縁部で豊富、中心部で少ない

7

HI map・HIガスは外縁部で豊富、中心部で少ない
・Outer arm,
Perseus arm,
Local (Orion) arm,
Sagittarius-Carina arm,
Crux armの一部が見られる

HI map・HIガスは外縁部で豊富、中心部で少ない
・Outer arm,
Perseus arm,
Local (Orion) arm,
Sagittarius-Carina arm,
Crux armの一部が見られる
・ＨＩガス分布は軸対象ではなく、偏長（Lopsided disk）

8

H2 map・第４象限は初めてのマップ化
・第１象限には4kpcリングが見られる・分子ガスが銀河中心に集中

H2 map・第４象限は初めてのマップ化
・第１象限には4kpcリングが見られる・分子ガスが銀河中心に集中・ Norma-Outer arm,
Perseus arm,
Local (Orion) arm,
Sagittarius-Carina
arm,
Scutum-Crux arm
がトレースできる

9

HI-H2 map
・分子ガスは銀河の中心付近で豊富・ＨＩガスは銀河の外側部分で豊富
・Outer arm, Perseusarm,
Carina armで 分子ガ
スとＨＩガスの腕が一致している

HI-H2 map

ＩＣ３４２のＨＩ・ＣＯ(Crosthwait et al. 2001)

緑：ＣＯ
赤：ＨＩ

10

緑：ＨＩ
赤：ＣＯ

緑：ＨＩ
赤：ＣＯ

11

緑：ＨＩ
赤：ＣＯ

HI-H2 map/断面図
・ＨＩガスが分子ガスを囲むように分布（あんぱん構造）・ＨＩガスは外側付近で大きく歪む（Ｗａｒｐｉｎｇ）
・分子ガスでもＷａｒｐｉｎｇの兆候が見られる・銀河の内側部分でもｚ方向の揺らぎ（tilted disk)

12

Total gas map
・ＨＩガスと分子ガスの両方のマップが得られて初めて描くことが可能になった

Total gas map
・ＨＩガスと分子ガスの両方のマップが得られて初めて描くことが可能になった
・銀河系全体の渦巻き
腕構造がトレースしやすくなった・Norma armとOuter arm
はピッチアングルが約１１度付近であると考えると同一の腕らしい13

HI vs. H2/ fmol
・分子ガス比fmol=MH2/(MH2+MHI)と定義
・ fmolは密度Ｐ，金属量
Ｚ，紫外線強度（Ｕ）によって決定される（Elemegreen, 1993)Ｐ↑ ⇒ fmol ↑Ｚ↑ ⇒ fmol ↑Ｕ↑ ⇒ fmol ↓ｆmolの動径分布
・銀河中心付近でfmol〜1・銀河の外側でfmol〜0・半径５−８ｋｐｃ付
近で急激に減少(Molecular Front)14小さなスケールでのｆmoｌ変化・fmolは小さいスケール
でも変化・渦巻き腕上で変化が顕著
・渦巻き腕でＨＩ−Ｈ２の遷移が短時間で起こっている。
・変化の幅はパターン速
度とガスの速度の差で決まり、106−107ｙｒ
程度で変化していると考えられる。

HI・H2 vs. 全ガス(体積密度の場合）
Inner galaxy

Outer galaxy

・全ガス密度が低い部分ではＨＩガスは破線に沿って増加（ＨＩガスが優勢）
・全ガス密度がある密度（0.4cm-3）を超えると、ＨＩガス密度は一定となり、分子ガスが線形に増加する。
→ ＨＩ飽和密度が存在→ ＵＶの減光が顕著になる密度か (400pcでNHI+H2=5e+20cm-2)

15

HI・H2 vs. 全ガス(面積密度の場合）
Inner galaxy

Outer galaxy

・全ガスの面積密度とＨＩ・Ｈ２の面積密度の関係
・体積密度の場合と同様、面積密度の場合もＨＩ飽和密度が存在→ なぜ 同様の傾向が見られるのか？

柱密度でのＨＩ飽和密度の解釈
・z方向のガス分布がSpitzer (1942)のモデルに従うと考える。
ntot(z) = n0 sech2(z/h)
・この時、ＨＩの密度はnHI(z) = max(n0 sech2(z/h) , nsat)
・ＨＩガス分布を−∞から+∞まで積分すると
NHI = 2h (nsat log((n00.5 + (n0-nsat) 0.5)/nsat0.5) + n0(1-(1-nsat/n0) 0.5))nn0Ntotal(全体）
NHI

nsat
0

z

16

NHI

柱密度でのＨＩ飽和密度の解釈

Ntot

Ntotalの変化に対してNHIの変化は小さい→ 全ガスの面積密度が変化しても、ＨＩガスの面積密度はほとんど変化しない→ 体積密度で飽和密度が存在すると、面積密度でもＨＩ飽和密度が見られる

Scale-height
・内側から外側に向かい厚みが増加する・Armで薄くinter-armで暑いとい う傾向がある
重力では説明できなさそう
磁場やＳＮが原因か

17

まとめ・ 最新のＨＩ・ＣＯサーベイデータと回転曲線を用いて天の川銀河の３次元ＨＩ・Ｈ２分布マップを構
築した
・ 天の川銀河全体の渦巻き腕構造を明らかにした
Norma armとOuter armは同一
・ ＨＩ飽和密度が体積密度・面積密度、両方で見られることが明らかになった

18

銀河中心および反中心方向のアーム距離決定

dv/dl法祖父江義明
東大理
２００６年２月２１日

回転速度場から
星間物質の分布を求める

1

Ｖ→Ｒ法
Velo-to-Space Transform
ＧＣ−太陽間で測度＝０に縮退して距離不確定HI(red)+H2(green)
Nakanishi 2005

2

3

Velocity

Longitude

4

Zone of untransformable

V=0
HI
View
HIFace-on
Face-onViewofofthethGalaxyGalaxyOort, Kerr et al 1958
Oort, Kerr et al 1958

5

dv/dl 法

New !

ＧＣ−太陽間で距離決定
ただしArm (ridge)のみ

6

7

8

Approximate
R for V=V0

dv/dl

Contributions to dv/dl by
Non-circular motion
Streaming motion
Expanding motion
Contraction
Random motion of clouds
are << |dv/dl | by circular rotation

9

10

11

LV Slope
dv/dl[km/s/degree]

Iteration:

V=V0, R, V=V(R), R, V=V(R),…., R (final)

12

Iteration
resultArm
identification

13

Discrepancy between known arms andPresent arm positions is due to different RCs

14この論文の評価Referee’s comment
It's debatable whether this paper is orthy of
publication since the transformation of Galactic rings into
LV lines has been common knowledge among galactic
astronomers for decades and much more general model
fits of spiral loops in CO and HI LV diagrams have been carriedout by many researchers over the past fifty years. The fitting inin
the present paper can be considered rather myopic in thesense that it fits only small sections of arms toward the centerand antianti-center.
Still, since I know of no other study that discusses

specifically the use of stripe slopes as distanceindicators in directions commonly considered to be the mostdifficult for distance determination, I recommend
publication after the discussion of the various effects thatcan modify the slope of a stripe is made more rigorous.

15

2006年2月21日 銀河系研究会＠NAOJ

銀河円盤ガス構造の統計的性質
和田 桂一
国立天文台理論研究部

星形成領域を含むような星間ガスの大局構造の基本的性質は？

ISM in galactic disks
Cloudlets

Hot bubbles

大局的星形成率（e.g.
Schmidt則)は何で決まっているのか？

実験的に調べてみた。

Dense gas

Diffuse gas

Universal? PDF of the ISM in galaxies
Log-Normal part: Highly inhomogeneous.
Higher density gases occupy smaller volumes.
Structures of dense gases are not independent of lower density
gases.

ρi = δ i −1 ρi −1

ρn = δ nδ n−1 ...δ 0 ρ 0Log(Volume)

δi :independent eventsln( ρ n ) → N( µ, σ )
n→∞
2

LN

Central limit theoremS
Log(density)

Globally stable disk

S: Smoothed part(high-z gas dominated)

PDF does not evolve1

3-D Hydrodynamics of a gas disk in a
spherical galactic potential
Stellar/DM potential: fixed

5122x64 grid points
Resolution: 5pc/gridThin gas disk
~108-9 Msun
R= 1.28 kpc

Evolution/Structure of a galactic gas disk-- 3-D Hydrodynamic Modeling -Initial conditions and input physics:• Rotationally supported, uniform disk in a fixed sphericalpotential (bulge + supermassive BH)• Self-gravity of the gas• A cooling function (10<T< 108 K) is assumed.
• Heating sources: uniform UV– No Stellar energy feedback

Methods:

AUSM w/ uniform grid+ Poisson eq. Solver(FFT)CPU time: ~ 1010-200 hours/run
on Fujitsu VPP5000 32 PEs (0.3 TF) in NAOJ

Wada & Norman (2001,2003), Wada (2001), Wada, Meurer, Norman(2002)2

3-D evolution of a galactic
disk
2.56kpc x 2.56kpc x 0.32kpc
Resolution: 10 pc~ Ljeans, min

Evolution of PDF in 3-D galactic diskLog(volume)

Initial condition

Log(density)3Log(volume)

Volume-weighted density
PDF in a steady-state

total

disk

Log(density)

Resolution dependence
256x256x32
Δ=10pc512x512x64

Δ=5pc

Tmin ~ 140 K (density/10Msun pc-3)(Δ/10pc)2

4

Density PDF in a 3-D galactic disk
resolution =10pc

Dependenceof total gas
mass

resolution =5pc

Less massive

massive

5How is the dispersion in LN-PDF
determined?
• Suppose LN-PDF, PDF could respondfor increasing total gas mass as follows:(1) Reference density is const., (2) Dispersion is the same, && dispersion increases.
Reference density increases.

Mass-weighted density PDF

For LN-PDF

In moremassivedisks, the LNdispersion
is larger.

6

PDF & star formation
Log(Volume)Dense gas involved instar formation

LN

Log(density)
critical density
e.g. n=104 cm-3
Whether the system is stable/unstable
is independent of the local star formation.

SFR in the ISM characterized by LN-PDF

efficiency

Gas mass
involving
LN pdfFraction of gas denser than a critical density:

7

SFR as a function of average gas density
based on the LN-pdf model• Higher SFR for lower critical density• For higher critical density, SF is more sensitive for increasing gas
mass

Log(average gas density)

まとめと課題• kpcスケールでのISM密度の統計的構造– Log-Normal PDFで記述できる（物理の詳細によらない。非線形であればよい。 例 SNe）
• 高密度分子ガスの統計構造は低密度ガスと関係している• 大局的星形成率はISMの全体構造とcritical densityが決めている• 星形成と銀河円盤の安定性はあまり関係ない– Dispersion ⇒ total gas massの関数• Universal？ Robust？
– 銀河形成時の星形成率の決定– Schmidt則に代わりうるかもしれない（e.g. 銀河形成シミュレーション、sub-grid physics)• Starburst mode は存在するのか？ 観測的検証

8

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銀河系円盤外縁の降着起源の散開星団の探査Biurakan 12 in CMa

長谷川 隆
県立ぐんま天文台
Berkeley 52

前口上z

そもそもは….
¾「観測研究講座(2000年度)」 の題材
ぐんま天文台普及事業の一つ
65cm望遠鏡 & CCDカメラ測光観測– 研究(答えがないテーマ)であること→ とりあえず、散開星団の測光
観測
–
–

z

くわしくは…..
¾

z

天文月報2005年9月号参照

ちなみに…..H18の天文学校では¾

ヒヤデス星団の固有運動の測定

1

目的

球状星団と散開星団の中間の性質の星団はどのくらいあるか
銀河円盤の金属量勾配
降着起源の星団の探査

1.

2.
3.

中間の性質の星団z

銀河系の散開星団と球状星団の性質（教科書）
散開星団
球状星団
年齢
メンバー星数分布
金属量[Fe/H]z

0.01〜0.1 Gyr
100〜1000
銀河円盤上–1.0 〜 0.2〜13 Gyr
104 〜 106ハロー
–2.3 〜 +0.2

性質は対照的だが、中間の性質の星団も確かにある¾

非常に古い散開星団 (8〜10 Gyr)–

NGC6791, Lynga 7, Collinder 261, Berkeley 17, NGC 188

Cyg OB2104M¾ Populous cluster (Magellanic clouds)¾

2

古い散開星団 (1)zFriel の先駆的な論文 (1995)¾

0.6 Gyrより古い星団

73星団

Hyades星団 〜 0.6 Gyr– GMCにより散逸される時定数〜 0.2 Gyr (Spitzer 1958)– Out of 500 !
–¾

1 Gyrより古い星団

40星団

Lynga 7

古い散開星団 (2)
z

動系分布
¾
¾

z

rGC ≦7.5 kpc には古い星団がない
最遠はrGC 〜19 kpc (Berkeley 29)

scale height
若い星団 〜 50 pc¾ 古い星団 〜350 pc
cf. thin disk 300 pc
¾

z

金属量勾配
smooth gradient –0.07 dex kpc–1(Friel 1995)¾ 10 kpc break (Twarog, 1997)¾–

z

B型星、PN、HII領域などでも両方の解釈が可能か

年齢金属量関係 なし

3観測対象の選択基準
Lynga(1987)のカタログから対象を選択
z Trumpler's morphological parameterを利用
z¾

Frielのサンプルの分布を見てみると
detachment 集中度が高い
richness
メンバー数が多い– contrast
明るさのコントラストが低い→ 古い星団の(〜生き残りやすい)特徴
–
–

観測対象
z

形態パラメーターで選んだ星団の他に、Collinder 261など重要な星団が含まれるカタログはDSS上でチェックして追加z

総計 約100個 ( b > –20°に限定すると70個 )

z

現在
¾

33個 ( 約半数 ) ＋ 17個 (2005-06 season)

傾向は見えてもまだ完全サンプルではない–

そもそも Lynga / WEBDA も不完全だがまだまだ太陽近傍でしかない¾ 重要な天体や、形成過程などのヒントを指摘する段階
¾

距離
金属量
– infall
–
–

4

観測
望遠鏡
z カメラ
z

ぐんま天文台65cm
AP7(空冷) / AP8(水冷)5122(AP7)、 10242(AP8)¾ SITe: 24 micron¾ Pix scale: 0".63¾ FOV: 5.1'(AP7)、 10.3'(AP8)¾ Typical seeing: 1.5" 〜 2" (I-band)¾ blue sensitized¾ UV enhanced coating (AP7)¾

温度–60℃(冬) 〜 –40℃(夏)z フィルター B、V、I (Bessel)z 限界等級 B20.5 V20.0 I19.5( Exp. 1時間、 SN〜10 )z 測光係数 2000 /04 /05 シーズンz 途中から2MASSも利用z

色等級図(等時曲線)のふるまいzz

MS (中心 H 燃焼段階)¾

TOに年齢依存性¾

曲率に金属量依存性

RGB (殻 H 燃焼段階)¾

z

曲率に金属量依存性

RC : 明るさがほぼ一定¾

中心 He 燃焼段階、第二の安定期¾

等級、色が年齢、金属量によらないRCが多い星団は 20〜30億年
本当に古い星団はむしろRCはみえない– Subgiantが見えたら ≧4 Gyr
–
–

¾

z

Mass-loss → deconcentration

概算¾¾

年齢 δV = (VRC-VMSTO)
金属量δ(V–I) RC / MSTO、 MS / RGB 曲率5

年齢、金属量、距離推定の方法
zIsochrone fitting¾

Padova group
–
–

¾

z

概算を確認、定量的に精密な推定へ

年齢の精度 = 〜 0.1¾¾

zBertelli 1994; Giraldi 2000
RC / AGB phase が利用可能

Equivalent Evolutionary Pointあてはめ
convective overshootingの影響を入れないと年齢を underestimate

金属量の精度 = 〜0.3 dex
Padova metallicity gridの 1 step
¾ 分光金属量と30% Gratton (2000)
¾

z

距離精度
¾
¾

カラー → 吸収量 → AV = 4.3 E (V–I)
典型的に15%、 まれに 30%

色等級図例 (1)
〜RGB、 RCの目立つ星団
z

Berkeley 36¾

RGBと高い金属量zBerkeley 57¾

Populous RC

RGBやRCでなく背景星だとすると、同じcolorで暗い星がもっとあるはずだが見つからない6

色等級図例 (2)〜他のグループのfittingzBerkeley 23
GAO

Ann 2004

色等級図例 (3)
〜他のグループのfittingz

NGC 1883
GAO

Carraro 20037

結果(1) 〜 年齢分布z

球状星団相当の年齢の星団なし¾

Friel の結果は convective
overshootを考慮しないδVで
年齢を求めており、20〜40億年の星団で古く評価される

32/33 はヒヤデスかそれより古い
z 1〜4 Gyr の星団数は倍増
zz

星団形成が有意に卓越した
時期は ?

結果(2) 〜 Disk上の分布z

最遠の星団 〜 18 kpc( Biurakan 7 ? )それでも Friel (1995) に比べ遠い星団が多い¾ それでも M 31 に投影すると極近傍といえる¾z

Lynga カタログの星団は
rGC 〜 15 kpc が限界か¾

z

限界等級 V20

銀河円盤外縁の研究にはSDSSクラスのサーベイが必要、EISクラスが望ましい8

結果(3) 〜 金属量勾配z

ばらつきが非常に大きい¾

z

測光による金属量精度以上(と思っている)

超低金属量星団
主系列の曲がりから、金属量が低いのは大間違いではない¾ HVCの降着にともなう星形成
の結果か
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高金属量星団
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LMC: Vladilo et al. (1993)

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星に刻まれた化石情報から天の川
銀河の歴史をさぐりたい
西亮一
新潟大学自然科学系

Project G

1

星形成史としての銀河形成・進化
主要構成天体は星
我々の銀河系ではバリオンの大半が星活動性も多くは星起源
星の光，超新星爆発， etc.
進化も星が主として駆動
ガス量の減少，重元素汚染， etc.

大局的星形成を表す量（IMF，SFR)が必要

集団的星形成
星の大部分は巨大分子雲で形成される
星形成領域の物理的性質？
IMFやSFRは領域に依存？

2

LMC Clusters の
IMF の冪指数（Γ）(Parker et al. 1998)

Cluster のIMF
(MW, LMC, SMC)
2.5M_sun以上での冪指数
Weidner & Kroupa （２００５）

Salpeter (2.35) を中心に
Gaussian?

3

IMF のばらつきの理由
Cluster：星の数が少ないことによる統計揺らぎ
mass segregation
巨大分子雲による tidal effect など
Field (銀河）：星形成史の影響Star Formation History で観測されるIMFは変わって見える(Elmegreen & Scalo 2006)

4

Salpeter IMF を用いてもっと steep な IMF だってできる
SFRは時間変化しているのに，定常と仮定したため

5

IMF のばらつきの理由
Cluster：星の数が少ないことによる統計揺らぎ
mass segregation
巨大分子雲による tidal effect など
cluster への所属？
Field (銀河）：星形成史の影響

本当か

それだけか

位置天文衛星を用いて検証Hipparcos data の解析（Chereul et al. 1998, 1999)

１２５ｐｃ内の A-F 矮星 (Distance limited sample)
空間分布および速度空間分布
３-D wavelet 解析●Hyades cluster からの evapolation(GMC との相互作用）●３個の新しい cluster の発見●star formation history は全く定常ではない
５×１０８ yr 程度の burst (Gould belt など)

6Hipparcos data の限界
領域が狭いcluster からの evaporation 解析には不十分
125pc まで10km/s × 108 yr = 1 kpc
星形成領域による変化はわからない
Mass range が不十分 （IMFは？）精度不足？
3-D wavelet 解析を基本としている
6-D をフルに使いたい星形成領域による違い？
Age-Metallicity relation の分散
銀河内は一様ではないMetallicity によって IMF は変わる？
環境効果？（UVなど）

7

Age metallicity relation (MW)(Meusinger et al. 1991)

IMF や SFR についての理解はまだまだ不十分
領域，時刻などで異なる可能性
環境の影響もMetallicity のばらつき
星形成領域を空間的時間的に分解して解析する必要8計画
６次元位相空間情報（JASMINEなど）がHipparcos よりはるかに充実する予定●位相空間（6-D）での解析手法の確立●cluster 分解過程の simulation と位相空間での振る舞いの研究●IMF，SFRの環境依存性の研究●星形成過程の変化による銀河進化への影響の研究

星形成に重点をおいた銀河進化史の研究へ

9銀河系の力学構造とトーラス構築法
上田晴彦（秋田大学）
郷田直輝・矢野太平・官谷幸利・出田誠（国立天文台）
小山博子（早稲田大学）
樽家篤史（東京大学）

はじめに・なぜ、力学構造を研究するのか？
⇒位置天文学（自然科学の最古の分野のひとつ）に大きな進展が期待できるから！
・これまで地上観測が主であった⇒ヒッパルコス衛星の成功により、スペー
スからの観測という新たな時代に突入

1

・ところが、ヒッパルコス衛星により距離が正確に測られた範囲は、太陽から100pc程度にすぎない。
・今後10年程度の間に、銀河バルジ程度までの距離を正確にきめることが出来る、2桁高い精度の観測計画が進められている。
⇒ＧＡＩＡ、ＪＡＳＭＩＮＥ、‥ ‥JASMINE
・日本の赤外線探査による位置天文衛星計
画(Japan Astrometry
Satellite Mission forINfrared Exploration)2

・銀河系内のかなりの部分の星の位置、速度を観測できると、何がわかる？
⇒銀河系の力学構造を決定することが出来る。
⇒銀河形成史の研究に発展
SPH、 Semi-analytic model3

位置天文学への期待• 国立天文台の若手メンバー（７名）を中心として、銀河系の力学構造を決定する手法の研究をおこなっている。
• 本プロジェクトでおこなわれている研究の中で、いわゆる「トーラス構築法」と呼ばれているものについての概要を述べるとともに、初期の解析結果を報告する。

銀河系の力学構造の決定• 銀河系の力学構造を理解するとは？
⇔銀河系の構成要素の位相分布関数をf(x,y,z,v
ｘ,vｙ,vｚ, ,t)を求めること• 銀河系は定常状態であると仮定⇒位相分布関数は６次元• 観測から得られる情報は2次元的位置、天体までの距離、固有運動、および視線速度⇒観測された星の６次元位相分布関数はわかる。

4

• 観測できるのは、重力物質のごく一部（暗い星、ダークマターに関する情報はなし）⇔欲しいのは銀河系を構成する全ての重力物質の位相分布関数。
重力物質の位相分布関数≠観測された星の位相分布関数• 観測データには加速度情報が含まれないため、
重力ポテンシャルも直接はわからない。

どうすればよい？
• 定常状態の銀河の場合、その星の軌道のほとんどは規則軌道と考えられる。
⇒強いジーンズの定理により、位相分布関数は３つの孤立積分量のみの関数f(I1,I2,I3 )となる。

やるべきこと１）（適当な）孤立積分量を探し出す。
２）理論モデルのテンプレート（雛形）と比較し、力学構造を決める。

5

孤立積分量• 孤立積分量として作用変数を考えると都合が良い。

J=

1
pdq
2π ∫

（Galactic Dynamics: Binney ＆ Tremaine 1987）• しかし一般には作用変数は解析的に解くことが出来ない
ので、観測データ（位置と速度）との比較が出来ない。
⇒母関数によって、解析的に解けている場合と結びつける。
（トーラス構築法: McGill & Binney 1990）

トーラス構築法の原理
用意するものＡ）Toyハミルトニアン Η 0 ( J )作用・角変数 ( J , θ ) が ( p , q ) の関数として解析的に書き下すことが出来るもの。具体的には調和振動子型またはケプラー型のハミルトニアン。
Ｂ）Targetハミルトニアン Η ( J ' )銀河系の重力ポテンシャルを表現するハミルトニアン。
作用・角変数 ( J ' , θ ' ) を ( p ' , q ' ) の関数として解析的に書き下すことが出来ない。

6Ｃ）N個の正準変数のペア( J i' ,θ i)Ｄ）（トライアルな）母関数
母関数による変換

SJ = ∇ θ S (θ, J ' )θ = ∇ J ' S (θ, J ' )・どのように母関数Ｓを決定するか？
⇒トーラス構築法の本質

母関数の決め方
１）用意されたＮ組の正準変数のペア ( J i ' , θ i ) から、トライアルな母関数を使って ( J i , θ i ) を計算（ただし Ji ' = const に設定しておく）
２） ( J i , θ i ) から ( p , q ) を計算
ii３）これからターゲットハミルトニアン H i ( p i , q i )のエネルギーを計算

7４）N組のペアごとにエネルギーが計算されるが、
J i / = const としているので、エネルギーは一定のはず。
⇒しかし母関数がうまく設定されていないと、一定でなくなる。
⇒それらのバラツキ具合（分散）を計算
５）分散が最小になるように、Sを決めなおす。
６）１）〜５）を繰り返し、最終的に母関数Sを定める

実際の解析結果
トイハミルトニアンおよびＴａｒｇｅｔハミルトニアンを以下のように設定し、実際にトーラス構築法を実行した。
１）Ｔｏｙハミルトニアン（isochrone potential）
Η0 =−k
1 2 Pθ2
Pr + 2 +2
2r
b + b2 + r 2２）Ｔａｒｇｅｔハミルトニアン（logarithmic potential）
Η0 =1 2 Pθ2 1
y2
Pr + 2 + log( x 2 + 2 + Rc2 )
2
2r
2
q

8

9

現状のまとめ• ToyトーラスとTargetトーラスの差があまりない単純なマッピングの場合、トーラス構
築法はうまく働くことが分かった。
• 一般の場合には、エネルギーの分散値が小さくなるという条件だけでは、トーラス構
築法はうまく働かないようである。

今後の課題
１）トーラス構築法の弱点をはっきりさせる。
・どのような場合にうまく働き、どのような場合にはうまく働かないか、の理解
・どのような条件をつけると、一般にうまく働くかについての考察

２）３次元に拡張する。

10

皆さんも、参加してみませんか？

11

暗黒物質サブハローと銀河円盤との力学相互作用

林 寛人、千葉 柾司(東北大)

1. Introduction

1.1 暗黒物質(CDM)サブハロー
mass functionはホストハローの質量にほとんど依存せずほぼ等しい形− 1.7 ≤ α ≤ −1.9
速度分布はradialに非等方の傾向(B.
Moore)

1

1.2 問題点
サブハローと円盤構造との力学相互作用により銀河円盤が観測されるような薄い状態になり得なくなる
銀河円盤のscale length：hRscale height：hz

hR/hz

hz / hR ≤ 0.2
Kregel et al.(2002) 回転曲線の最大値

1.3 本研究の目的
今までの研究から現在のサブハローの分布ではサブハローは銀河円盤にほとんど影響しない
しかし今までの研究ではサブハローがdiskに与える効果について定量的な評価がなされていない

薄い円盤を含む銀河モデルの中で詳細なN体計算を行いサブハローが円盤に与える効果を定量的に得る

2

2. Model
2.1 モデルの概略図
個々のサブハローの密度分布
point massモデル

Kingモデル(以下tidalモデル)•diskは軸対称モードとbarモードに安定•計算時間は５Gyr•Tree codeを用いて計算

2.2 host銀河の密度分布
Hernquist(1993)の銀河モデルを使用
ρ disk =Mdexp( − R / Rd ) sec h 2 ( z / zd )24πRd zd

回転曲線

halo :isothermal spherebulge :hernquist model
diskのscale height z d = 245 pc

diskの粒子数 46000
bulgeとhaloはrigid potential
Rsun
半径

3

2.3 サブハロー系の初期条件
サブハローの質量関数−2dN / dM sub ∝ M sub
で与える
上限、下限はパラメータ、総質量はMhaloの1/10
サブハロー系の空間分布・速度分布M a 1
ρ=:aはパラメータ
2π r (a + r)3
速度分布は等方の場合とβ=0.5を仮定
β = 1 − v θ2 / v r2 ：非等方性を表すパラメータ

2.4 サブハローの分布の違い

遠銀点
近銀点

近銀点

4

3. Result

3.1 サブハローによるheatingの1例 -xy planeinitial

3Gyr

1Gyr

4Gyr

2Gyr

5Gyr

5

3.2 サブハローによるheatingの例-edge-on(point massモデル)initial

3Gyr

1Gyr

4Gyr

2Gyr

5Gyr

3.3 速度分散の時間変化-R=8.5kpcでの値tidalモデルでは１Gyr後からほとんど変化しない
tidalモデルでは1回目のinfallのみ
diskに影響を与える
R方向の速度分散

z方向の速度分散

黒の点線は
control model6

3.4 解析(1) –scale heightの変化–
注意：以下ではz方向の二乗平均をscale heightと評価する

図の横軸はサブハローが3Rdに入ってきた回数Niとその質量Miを示す。縦軸はinternal heatingを除いてある。 左図では質量に比例、 右図では質量の二乗に比例

3.5 解析(2) –scale heightの変化–

obs

obs

●：pint massモデル(等方)■：tidalモデル(Ni=1として計算)▲：β=0.5 point massモデル
黒の点線は観測による制限(Kregel et al. 2002)

7

4. Discussion
4.1 結果の考察
z サブハロー系によるdisk heatingの効果を与える一般式
2
zd:scale height Mi 
zd
Rd:scale length= A ∑ N i 
Rd
Md:disk massi
 Md 
A:constant

Niの計算の仕方
point massモデル
Niは質量Miのサブハローがある時間t内に3Rd以内に入ってくる回数
tidalモデル(Kingモデル)
Niは質量Miのサブハローが3Rd以内に入ってくる総数●

zd / Rd ≤ 0.2

●

zd
−2
∝ VmaxRd

降着するサブハ
ローの質量はdisk
質量の約15%以下

Rd / zd
Kregel et al.(2002)

8

5. Conclusion
disk heatingはサブハローの質量に強い依存性を持っている
disk質量の約15%の以上の質量がdiskにaccreteしてくると観測される以上にdiskはheat upされる

9

密度カスプ構造の力学的不安定性

中島 紀 （国立天文台）
森川 雅博 （お茶大）N-体計算の結果得られるカスプ構造

CDM cosmology に基づく、シミュレーションの結果えられる暗黒物質ハローの密度プロファイル（例：NFW profile) は、r の小さいところで、
ρ(r) ∝ r -α (α = 1 ∼ 1.5)
で振舞うような、カスプ（尖端がとがった構造）をもつ。
この道のパイオニアの Navarro, Frenk & White は、「プロファイルは平衡状態を表している」、 といっている。
いったいどんな平衡なのか？

1

カスプ構造の平衡
密度プロファイルからも、ただちに熱平衡にないことはわかる。無衝突粒子系の緩和時間は非常に長く、大局的熱平衡は期待されない。
 一方、力学平衡（例：圧力平衡）は、緩和時間が短い
ので、起こりうる。普通のガスの自己重力系なら、静水圧平衡、
ρ GM(r)GM(r) / r 2 , M(r)
M(r) = ∫4 π ρ r 2 dr.
 を要求するところだが、暗黒物質の相互作用が弱いので、無衝突系として扱う必要がある。
 dp / dr = -定常的ジーンズ方程式
 無衝突ボルツマン方程式を速度空間で積分すると、ジーンズ方程式が得られる。このジーンズ方程式の、速度分散が等方的で、定常的（時間を含まない）場合に、
 ρ(r)= m n(r), p = m n(r) σ 2 ,m: 粒子質量、 n(r) : 数密度、 σ : 速度分散と定義してやると、ジーンズ方程式と静水圧平衡の式は、全く同じ形になる。

2

力学的安定条件
 静水圧平衡/定常的ジーンズ方程式の原点における安定条件は、
r = 0 で、 p > 0 であり、かつ有限。（ジーンズ方程式の場合、密度、速度分散が有限という意味）。
 この安定条件の特徴は、 平衡条件の式の右辺が、密度プロファイルを与えれば、決まるので、
密度プロファイルの冪の条件として、求まること。
 ρ(r) ∝ r -α に対して、 α ≤ 1 が安定条件。


安定条件 α≤1 が意味すること
 いくつかの可能性
 N-体計算の結果得られたカスプが、力学平衡にない。
 自己重力のみの鋭いカスプは存在しない。
 鋭いカスプ (α>1) があるなら、中心に重力源（質量）があるはずである。
 ちなみに、ここまで暗黒物質で議論してきたが、同じ条件は、どんな質量分布にも成り立つ。

3

現実の宇宙（銀河スケール）


渦巻き銀河、ガスのある銀河 回転曲線から、質量分布が得られる場合がある。

 Dwarfs, LSBG, bulgelessbulgeless-normal galaxies の場合

constant–
constant–density cores があるという（Gentileがあるという（Gentile et al. 2004)。
2004)。
ただし、星の引き方が微妙で、αただし、星の引き方が微妙で、α(DM) = 0.73 (Simon et al.
2005) という結果もある。このような銀河には、中心核活動は見られない。（たぶんBHは見られない。（たぶんBH はない。）



我々の銀河

 Flat rotation curve 0.1 ∼ 200 kpc?
kpc? (Sofue(Sofue & Rubin 2001).
 α ∼ 2 に対応（不安定）。



中心に BH が存在。

多くの渦巻き銀河

 Flat rotation curves を持ち、なおかつ、中心付近で、回転速度が急激に増えるものがある。多分、中心に、Stellar
速度が急激に増えるものがある。多分、中心に、Stellar
clusters か、BHs
か、BHs のような重力源があると思われる。

現実の宇宙（銀河団スケール）

重力レンズ (特に Strong lensing)の結果
 CL 0024+1654 (Tyson et al. 1998)
 A1689 (Broadhurst(Broadhurst et al. 2005)
 ソフトコアか、浅いカスプ(
ソフトコアか、浅いカスプ(α<1)。
<1)。
 Radial & tangential critical curves のある三つの銀河団から求めた平均 α=0.52 (Sand et al. 2004)。
2004)。
 一般には、銀河団では、鋭いカスプはなさそう。


例外： A383:
 但し、鋭いカスプは、cD
但し、鋭いカスプは、cD galaxy でつくられているらしい(Smith et al. 2001)。
2001)。



中心付近は、銀河の寄与が大きく解析が難しい。

4

玄人向け（Part 2)…時間が許せば
 カスプの密度が非常に高くなると
 量子統計（ボソンかフェルミオンか）が、状態方程式にきいてくる。
 さらに、高密度では、静水圧平衡の式を、Tolman-Oppenheimer-Volkoff の相対論的な平衡の式に置き換える必要がある。
 しかし、結果は簡単で、カスプはいつも不安定という結果になる。 (Nakajima 2006a)
 ちなみに、A1689 の flat top 構造は、eVmass の縮退したフェルミオンで再現できる。
(Nakajima & Morikawa 2006b).

TOV 方程式の安定性
 カスプの局所慣性系において、ガスの状態方

程式がp ∝ρ β で与えられるとき、 β>1 が条件。
 ボーズガス、古典理想気体、はつぶれる。
 少なくとも部分的に縮退した Fermi gas のみ安定。
但し、 β>1 では、dρ/dr = 0 となり、flat top.
 結局、相対論的カスプはない。
 縮退したフェルミガスのみ、flat top な構造をつくりうる。

5

現実の宇宙とフェルミ縮退 Mass m の粒子の造る自己重力系の大きさ
は、m -2 に比例。
 m = 1 Gev

r = 10 km …… Neutron star m = 1 eV
r = 10 19 km = 300 kpc
 eV mass particles は、cluster core scale の自己重力系を造る。
 Cluster of galaxies, A1689 のコア ρ ∼ 10 -24 g/cc,

n ~ 10 11 /cc for m=1 eV.
 非相対論的粒子に対して、ドブロイ波長>n -1/3 .
 相対論的にはならなくとも、縮退はありうる。

現象論的状態方程式
 T = 0で、非相対論的完全縮退
 T large で、古典的理想気体に漸近 Thermal energy を、それに釣り合う
Encircled mass による重力エネルギーで置き換える。 3/2 kT = GmM(r) / r.
 p = P D (1+ 5/2 g kT/E f ) このEOSと静水圧平衡の式からできた微分方
程式を積分。解は、ρ(0), m, g (統計重率）
できまる。

6

7

8

重力レンズ法による太陽系外惑星系の発見
MOAによる暗天体の研究
名古屋大学太陽地球環境研究所

村木

綏

目次
1. 研究目的 (dark matter, extra-solar planets)
2. 研究方法 ー マイクロ重力レンズ法
3. バリオニックダークマターは存在するのか？(LMC)
4. 2000-2004年のMOA I システムの成果 （GC)
5. 太陽系外地球型惑星の発見(Nature event)6. 新ＭＯＡ計画 −MOA IIスタート とその現状
ＭＯＡ = Microlensing Observations in Astrophysics

共同研究者
村木 綏、 伊藤好孝、 阿部文雄、 増田公明
松原 豊、 﨏 隆志、 住 貴宏、 神谷浩紀
（名大ＳＴＥ研） 佐藤修二（名大理）、中村卓史（京大理）、 大西浩次（長野高専）
M1 + M2 ~6名
P. Yock (Auckland), J. Hearnshaw (Canterbury),
P. Kilmartin (Mt. John observatory), D. Sullivan(Victoria), I. Bond (Massey univ. New Zealand)11. 研究目的（I) 我々の銀河のダークマターの研究
Paczynski’s suggestion
1986
Discovery of Macho
1993
Famous debates in1998（II) 太陽系外地球型惑星の発見
Discovery of Planetby OGLE and MOA
2003
Macho = MAssive Compact Halo Objects

Gravitational microlensing
Lens

SourceEinstein Ring2

２．研究方法
重力レンズで暗天体を見つけよう

3. MACHOの探索の結果（１）確かにマイクロ重力レンズ効果はある（２）白色矮星か褐色矮星かは論争中

3

（１）確かにマイクロ重力レンズ効果はある（２） 白色矮星か褐色矮星かは未定

by MACHO
collaboration
ApJ 486(1997)697

byHonma and Kanya
ApJL 503(1998)l139.

4

（２)の論争の内容① HaloにMACHOは少なくとも20%はある。
MACHO collaborationの結論② Haloには褐色矮星が一杯つまっている。
本間-官谷の解析 Æ VELAに期待

MACHOがあるという結論そのもの
に対してクレームがついた。
→ 1998年のScience に載った論争
Science 281 (1998) 332 by J Glanz

5４.Planet groupからの新しい問題提起

Machoは本当にあるのか？
Self lensing と違うのか？

6

Microlensing Basics (2)
縮退を解く

５．結論
• Machoの存在は依然不明である。 何故なら
Machoの距離が測れないからである。
• そこで縮退を解く方法が提案された。
(1) EAGLE eventsをねらえ！
by Nakamura and Nishi(2) finite source effectをねらえ！
binary lens events を集める
(3) Parallax eventを集めよ！
従って大型装置が必要となる。
(1.8m望遠鏡 ＋ 80million pixel CCD camera)76. MOA 2000-2004 年度の紹介

One tip of CCD
ngb1-1
Dophot 50 min
DIA
10 mingreen zone 1/32

8

Ngb1-1 (1/32) 800万画素/３２＝２５K

差分測光法

9

7．太陽系外惑星探査
銀河中心方向を見る

惑星特有の増光度曲線10最近の太陽系外の惑星リスト

太陽系外惑星• 太陽の回りを周回する重い惑星が多い• これは単なる観測のバイアスではないのか？
• 理論的には最初の分子雲の重さによる• 地球型惑星を見れるのは現在重力レンズのみ• ここにMOA-OGLEへの期待がある

11

OGLE 2003-BLG-235
MOA 2003-BLG-53 event

12Finite source effectを使うと何がわかるか
１．Source starの色から星の大きさが推定できる
今回はG-starで 等級がI=19.7等だから
銀河中心部の星であることがわかる。（８ｋｐｃ）
２．すると星の視野角がわかる。
( 今回は0.50±0.05μarc sec )３．するとレンズ天体の相対速度が求まる（今回はR*=5.8x105km, 1.4hours, v=50km/s)
４．するとレンズ天体のEinstein半径が求まる（今回は50km x 61days/2≈1.3x108km≈1AU)

MOA-2003-BLG-53 OGLE2003-BLG-235 event

APJL 606 (2004) L155

13

• Fit parametertE= 61.6 ± 1.8 days
umin= 0.133 ±0.003
Aprojection = 1.12RE
Mplanet/Msource=
0.0039 ±0.007
t*= 0.059 ±0.007 days orθ*/θE=0.00096±0.00011
Dlens=5.2kpc, Mlens=0.36
Planet mass=1.5 J +0.1-1.2
3AU +0.1+1.7 AU

nature event
2005年8月9日に見つかった惑星

14

光源に利用した星

我々の太陽系との比較

15

太陽系の兄弟 のパラメーター• 主な数値• 光源として利用した星の性質•
距離： 2.8万光年かなた、銀河中心近傍の星•
半径： 太陽の9.6倍の赤色巨星• 惑星系•
距離： 2.2万光年かなた、銀河中心付近•
質量(主星）： 太陽の1/5•(惑星）： 地球の5.5倍•
軌道： 惑星は太陽-地球間の2.6倍•
温度： 零下 – 220度と予想

今回の発見の科学的意義

16

8. MOA 1.8m の建設報告

Mt. John observatory of Canterbury university(1031m) Lake Tekapo (713m)

171.8m 望遠鏡設計図

Large CCD camera 8k x 10k で
２ 平方度を一挙に見よう！

18

CCD Mount and Array
10 chips were mounted
in July 2004.

MOA1.8m 望遠鏡用ドームと計算機用建物

19

２００４年９月 ドームの建設始まる

２００４年９月１２日 骨組み完成

20

1.8m望遠鏡の完成
2004年１０月末

December 1st 2004 opening ceremony

21

Image of the Galactic Bulge

Observation target(LMC)• 16 fields• 300 seconds exposure(@new moon)• 90 minutes for 1 cycle=2.2deg2

22

Observation target(SMC)• 12 fields• 300 seconds exposure(@new moon)• 70 minutes for 1 cycle=2.2deg2

Observation target(GB)• 23 fields• 100 seconds exposure(@new moon)• 60 minutes for 1 cycle=2.2deg2

23

イベント数見積り(観測される星の数)
DoPHOTによる光度関数(LMC2)と限界等級と限界等級
DoPHOTによる光度関数(LMC2)
Stars/mag/arcmin2

MOA‐Ⅱ
B&C

V等級

10σ 5σLimiting magnitude• Estimating V-band limit magnitudes foruncondensed field(lmc2) & dense
field(lmc8)
Airmass: 1.1
Seeing: 1.5 arcsec
Readout noise: 3.7 ADU
Gain: 1.9 electrons/ADU

lmc2: sky background=21.63mag/arcsec2-> Vlimit = 22.8 mag(S/N>10)
lmc8: sky background=20.85mag/arcsec2-> Vlimit = 22.5 mag(S/N>10)

24

観測実績
(hour) observation timeobservation rate

observation rate=observation time / night time

Number of stars• Estimation of observing number of stars inwhole our LMC fields• assumption: core 3 fields, each region
we observe 12M stars/field;
outer 13 fields we see 5M stars/field
12.3Mstars * 3fields + 4.8Mstars * 13fields~ 100Mstars

25Event rate
• Event rate can be estimated roughlywith observing number of stars
100Mstars * (365 / t) * ε* τ events/year
where t~80 days: event time scale,ε: detection efficiency,
τ~10-7: optical depth-> 46 * ε events/year

1.8m専用望遠鏡でイベントを10倍にする

26

将来計画
• 衛星から• 地上から

Planet Detection Sensitivity
Comparison• Sensitivity to all
Solar Systemlike planets–Except for
Mercury & Pluto• most sensitivetechnique for a ≥1 AU• Good sensitivity
to “outer”
habitable zone
(Mars-like orbits)
where detection
by TPF iseasiestUpdated from Bennett & Rhie (2002) ApJ 574, 985

27

Similar Designs for Planet Finding & Dark Energy

MPF

SNAP

DESTINY

Wide-FOV near-IR optimized telescopes: Joint Mission?
• 3-mirror anatigmatic telescopes, ~1 sq. deg. FOV & <1.7µm HgCdTe detectors

将来計画 南極点での観測

28

Antarctica is also very high
X Dome F

South Pole X

X Dome A
X Vostok
X Dome C

USGS image

もっとイベントを！
・美しい自然と南十字星の輝く Tekapo に来てね。

みんな
来てね

・今後ともMOAを宜しく！
・ご静聴ありがとうございました。
The End29

New MOA telescope f=3, d=1.8m
MOA

SMC event by the Planet collaboration30

星の等級と個数どのくらいの確立で観測できるか？
１−１０MJ
for 3000万個

31Microlensing Basics （１）MACHO 97-BLG-28event observed by
the PLANET collaboration32

なぜこのような差がでるのか？

33

by Kokubo-Ida (2002)

もっとイベントを！
・美しい自然と南十字星のdisplayが愛地球博
NZパビリオンで待っています。
MOA望遠鏡もでます。

みんな
来てね

・今後ともMOAを宜しく！
・ご静聴ありがとうございました。
The End34

銀河系構造トレーサーとしてのレッドクランプ
中田 好一

p05p04r05s1776cln

東京大学・木曽観測所

6
7
8
9
10
K

0 6 0 0 - 6 5 Er r o r < 0 .1 5

11

13

12

14

13

15

14

16
17

15
0.5

1

1.5

J-K

2

2.5

3

3.5

4

I

0

18
19
20
21
22
-1

-0.5

0

0.5

V-I

1

1.5

2

2.5

3

レッドクランプ(Red Clump)＝ 中心核ヘリウム燃焼期にある中小質量星（M<8Mo）の総称
L

絶対等級は−１〜０等
球状星団、銀河系バルジ、太陽系近傍、マゼラン雲、矮小銀河で同じ明るさ（らしい）

１００Lo

標準光源！
T

６０００K

1

星形成１Moにつき何個のRC星が現在存在するか−−−− 年齢とメタル量による変化 (Girardi/Salaris2001)
ｔ＝１Gyｒ付近にピーク： ｔ＝１−２Gyrを含む連続的な星形成が起きていると1Gyr時点でのメタルのRCが支配的になる。
N=誕生１Mo当たりのRC数60

N(10^-4)/Mo

50
40

Z=0.0004
Z=0.001
Z=0.004
Z=0.008
Z=0.019
Z=0.03

30
20
10
0
0

2

4

MIRCの年齢とメタル量による変化

6ｔ（Gyr)

81012Girardi,Salaris ２００１

レッドクランプの色等級図

太陽近傍0.0004
0.001
0.004
0.008
0.019
0.03
2Gyr
4Gyr
10Gyr

-0.8
-0.7

LMC(2)

-0.6

MI

-0.5
-0.4

LMC(１)

-0.3

太陽近傍

-0.2

球状星団

-0.1
0
0.7

0.8

0.9

1

1.1

1.2

1.3

V-I

2

太陽近傍レッドクランプ星の絶対等級
Paczynski/Stanek 1998
ヒッパルコスの視差誤差＜１０％
の６６４星
ーー＞
MI,m＝−０.１８５±０.０１６

補正（１）： 明るい星は遠くても誤差が小さい。
MI,m＝−０.１2５±０.０１9
補正（２）： 星間減光 AI=1.75/kpc

太陽近傍のレッドクランプ星

MI,m＝−０.279±０.０88

0 5 0 0 - 6 5 Er r o r < 0 .1 5

0 5 3 6 - 6 5 Er r o r < 0 . 1 5

13

14

14

15

15

16

16

17

17

I

I

13

18

18
19

19

20

20

-1

21

0.5

1

-1

21

0
1. 5

22

0
0.5

1

1. 5

22
-1

-0.5

0

0.5

V-I

1

1.5

2

2.5

3

-1

-0.5

0

0.5

V-I

1

1.5

2

2.5

3

0 5 0 0 - 6 9 Er r o r < 0 . 1 5

0 5 3 6 - 6 9 Er r or < 0 . 1 5

13

14

14

15

15

16

16

17

17

I

I

13

18

18

19

19
20

20

-1

-1

21

21

0
0.5

1

1. 5

0
0.5

1

1. 5

22

22
-1

-0.5

0

0.5

V-I

1

1.5

2

2.5

3

-1

-0.5

0

0.5

V-I

1

1.5

2

2.5

3

3

V-I (LMCレッドクランプ）分布-65-66
1.1-1.15
1.05-1..1
1-1.050.95-1
0.9-0.95
0.85-0.9
0.8-0.85
0.75-0.8

-68
-69
-70
-71
-72
-73
95

90

85

80

75

70

65

α

円盤の メタル分布

バーの レッドクランプ が青い
Red Clump V-I distribution
10000

バー
N(bin=0.02)δ-670500-65
0500-69(05-65)*3.0(05-69)-(05-65)*3.0

1000

バーの メタル分布

円盤
100
0.5

0.6

0.7

0.8

0.9
V-I

1

[Fe/H][Fe/H]

=ー1

=ー0.4

1.1

1.2

1.3

4

LMC円盤のグリッド毎に決めたレッドクランプ I 等級 ＋ MI（＝−０．４２） Æ 距離

Distance Modulus 分布-65-6618.70-18.78
18.65-18.7
18.60-18.65
18.55-18.60
18.50-18.55
18.45-18.50
18.40-18.45
18.20-18.40

δ

-67
-68
-69
-70
-71
-72
-73
95

90

85

80

75

70

65

α

5

δ＝３０°Y

LMC円盤を平面でフィット
Z
左図の座標系は下のように設定
Y

X

赤道面

θ
=23°

αo
X

δo

LMC面の垂線

太陽Z

LMC

銀河系ハローのレッドクランプ
選択領域SA92（木曽観測所）
SA92
11

マゼラン雲可視光カタログ

120 6 00 - 7 1 Er r or <0 . 1 5

13

13

14

14

15

15

16

16
17

I

17

I

18

18

19

19

20

20

21

21

22
-1

-0.5

0

0.5

V-I

1

1.5

2

2.5

3

22
23
24
–1

選択領域は測光観測のゼロ点決定のため、毎晩観測される。沢山のデータがあり、１年経つと公開される。

0

1

2

3

V–I

もったいない！

6

インナーハローの３D密度分布

SA92b 方向の密度変化
-3
-3.5

赤道面
300s
60s

-5

太陽

-5.5

銀河円盤

-6
-6.5
-7
3.2 3.4 3.6 3.84

4.2 4.4 4.6 4.8

5log D(pc)

SA9５

SA92

SA95

SA9３

-3
-3.5

SA93 RC

-4
-4.5

-1

log n(/pc^3)

3

-1.5
-2

log n (/pc^3)

log n(/pc^3)

-4
-4.5

-2.5

-5
-5.5

60s

-6
-6.5

-3
30s
60s

-3.5
-4

-7
-7.5
-8

-4.5

3

-5

3.2 3.4 3.6 3.84

4.2 4.4 4.6 4.8

5log D(pc)

-5.5
-6
3

3.2

3.4

3.6

3.8

4

4.2

4.4

4.6

4.8

5

log D(pc)7

銀河系古成分の動力学構造

千葉柾司
（東北大）

銀河系古成分
globular cluster

halo star

10Gyr
thick disk

inner halo

thin disk
thick disk, haloouter halo

銀河系形成の化石情報

12MASS survey

SDSS survey

Thick disk revealed from F- and G- stars in SDSS DR3(Prieto et al. 2005)• Vrot ↓as |z|↑
• no metallicity gradient
Hints for formation scenario(e.g. heating by subhalos: Hayashi’s talk)2

Dark matter distribution (by Moore)

Subhalo impact on extended HI disks(Bekki & Chiba 2006, ApJL)

NGC2403stellar disk

HI disk⇒star formation

Halo and disk structures
revealed from SDSS data
(Juric et al. 2005)
K3

Model: thin, thick disks, halo
 R − Rsun z + z sun 

−
L1
H1 


ρ = ρ D (Rsun ) exp − R − Rsun z + z sun + ε D ρ D (Rsun ) exp −−L2
H 2 


M0

α



Rsun

+ ε H ρ D (Rsun )
 R 2 + ( z / q )2 H

L1 = 2.40kpc
H1 = 0.28kpc

M2

L2 = 3.50kpc

H 2 = 1.20kpc + substructures

ε D = 0.04
ε H = 0.001
q H = 0.45

α = 2 .3

(20~40 more clumps
are expected)
M3

3

data

data/model - 1

Most nearby satellite revealed from 2MASSCanis Major (Martin et al. 2004)

4

Sgr dwarf
2MASS

Majewski et a. 2003

Stream is confined onto an orbital plane⇒ round dark halo5Substructure in M31’s halo
(Ferguson et al. 2002)
Northern Spur

M32

G1 Clump
Stream(V, Ic) bands

Subaru Wide Area Survey (Tanaka, M. et al. in prep.)observedunobserved
CFHT Megacam
Keck DEIMOS
Keck LRIS
Ultra Deep HST ACS

4910

HST ACS

32

1

5
6

12 11
m4

14 13
m6

P15

7

16

8

17
18

25% overlapped

6Tentative results (Tanaka, M. et al. in prep)streamfield halo

銀河系古成分の特徴• Extended– Halo: ρ∝rα, α~ - 3– Thick disk: ρ∝exp(-z/H), H~1kpc• Lots of substructures– Evidence for dwarf merging• Old age (>10Gyr)• [α/Fe] overabundant
CDM-based galaxy formation?

7

High-resolution numerical simulation
for a galactic collapse(green: M=108-1010Msun, T>104K)
Moore et al. 2005, astro-ph/0510370
z=12

z=0

Spatial distribution of old stellar systems

Velocity distribution of 2.5σdensity
peaks

radially
anisotropic

ρ

2.5σ
isotropic

β = 1 − σ t2 / σ r2r
Moore et al. 2005
astro-ph/0510370

Diemand, Madau, Moore 2005
astro-ph/0506615

8

Field Horizontal Branch (FHB) stars as halo tracers• Bright and many
• Accurate distance is available⇒ halo kinematics,
mass distribution of a dark halo
Yamada, M. (2006, Master thesis)
using 444 FHBs in Wilhelm et al. (1999)
1169 FHBs in Sirko et al. (2003)

Z

Y

X

X

L-o-s velocities of1613 FHB stars
Vcorr corrected for
LSR + the solar motion

Vcorr vs. r

σcorr vs. r

9

Jeans eq. in spherical limit
V2
1 dnσ r2
βσ r2
+2
=− c
n dr
r
r
β ≡ 1 − σ t2 / σ r2

σrn ∝ r-3.5, Vc = const.

tangentially anisotropic
β<0σtradially
anisotropicβ>0

Simulations suggestβ≥0 and increasing with r.
(radially anisotropic in
the outer halo)
Really?

Possible Vrot

Derived Vrot
from model β& observed σr⇒unlikely!
(many distant
halo objects
are unbound)10

radiallyanisotropic

tangentiallyanisotropic＋βsimulation

observationー

Relation with ages ofglobular clusters?
Young GCs

Old GCs

11Issues• ハロー天体の速度構造の理解– 銀河形成数値実験、データ解析の改良– 球状星団の年齢分布の関連• ダークハローの大局的な質量分布– 総質量、分布、形、サブストラクチャー• 化学元素パターンと動力学構造との関連– 矮小銀河降着の効果

Wide-field, fiber-fed, multi-object spectrograph(WFMOS)• Dark energy survey (determination of w)• Galactic archaeology survey~4,500 targets in a FOV~1.5deg,
R~1,000 - 40,000
Operation 2012? ~12Structure of Galactic Dark Halos

名古屋大学 吉田直紀

銀河サイズハローの構造について
１ 系内矮小銀河の速度分散、質量、存在数−ダークマター質量−初期パワースペクトル２ 矮小銀河の中心密度プロファイル
γ線観測の可能性

1Cold Dark Matter Model
Generic prediction
1. Near scale-invariance⇒ Rich small-scale structure
2. Objects form hierarchically:“bottom-up”⇒ Mergers unavoidable

Crisis on Small Scales– now and then  回転曲線と密度プロファイル

 衛星銀河の数とサブハローの量

Dark side

Bright side

Interaction
Initial condition

Feedback(mechanical, radiative)2

福重さん作

Cosmic Patchwork- 初期物質分布の”観測CMB

ハローの部分構造によるレンズ効果(WMAP)

早期再イオン化

ライマン-α雲

2
∆(k)

LCDM

銀河サーベイ

Running
WDM Spectral
Index

質量スケール

10 12

10 9

106

k [/Mpc]

初期パワースペクトル： LCDM, WDM, RSI

10 9

10 6 Msun

pLCDM

∆(k)
2

Running Spectral
Index model
WDM

3

サブハロー曲線：ＣＤＭの場合

銀河サイズのハロー内のサブハロー
高解像度シミュレーションの結果
CDM

RSI

WDM

~7%

~7 %

~2.5 %
Yoshida (2006, in prep.)4

最近の速度分散の観測
Wilkinson et al. (2005)
WHT wyffos
速度分散はR > 1kpc のところで減少していることがわかった。

Tidal stripping ではない?
大きなハローの中にある？

サブハロー曲線の解釈

5

再イオン化原因説
Bullock et al. (2001)
Benson et al. (2002)
Kravtsov et al. (2003)
再イオン化時期以降
ＩＧＭの温度が高く保たれ、それ以下の温度（質量）の天体ができなかった、とする説

ハローの内部構造を探るには

銀河系周辺の巨大暗黒ガス雲のサーベイ



重力レンズによるダークマターサブハローの検出 （遠方銀河、MW、M31、、、）



Neutralinoの対消滅によるγ線（銀河中心、サブハロー中心から）

6

Neutralinos as Cold Dark Matter Why neutralinos, why not anything else ?

素粒子物理のポピュラーモデル ＳＵＳＹ
50Gev < mx < 10 TeV
 Why annihilating ?

消滅断面積と残留量〈σv〉xx = 3 x 10-27 / (Ωx h2) cm3 s-1~ 3 x 10-26 cm3 s-1
Totani (2004)

Dark matter annihilation
 消滅シグナル

continuum/line gamma-rays, e±, p, ap, νgamma-ray excess
positron/antiproton excess in cosmic raysfrom particular regions

7

Gamma-rays from Draco- a smoking gun ?

TAUP meeting, P. Marleau

密度プロファイルとＤＭ消滅率
 密度最大の場所（＝ハロー/サブハロー中心）からのシグナルが最大 中心付近ではガスの分布に多大に影響をうける (e.g. Gnedin et al. 2005) ρ ~ r-1.5 で中心で発散

8

多階層シミュレーション
Multi-level zoom-in technique

0th

1st
2nd

40 Mpc

3rd

Simulated “Milky Way” halo
M = 3x1012 Msun
mp = 4x106 Msun
3 runsDMonlyDM + gas +radiative cooling (凝縮）
SF + Feedback
Movie by Felix Stoehr

9密度プロファイル
親ハロー

サブハロー

Cooling

DM onlyγ線シグナル(~ρ2)

DM only
サブハローからの寄与は<2%cooling
この場合は個々のサブハローは明るい

実際の分布が右図に近いなら、サブハローを検出できる可能性が極めて高い

10

まとめ


サブハローの量、ダークマター、銀河形成
観測量（速度分散、回転曲線）の解釈と詳細なモデル化の必要

サブハローの密度プロファイル
baryonic physics を含めた詳細な計算
SFR, feebackについての 観測からの input
GLASTによる直接観測11

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初期銀河ハロー質量関数と炭素過剰超金属欠乏星
小宮 悠（北海道大学）
共同研究者

須田拓馬、藤本正行 （北海道大学）
茂山俊和、皆口裕樹 （東京大学）
青木和光 （国立天文台）

概要♦ 超金属欠乏星(EMP star)

小質量星しか– 銀河の初期を知る手がかり ← 残っていない♦ 炭素過剰超金属欠乏星(CEMP star)– 中質量星との連星だったと考えられる• →銀河初期の中質量星のprobe•そのために・・・–中質量EMP starの進化計算–EMP starの観測との比較•連星起源説の検証•初期ハローIMFの推定

1

目次♦ CEMP starsのBinary Scenario
1. CEMP stars、EMP starsの観測的特徴
2. 超金属欠乏星の進化
3. 比較・検証♦ CEMP starsが描く初期銀河ハロー
1. CEMP starsの統計
2. 初期ハローIMFの推定
3. 銀河ハローの進化

CEMP stars（炭素過剰超金属欠乏星）

超金属欠乏星([Fe/H]≦2.5)は、進化していない星でも炭素星が多い。

2

C, N, S-process
C: open
N: filled

S-process元素(中性子捕獲元素)の多い星(CEMP-s)と、少ない星(CEMP-nos)の2種類に分かれる。
CEMP-sは、Nも増加。
ただしCよりは少ない。
CEMP-nosではNの増加の無いものから、Cの10倍あるものまで多様。
N-rich star
(N/C~10)もある

S-process
理論予測(Busso et al.1999)[Fe/H]~-2.5を境に、
s-process元素中の組成比が変化

S-process元素の形
成機構が異なる？

3

Binary Scenario
C
白色矮星に

巨星に→
CEMP starsは連星での質量輸送によってC対流層で希釈作られたと考えられる
C

C

C

C

C

He flash

C
C

AGB

C

C

白色矮星
CEMP star

Binary Scenario• 巨星にのみ[C/H]が小さいものがある(太線：CEMP-s
細線：CEMP-nos☆：[Fe/H]<-4の星)数♦ 根拠– CH star（炭素、s-process過剰なPopⅡstar）は連星起源– 多くのCEMP starが連星との観測(Lucattelo et al.2005)– 対流層の深化による
giant
dwafr
希釈を受けている

[C/H]
-3

-2

-1

0

♦ 課題
– S-process 元素の増加がある星、ない星がある– EMP satr（超金属欠乏星）の25%が炭素星

4

EMP star の進化
TDU(s-processあり)[Fe/H]-2.5

CEMP-s

CEMP-nos

He-FDDM

TDU(s-processなし)

-4

Z=0

N-rich
0.8

1.2

1.5

3.5

6

(M◎ )

0.8~3.5M◎ の星 CEMP-s

3.5~6M◎ の星 CEMP-nos

He-FDDMでC,NとHe
flash driven deep
mixing (He-FDDM)
s-process元素が増加

Third Dredge UpでCのみ増加
Up (TDU)
s-process元素は作られない

1.5~3.5M◎ ではTDUも発
生してさらに炭素増加

5M◎ 以上では対流層でCNサイクル
が回ってNが増加、C減少

連星進化
主星との距離に依る進化の違い♦ <0.5AU– Cを汲み上げる前に主星がRoche lobe overflow⇒ CEMPにならない
CEMPにならない♦ 0.5~2AU– Roche lobe overflowで質量輸送 ⇒ CEMPに– Mass lossで角運動量を失い軌道は縮む♦ 2~100AU– Windの降着 ⇒ CEMPに– 軌道は縮む場合と広がる場合がある– 周期と降着量に相関♦ 100AU<– 降着が少なすぎ ⇒ CEMPにならない
CEMPにならない

5

Binary Scenario♦ [C/H]と周期
Giant[C/H]=0のwindが降着したと仮定
Dwarf

太線：主星1.5M◎
細線：主星3M◎周期︵日︶伴星0.3M◎

Jeans理論に従う
軌道半径一定■：giant●：Sub giant▲：Dwarf[C/H]

Binary Scenario
降着量が少ない

軌道半径

C汲み上げ
s-process

CEMPになる条件
C⇒N•主星がC汲み上げを起こす•十分な量のCを降着させる主星が炭素星になる前にRLOが発生

主星の質量（M◎ ）6

Binary Scenario
Binary Scenarioで、連星のうちCEMPになるものの軌道半径、質量の範囲が決まる。

CEMP-nos
軌道半径

CEMP-s
N rich star

軌道半径0.5~100AU
主星質量0.8~6M◎(<3.5:CEMP-s>3.5:CEMP-nos>5M◎ :N rich)主星の質量（M◎ ）CEMP starの統計♦ 観測 (HK survey, HES survey )1. EMP starの総数は〜3×105個
2. そのうち20~25%がCEMP
3. CEMPの1/3~1/4がCEMP-nos♦ N-rich な星がCEMP-nosと同数程度ある

7

CEMP starの統計♦ 仮定– 主星の質量分布 : ( review by Chabrier et al.2003)

ξ ( log m ) ∝ m −1.35 ：m > 0.8M ◎ ( log m − log 0.22 )2 ∝ exp  −
 : m < 0.8M ◎
2


×
2
0.33


– 軌道半径分布 ← 周期分布 (Duquennoy & Mayer 1991)
 ( log P − 4.8 )2 f ( log P ( day ) ) ∝ exp  −
2 × 2.32– 連星の質量比分布n ( q ) = const.

(q=M2/M1)

Distribution of mass ratio(Abt 1983)
伴星質量

B-type star

G-dwarf (Duquennoy & Mayer 1991)

8

初期銀河ハローIMFの推定♦ 種族Ⅱと同じIMFとすると、
CEMP-sの数–
0.8
3.5
A (M )n ( M 2 / M1 )dM 1 ∫f ( A)dAψ CEMP − s = ∫ dM 2 N s ( L ( M 2 ) )∫ ξ ( M 1 )
0.08
0.8
A
(M )
M
M

He − FDDM

1連星のうちの14%1

1⇒やや足りないCEMP-nosの数
n(M / M )( )ψ= ∫ dM N ( L ( M ) )∫ ξ ( M )dM ∫f ( A) dA( )M
連星のうちの0.3%⇒全然足りない
0.8

CEMP − nos

6

2

0.08

s

2

3.5

2

AM M1

1

1

1

1

ATDU M1

IMFが現在と異なっていたと考えられる

初期銀河ハローIMFの推定– Loｇnormal IMF

 (log m − log M c ) 2 
2 ×σ 2ξ ( log m ) ∝ exp  −を仮定し、どのパラメータで観測と一致するか検討。
Mcを変えた場合

CEMP − nos
CEMP − s割合

CEMP-sの数を説明できるのは~1M◎ と~10M◎ の2箇所

CEMP-s数

0.2

0.5

1

CEMP-nos数

2

5

10

Mc
20 (M◎ )うち10M◎ のほうはCEMP star中のCEMP-nosの割合も
観測と一致

9

初期銀河ハローIMFの推定σも変えた場合
CEMPCEMP-nosも
nosも
観測と一致

CEMPCEMP-sの数が
観測と一致
σ
Mc

初期銀河ハロー
Mc=10M◎ ,σ=0.4とすると、IMFは図のようになる

白色矮星に伴星はCEMPに主星の質量分布

伴星の質量分布
超新星に
EMP starとして残存-10

鉄、r-process
元素放出
1
Log(m)

210

初期銀河ハロー
107

108

EMPハローの
全体像

σ

109

現在ある
EMP starは3×105個
初期ハローには~108M◎ の星があったと考えられるMc
青線：初期EMP starハロー総質量＝107, 108,109M◎

銀河進化[Fe/H]~-3のガス雲

107個、108M◎ の星
中・大質量星が多い

106M◎ の鉄を放出[Fe/H]~-2に一部がEMPstar
として残存

多くは白色矮星、
中性子星、Black Holeに11ハローの進化♦ EMP はすべて連星で生まれた– 全連星の10%がEPM として生き残る– CEMP-s, CEMP-nos: 22~40%（伴星WD）– SN 連星: 60~40% (→ 単独星)
個々の超新星についての情報を保存？
r-process元素の増加♦ 全 EMP 数 〜3×105 個⇒ 107 個、全質量108 M◎の連星が必要♦ [Fe/H]~-2.5でIMFが変化
c.f., 球状星団はすべて [Fe/H] > -2.5

Conclusions♦ CEMP star はBinary scenarioで説明できる– 数、組成、周期 を説明可能♦ 超金属欠乏星は初期銀河ハローの探査に有用– 特に連星は、より重かった主星の情報も残している– 恒星進化、連星系進化の解明が条件♦ 銀河初期([Fe/H]<-2.5)では10M◎ 程度を中心としたIMFが示唆される

12

Period distribution(Duquennoy & Mayer 1991)

Lognormalに近い分布が観測されている

種族I ＆ II 星の場合−
He-flash 中の 水素混入は起こらないー Third dredge-up
ー radiative １３C（α,n)16O burning
水素の混入を仮定 （標準理論の枠内にはない） ⇒ convective
overshooting
ｓｅｅｄ核一個あたりの中性子捕獲
数は金属量に反比例して多くなる

extra mixing
13C pocket

13

恒星進化:種族I ＆ II 星の場合
♦ Third dredge up
通常の星では、炭素の増加はThird dredge upで起きる
S-process元素
水素の混入を仮定 （標準理論の枠内にはない）⇒ convective overshooting

radiative １３C（α,n)16O burning
ｓｅｅｄ核一個あたりの中性子捕獲数は金属量に反比例して多くなる

水素層
結果
水素混入を仮定
13Cポケット

He燃焼
shell flash

C(炭素)とS-process元素が増加

S-process合成[C/H]と周期 : CH starの場合
Giant[C/H]~0.5のwindが降着したと仮定
Dwarf
結果
CH stars の場合
は、すべて連星とされる。（周期の観測の確率から）CEMPについても
長周期を除くと同様の相関関係が見られる

14

CH stars &S-process元素は必ず
s-process elements 増加 ⇔ CEMP-nos
Sr,Y,Zr

Ba-Sm

CH-starLow mass dwarfが無い

15

銀河系ハローの金属欠乏星

中性子捕獲元素

Various trends and scatters in the abundanceswith metallicity
鉄族

銀河系の形成史，化学進化
α核

種族Ⅰ

球状星団の
金属量分布
種族Ⅱ
16

EMP star の進化
TDU(s-processあり)[Fe/H]-2.5

He-FDDM

TDU(s-processなし)

-4

Z=0
0.8

1.2

1.5

3.5

6

(M◎ )

星の質量に応じて、2種類の炭素汲み上げ機構がある。
He-Flash Driven Deep MixngとThird Dredge Up

恒星進化:超金属欠乏星の場合♦ 0.8~3.5M◎ の星：He flash driven deep mixing– He shell flash が繰り返し起こり、次第に成長– 十分な水素混入が起こるようになると汲み上
げが起きる
水素層

水素混入

汲み上げ

結果
C(炭素)に加え、N（窒素）も増加

He燃焼

S-process元素も増加

12C(p,γ)13N(e+,ν)13C(α,n)16O17恒星進化:超金属欠乏星の場合(2)♦ 3.5~6M◎ の星:Third dredge up

EMPではs-process形成は起きない♦ 5M◎ 以上の星では結果– Third dredge upに加えて、hot bottom burningが発生– CNサイクルにより窒素が増加– 最大で N/C~10
(C⇒N)

Cのみ増加
5M◎ 以上ではN増加

EMP star（超金属欠乏星）の進化♦ He flash driven deep mixing– He core flashが水素層まで到達– H shell flashが発生して汲み上げが起きる
結果
C(炭素)に加え、N（窒素）も増加
S-process元素は作られるが表面には出ない

18

CEMP starの統計♦ 周期分布

個数

CEMP star
観測値

CEMP star
推定値

軌道半径（AU）

視線速度
変化の見
えていない
CEMP starも多くある

N rich stars

超金属欠乏星の中には窒素過剰な星がある
N/C=1019

R-process元素
超金属欠乏星ではr-orocess元素（超新星起源元素）の組成に大きな
ばらつきがある。

CEMP starの統計♦数
PopⅡの場合に比べて広いパラメータ
スペースでCEMPになれる。
AM ,CEMP ( M1 )n ( M 2 / M1 )dM 1 ∫f ( A)dAA
He− FDDM ( M1 )N (CEMP)
M1
=
= 14
5
AM ,CH ( M1 )n ( M 2 / M1 )N (CHstar )∫1.5 ξ ( M1 ) M1 dM1 ∫ATDU ( M1 ) f ( A)dA

∫ ξ (M )
3.5

0.8

1

f(A)軌道半径分布 、n(q)質量比分布 、
ξ(m) IMF

EMP starのうち CEMP-sの割合は、PopⅡ starのうちのCH starの割合の14倍になる

20

CEMP starの統計♦ GiantとDwarf– CEMP starの質量分布は n(q) で決まるため、
通常のIMFと異なる– GiantとDwarfの比率も変わってくる
Binary Sbenarioの推定
Giant : Sub giant : Dwarf
63% : 10% : 27%

観測26個 : 4個 : 4個
≒ (76%: 12% : 12%)21

PROGRAPEによる
銀河シミュレーション

中里直人
理化学研究所

No.2銀河という複雑な天体

銀河は様々な構成要素からなっている
主に、恒星の集団＋ガス雲

1

No.3

GENSO (Galaxy EvolutioN with the SPH methOd)
ＧＲＡＰＥを活用した化学力学進化シミュレーションコード
Cooling function

SPH
GRAPE

Stellar feedback

Chemical Evolution

No.4

SPH百万粒子の計算を一ヶ月で•目的：SPH&N-bodyシミュレーションで銀河進化を精密に調べたい

現状
Nsph~ 60k model :10 days (PC + GRAPE6)• SPHの部分を１０倍以上高速にしたい•– 見込みのありそうな手法:
1. Massively Parallel Computer
2. “PC+GRAPE” クラスター
3. ハードウエアによる加速

2

No.5

GRAPEからPROGRAPEへ• GRAPEではカスタムLSIを利用– 任意の機能を持ったLSIを発注できる– 利点• 高速に動作する• チップ単価が安い〜数万円/チップ– 欠点• 一度設計を決めたら、機能は変化できない– 固定パイプラインからSIMD型GRAPE-DRへ• 半導体技術の微細化により設計コスト増大– GRAPE-6 〜１億円

• GRAPEのよい所を残して、さらに汎用を持たせたい！→PROGRAPE

No.6

現状のシステム：PROGRAPE-3
ホスト計算機PCI 64bit/66MHz bus

FPGAボード
FPGA FPGA FPGA FPGA
chip chip chip chip

カスタムLSI → FPGA

3

低コストPROGRAPEボード

No.7• PGRを様々なハードウエアに移植すると同時に、新規PROGRAPE-4ボードを開発– 低価格FPGAチップ(Spartan-3)の採用– 無駄な回路を省いた設計– PCI-Xを採用（理論性能 1GB/sec)– XC3S5000 ４個搭載
– PROGRAPE-3と同等のスライス数– PROGRAPE-3より大幅に安い予定

本研究の一部は、IPA未踏ソフトウエア開発事業の援助を受けています

No.8

FPGAでの数値計算の現状• これまで整数（固定小数）演算が主流• ようやく最近、浮動小数点演算が実用的になりつつある– ただし、倍精度の計算は現状ではまだ難しい– 換言すると、並列可能な演算器数が少ないため、ピーク性能がでない• 数TflopsまではカスタムLSIより低コスト• FPGAは汎用演算器（FPU）として使える– 原理的には粒子法に限らず• ただし、「プログラム」するのは結構難しい

4

No.9

PROGRAPEでできること•GRAPE•PGR

d vi= − G∑dt

m j (ri − rj )(| ri − rj |2 +ε 2 )3 / 2r r rr
Fi = ∑ f ( X i , X j )• 演算が複雑で、パラメーターが多い問題用– 天体シミュレーションでの応用想定• SPH法による流体シミュレーション– 重力相互作用も含む– 分子間力、多体力など、様々な可能性

No.10

SPH相互作用• 総和形式の相互作用という意味では重力と似ているが、かなり”ややこしい”相互作用
1
2 r r
r
r r
ρ i (∇ ⋅ vi ) = ∑ (vi − v j ) ⋅ ∇W (ri − rj ; h)
r
r r
r r
ρ i (∇ × vi ) = ∑ (vi − v j ) × ∇W (ri − rj ; h)

ρ i = ∑ m jW (ri − rj ; h), h = (hi + h j )r r Pi Pj

r r
d vi

= −∑ m j 2 + 2 + Π ij ∇W (ri − rj ; h)ρdt
 i ρj

 P 1
 r r
r r
d ui
= ∑ m j  i2 + Π ij (vi − v j ) ⋅ ∇W (ri − rj ; h)dt
 ρi 2


5

No.11

演算精度のテスト（１）• 演算精度がSodの衝撃波管問題にどの程度影響するのか？
– 浮動小数点形式： s × f × 2 exp
符号

指数部

仮数部

– CPUでの演算：単精度 または 倍精度• 単精度では指数部8ビット 仮数部24ビット• 倍精度では指数部11ビット 仮数部53ビット– PROGRAPEでは任意の精度を使用可能• 仮数部が小さいほどFPGAを有効利用できる

No.12

演算精度のテスト（２）• 指数部は8ビットに固定して仮数部のビット幅を変えた場合の変化について調べた• 16ビット：ほぼ倍精度と違いがない• 12ビット：多少人工的な振動• 8ビット：人工的な振動が見られる

6

No.133次元テスト計算

No.14

性能の比較（１）• １ステップの計算時間（粒子分布は等温球）
ホストのみでの計算時間

ＦＰＧＡを利用した場合

7

No.15性能の比較（２）
自己重力計算も含んだ場合の現実的な比較

ホスト（倍精度演算）より、５倍から１１倍速い

No.16

将来のシステム
PC+FPGA計算機

PC+FPGA計算機

PC+FPGA計算機

PC+FPGA計算機

PC+FPGA計算機
FPGAボード
PC+FPGA計算機
FPGAボード

FPGAボード
FPGAボード

PC+FPGA計算機
FPGAボード
PC+FPGA計算機
FPGAボード

FPGAボード
FPGAボード「PC+FPGA２枚」を８組あわせてクラスターとする
１組あたりの実効性能：重力計算〜３００GFLOPS
SPH計算〜８０GFLOPS
８組で重力計算を行えば、１TFLOPS以上実行性能8

No.17

まとめ• FPGAによるスーパーコンピューティング– 低精度浮動小数点演算が実行可能になった– 準汎用的なGRAPE型計算機の構築• プログラミングシステムの開発• SPH法ぐらい複雑な演算も可能• 演算性能は銀河シミュレーションに最適– 重力 約３００GFLOPS– SPH 約８０GFLOPS• SPH法による天体物理シミュレーション– より高解像度のシミュレーション– １００万体銀河シミュレーションが現実的に

9

宇宙の再電離と小質量天体での星形成

須佐 元（立教大学理学部）
Collaborators
米谷貴信（立教大学理学部）←できたて修論
大須賀健（立教大学理学部）

もくじ
V Introduction
V Key observational evidence
V Impacts of Reionization on GF

V This work
V Results
V Summary1

Downsizing ( SDSS )

星の年齢
古い
新しい

の小さな質量の銀河の方が、星形成が最近になって起こっている。

単純なCDMのモデルとは違う。

天体の質量()(Kauffman, G. et al, MNRAS, 341, 54, 2003)

Substructure in Galactic Halo(1)Cluster Halo

Moore et al. 1999

5 × 1014 M 

Galactic Halo
2 × 1012 M Vc ≡GM vir
R vir

20km/s

50km/s2

Substructure in Galactic Halo (2)V Hayashi et al (2003), Stoehr et al (2002) :σ : 10km/s

Vc : 30 − 50km/s

Draco, Fornax,,,

V Kazantzidis et al. (2004)

σ : 10km/s

Vc : 20 − 30km/s

Substructure: まとめると
Nn（＜Vc）

体10-30 km/s

30-50 km/s

明らかなことはVc=10-30km/s
以下の構造がみえないと言うこと。

Vc

3

まとめるとV 2e+11Msunに特徴的な質量があり、それよりも小さい銀河は活発な星形成が起きており、それよりも大きな銀河では古い星。
V Vc < 10-30 km/sよりも小さな銀河がない。
特徴的なスケールの存在は重力以外の物理が重要な役割を担っていることを示している。

再電離？

Impact of reionization ( 1 )V DMポテンシャルが深ければ（Vc＞20km/s）、

電離ガスをハロー中に閉じ込められる。
V しかし電離加熱が遮蔽されなければ、ガスは1万度以上に加熱される。

星形成が阻害される

4シートモデルによる結果
Susa＆Umemura (2000)「大きくて昔できた銀河は、シールドされる」「小さくて最近できた銀河は、シールドされない」

Initial Starburst Criterion

M SB = 2.2 × 1011 M ~ [(1 + zc ) 5]

− 4.2

 I 21  0.1 0.6

Impact of reionization ( 2 )V 電離が起きると加熱もおきる→ガスは1万度
V DMポテンシャルが浅ければ（Vc＜20km/s）、

電離ガスをハロー中に閉じ込められない。

星形成の原料となるガスは雲散霧消する

5

Typical Result (M=107Msun,Zc=10)

300pc

WMAP reionization model
2σ

3

M
> 100
L

3σ

2

Vc=20 km/s

654

“ Evaporated ”

3

Vc=10 km/s

2

M d 10 M ~ orvrot d 20km/s
8

7

6
5
4

1σ

3

Vc=5 km/s

2

6>95% halos arephoto-evaporated.

6
5
4
3
6

7

8

9

2

10

6

仮説
V Down sizing →シールディング
V 小質量銀河の下限値→光蒸発

変化するUV field @ 0<z<5
QSO proximity effectIν L = 10 − 21± 0.5 ergs s -1cm -2 str -1 H z -1

(2 ≤ z ≤ 4)

Bajtlik, Duncan & Ostriker 1988；Giallongo et al. 1996

Iν L = 10− 23−10 − 22 ergs s -1cm -2 str -1 Hz -1(0.03 ≤ z ≤ 1)

Scott et al.2002, Kulkarni & Fall 1996

Shape truncation of HI at the edge of spirals
Iν L = 10 − 24 -10 − 23 ergs s -1 cm -2 str -1 Hz -1( z = 0)

Maloney 1993, Colberi & Salpeter 1993, Dove & Shull 1994

Hαemission from HI cloudIν L < 3.8 × 10 − 23 ergs s -1cm -2 str -1 Hz -1( z = 0)e.g. Weymann et al 2001

7

今回の研究(Yoneya, Susa, Ohsuga 2006]
V Vc < 20 km/s程度でガスが蒸発してしまった

ダークハローはそのままずっと”ダーク”なのか（UVBのへたり）？
V

光蒸発が近傍銀河のVcの下限値を与えるという仮説の検証

Model of UVB
I 21

I 21 ∝ (1 + z )4

0.1

2

1+ z

8

Initial configuration
V 宇宙密度で宇宙膨張する一様なガス分布
V むかし蒸発した
V 宇宙膨張している

V Boundary condition
V 計算領域よりもかなり遠くに取られた宇宙膨張する境界

Physics included
V 球対称流体V NFW fixed potential ( M, zc]
V Radiative Cooing by H, Metals (0.01 Zsun), H2
V Transfer of ioinizing photons
V Photoheating

9

Typical results
collapsedfailed10-21

密度 [g/cm3]

10-25
10-27

z=1

計算開始
(z=5.6)

密度 [g/cm3]

z=0.63
10-23

z=0
10-27
z=1

計算開始

10-29

10-29

10-31

10-31
1017

1019 1021 1023
半径 [cm]

1025

1019

1021
1023
半径 [cm]1025

Summary of runs
M, zc を変えて計算を行なった。
Circular velocity：

ダークハローの質量

これより浅いダークマターポ
テンシャルでは、天体ができなかった。

紫外線によってガスが光蒸発してしまう領域。
(始めに考えていた領域)
ダークハローの形成時期

始めに光蒸発していたガスは、紫外線の強度が落ちても収縮して天体へ成長することができなかった。

10

Typical results
collapsedfailed10-21

密度 [g/cm3]

10-25
10-27

z=1

計算開始
(z=5.6)

密度 [g/cm3]

z=0.63
10-23

z=0
10-27
z=1

計算開始

10-29

10-29

10-31

10-31
1017

1019 1021 1023
半径 [cm]

1025

1019

1021
1023
半径 [cm]Vcが小さいと、UVが弱まり始めたときの密度が低すぎて冷却が働かない

1025

Summary & TO DO
再電離は１）加熱による星形成の阻害と２）光蒸発の二段階
で銀河形成にNegativeな効果を持つ。
V 後者についてz<1でUVBが弱まることによる効果を調べた。
V その結果、一度蒸発したハローには、背景放射の光子が弱まったとしても、再びガスが降着し、銀河に進化することはな
いことがわかった。
V したがって光蒸発がdwarf galaxyのVcの下限を決めているとして矛盾はない。
V High velocity cloud ?
V

V もう少し大きいハローに関する計算→Down sizing?
V 本質的に多次元の計算→FIRSTのターゲット

11

銀河団における矮小銀河問題
加瀬啓之、牧野淳一郎（東京大学・天文学専攻）
船渡陽子（東京大学・広域システム科学系）

銀河団における矮小銀河問題 – p. 1/19

概要
銀河形成論の主要テーマの一つである「矮小銀河問題」と呼ばれる問題に対し、その何が問題を明らかにするため、•シミュレーションの信頼性を評価し、•これまでの議論への影響を調べた。

その結果、
•

銀河団スケールでも同様の問題が存在し得る。

という結果を得た。

銀河団における矮小銀河問題 – p. 2/19

目次•

はじめに…矮小銀河問題

•

数値計算

•

結果

•

まとめ

銀河団における矮小銀河問題 – p. 3/19

宇宙の構造形成
宇宙の構造形成の標準理論
Cold Dark Matter シナリオ (White & Rees 1978)•

ダークマターハローのポテンシャルの底で銀河や銀河団が形成される。

•

ダークマターハローは衝突合体で成長する。

宇宙論的 N 体計算によって、大規模構造は観測を良く再現する結果が得られている。
(Davis et al. 1985)⇓
個々のハローの内部構造に関する議論へ

銀河団における矮小銀河問題 – p. 4/19

サブハローの形成:銀河と銀河団
一つのハローの粒子数を増やす→ 多数の細かい密度ピーク＝サブハロー(Moore et al. 1999)
銀河団ハロー（左）と銀河ハロー（右）は相似的な構造
サブハローは矮小銀河や銀河に対応？
銀河団における矮小銀河問題 – p. 5/19

矮小銀河問題構造形成シミュレーションから得られるサブハローの個数は銀河スケールで観測数の 10 倍以上 (Moore et al. 1999)
Simulated cluster
Simulated galaxy
Virgo cluster data

横軸：回転速度(V (r) = GM (< r)/r の最大値)
縦軸：累積個数
実線：銀河団点線：銀河のサブハロー●：銀河団の銀河●：銀河系の衛星銀河
銀河団における矮小銀河問題 – p. 6/19

提案されている解決案
DM の小さいスケールの性質がわずかに異なる→ 小さい構造ができない、又は壊れやすいモデル• Self Interacting DM etc...
銀河として見えないサブハローがある→ どのサブハローが見えているか•

現在時刻で最も大きいいくつか星は極中心部だけ存在(Stoher et al.2001)•

全質量領域の特定の一部
星形成が起こるに十分な質量 ⇒ 潮汐で小さく(Kravtsov et al.2004)

その他…
銀河団における矮小銀河問題 – p. 7/19

研究の目的及び手法•

構成粒子数:数十体=⇒2 体緩和等で個数や Vc 自体が変わる。
⇐⇒ 個数分布自体が信頼できない。

⇓•

個数分布の信頼性を評価し、真の分布を得る。
=⇒ より粒子数の大きい計算を行い、低分解能の結果との比較から実際の分布を推定する。

銀河団における矮小銀河問題 – p. 8/19

数値計算
•

宇宙モデル…SCDM (Moore et al.1999 と同じ)•

re-simulation 法 (Navarro et al.1996)• 粗い計算 → 特定の領域を高分解能化• 初期条件は GRAFIC2(Bertschinger 2001) で生成• 銀河× 1、銀河団× 2、それぞれ 3 段階の分解能•

GRAPE6-A 搭載 PC(4 並列)、Barnes-Hut 型ツリー法• 検出…階層化 Friends of Friends 法 (Klypin et al.1999)• 粒子数 10 体以上を検出する• 重力的に束縛した系のみ (Pfitzer et al.1997)

銀河団における矮小銀河問題 – p. 9/19

銀河ハローとサブハロー
半径 330kpc, 質量 2.1 × 1012 M , サブハロー 1346 個
右：検出したサブハロー
左：密度分布,銀河団における矮小銀河問題 – p. 10/19

銀河団ハロー 1 とサブハロー
半径 3.0Mpc, 質量 1.6 × 1015 M , サブハロー 2019 個
右：検出したサブハロー
左：密度分布,銀河団における矮小銀河問題 – p. 11/19

銀河団ハロー 2 とサブハロー
半径 2.4Mpc, 質量 8.2 × 1014 M , サブハロー 1010 個
右：検出したサブハロー
左：密度分布,銀河団における矮小銀河問題 – p. 12/19

銀河ハロー:Vc に対する累積個数

累積個数 Nc(Vc)

1000

∝ Vc

−3

質量分解能
H 5.1 × 105 M
M 1.2 × 106 M
L 4.1 × 106 M

100

10

1

銀河ハロー
H
M
L

•

10
回転速度 Vc [km/s]

分解能の上昇⇒ Nc ∝ Vc−3 に漸近

100

銀河団における矮小銀河問題 – p. 13/19

銀河団ハロー:Vc に対する累積個数

累積個数 Nc(Vc)

1000

−3

∝ Vc

質量分解能
H 5.1 × 108 M
M 1.2 × 108 M
L 4.1 × 109 M

100
銀河団ハロー1
H
10
M
L
1

100
回転速度 Vc [km/s]•

銀河ハローと同様の傾向

1000

銀河団における矮小銀河問題 – p. 14/19

構成粒子数 np に対する累積個数
銀河ハローと銀河団ハローの結果をまとめてプロット

累積個数 Nc(np)適当な関数でフィット

銀河団ハロー1
H
M
L

1000

100

10 銀河ハロー
H
M
L
1
1
2
3
10
10
10
構成粒子数 np

Nc (np ) ∝  23 
np
n0

10

4

1
1+

 5  151•

粒子数に対する
依存性が同じn0 = 220•

物理スケールは
全て異なる

np
n0

銀河団における矮小銀河問題 – p. 15/19

個数分布と分解能•

Vc−3 に漸近 ⇔ 小質量側でずれ•粒子数に対する傾向が異なるスケールと解像度で全て一致=⇒ 個数が減る理由は数値的⇓
これまでの議論は正しいか

銀河団における矮小銀河問題 – p. 16/19

観測との比較
10000
Virgo Cluster−3

累積個数 Nc(Vc)∝ Vc

Moore et al. 1999 でのおとめ座銀河団と比較• 中解像度と良く合う• 銀河団での「一致」は偶然

100

銀河団ハロー2
H
M
L
1
0

100
200
300
回転速度 Vc [km/s]

400
銀河団における矮小銀河問題 – p. 17/19

まとめ
サブハローの個数分布への分解能の影響を見た。
•

粒子数 100 体未満のサブハローは
数値的な効果で減少•

M99 での銀河団での一致は偶然• 銀河団でも 1011 M 辺りから観測より多い•

サブハローの質量は潮汐によって 90%以上減少することがある (Kravtsov et al. 2004 他)=⇒ 銀河のできない銀河ハローの存在？
⇓「矮小銀河問題」はより深刻な問題
銀河団における矮小銀河問題 – p. 18/19

回転速度 Vc に対する質量 M
銀河ハロー内のサブハロー
10

10

4

9

10

3

10
8

10

3

∝ Vc

2

10

構成粒子数 np

質量 M [M]

10•

およそ M ∝ Vc3•

分散が大きい•分散は物理的

7

10

1

10
回転速度 Vc [km/s]

10100

銀河団における矮小銀河問題 – p. 19/19

Sagittarius Dwarf Galaxy(HST, NASA, ESA)

Two Distinct Populations in
Dwarf Spheroidal Galaxies

Nobuo Arimoto (NAOJ, Tokyo)

Two Distinct Ancient Populationsin the Sculpter Dwarf Spheroidal Galaxy
Tolstoy et al. (2004) ApJL 617, 119• The First Result from DART
(Dwarf Abundances and Radial velocity Team )E.Tolstoy, M.J.Irwin, A.Helmi, G.Battaglia,
P.Jablonka, V.Hill, K.A.Venn, M.D.Shetrone,
B.Letarte, A.A.Cole, F.Primas, P.Francois,
N.Arimoto, K.Sadakane, A.Kaufer, T.Szeifert, T.Abeｌ1

CM diagram for the WFI coverage of Scl.

Spatial Distribution of BHB and RHB
Stars in the Sculptor dSph

RHB

BHB

2

Radial Metallicity Gradient of RGBs

0.25kpc

Kinematical Properties of Scl dSph Stars

metal-richmetal-poor

3

Two Distinct Ancient Populationsin the Sculptor Dwarf Spheroidal Galaxy• The Sculptor dSph contains two distinct stellar
components, one metal-rich, -0.9 > [Fe/H] > 1.7, and one metal-poor, -1.7 > [Fe/H] > -2.8.
• The metal-rich population is more centrally
concentrated than the metal-poor one, and on
average appears to have a lower velocity
dispersion σ= 7 ± 1 km/s, whereas metal-poorstars have σ= 11 ± 1 km/s.

What Mechanism Can Create Two Ancient
stellar Compositions in a Small dSph Galaxy?
• The formation of these dSph galaxies began with an initial
burst of star formation, resulting in a stellar population with amean [Fe/H]<-2. Subsequent supernovae explosions would havebeen sufficient to cause gas and metal loss such that starformation was inhibited until the remaining gas could sink
deeper into the center and begin star formation again (Mori etal. 2002).
• Another possible cause is external influences, such as minor
mergers, or accretion of additional gas at later epoch.
• Events surrounding the epoch of re-ionization strongly
influenced the evolution of these small galaxies and resulted instripping of photo-evaporation of the outer layers of gas in
the dSph galaxy, meaning that the subsequent more metalenhanced star formation occurred only in the central regions(Susa & Umemura 2004).

4Origin of Two Distinct Populations in
Dwarf Spheroidal Galaxies

Hierarchical Growth (DM=287,491, gas=233,280)
Kawata, Arimoto, Cen & Gibson (2006)

Galactic Chemodynamics Code (GCD+)
Kawata & Gibson (2003) MNRAS 340, 908• Three dimensional tree N-body/smoothed particle
hydrodynamics (SPH) code which incorporates• Self-gravity,• Hydrodynamics,• Radiative cooling,• Star formation,• Supernovae feedback,• Metal enrichment by SNeII and SNe Ia,• Mass-loss from intermediate mass stars,• Chemical enrichment history of gas and stars.

5

DM

GAS

STAR
Evolution of the distribution of the dark matter (top), gas density(2nd), and K-band observed frame luminosity (bottom).

densitytemperature

metallicity
Evolution of the distribution of the gas density (top),
the gas temperature (2nd), the iron abundance of gas (3rd).

6

No Star Formation at z<5.9 due to re-ionization and/or galactic wind.
Although some minor
mergers are involved, thesystem is forming throughthe smooth accretion.

merging
merging
SNe feedback has a strong
effect on the gas dynamics, andcontinuously blows out the gas
from the system. Continuous gas
accretion, however, leads to further
star formation but with low rate.

Metallicity Distribution
Sculptor dSph

r<0.25 kpc
r>0.25 kpc

Fornax dSph

G-dwarf
problem7

Strong Radial Metallicity Gradient

The MDF for the inner (outer) region has a peak at [Fe/H]〜-1.4([Fe/H]〜-1.9). We find this is just due to the metallicity gradientin the simulated system.

Velocity Dispersion Profile[Fe/H]>-1.7[Fe/H]<-1.7

Within the radius of about 0.6 kpc, the metal poor population
have larger velocity dispersion than the metal rich one.

8

Caveats
Our simulation demonstrates that a system formed at a high redshift
can reproduce the two stellar populations whose chemical anddynamical properties are distinctive.
However,• In the observational data, there are no stars at [Fe/H]<-2.8,
while the simulated galaxy has a significant fraction of stars withsuch low metallicity (G-dwarf problem).
・ The velocity dispersion of our simulated galaxy is too
small compared with the observed values.
・ The V-band magnitude of the simulated galaxy (Mv=-7.23)
is also small compared with the Sculptor dSph (Mv=-10.7).

Role of SNeIa & SNeII
Tolstoy (2005) astro-ph, 0506481

Star formation stopped at <1Gyr, well before
SNeIa started to contribute significantly.
Scatter is very large, indicating a serious
problem of the current chemical evolution
model in the particle based simulation.

9

Role of Intermediate Mass Stars

０．３Gyr

４−８Mo

The enriched gas is blown out at a high redshift around z=17,
due to a strong feedback by SNeII and relatively shallow potentialof subgalactic clumps. As a result, the chemical enrichment by themassive stars becomes less important and the enrichment fromintermediate mass stars (4-8Mo) becomes important.

Sculpter dSph Simulation
In the simulation dwarf spheroidals formed
via hierarchical clustering, but stars formed fromcold gas and stars at the galaxy center tend to form
from metal-enriched infall gas, which builds up
the metallicity gradient.
Infalling gas has larger rotational velocity
and small velocity dispersion.

10

The Origin and Dynamics
of the Local Group of Galaxies
T. Sawa, C. Sato, H. Shirokane(Aichi University of Education)
andM. Fujimoto (Nagoya University)
Ｍ３１，Ｍ３２，ＮＧＣ２０５

Introduction• Since the discovery of the Magellanic Stream, thedynamics of the Magellanic System is extensively
studied. Tidal models of the Galaxy-LMC-SMC
system success to reproducing the geometricaland dynamical structure of the MS (Murai andFujimoto 1980, Gardiner, Sawa and Fujimoto1994), and orbits of the LMC and SMC are welldetermined.
• However, some problems are remain.

LMC & SMC

1

Remaining Problems• The origins of the LMC and SMC
Did they initially form as satellite galaxies of the
Galaxy, or did they fall into the Galaxy from anotherregion.
• Large orbital angular momenta of the Magellanic
Clouds around the Galaxy
The tidal model in which the Magellanic Clouds
formed in the neighborhood of the Galaxy cannot
explain such large orbital angular momenta.

Some questions about must be answered
through a more-global model for the LGG.
M33

Sky Distribution of LGG• Many dwarf galaxies are distributed near thegreat circle perpendicular to the galactic plane.
• Magellanic Stream lies along this great circle.
• Members of M31 are distributed near thiscirclesuggestion
A big dynamical event occurred in theneighborhood of the Galaxy about 10 Gyr ago

NGC31092

3-dimensional distribution of LGG• Many LGG members are distributed in a
coplanar way
New idea
An off-center hydrodynamical collision occurred
some 10 Gyr ago between the primordial gas-rich
M31 and the similar Galaxy, and compressed thehalo gas to form the LGG dwarf galaxies.
NGC55

3

Face-on view

MW group

M31 group

Other group

Edge-on view

MW group

M31 group
Other group4

Galaxy interaction anddwarf galaxies• A many young dwarf galaxies are observed
around the violently merging gas-richgalaxies （Deeg et al. 1998，A & Ap Suppl ．
129，445）
It suggests the possibility that dwarf
galaxies of Local Group are formed by theoff-collision between the Galaxy and M31

Our Model (SF Model)
Sawa and Fujimoto 2005,
PASJ, 57
Many dwarf galaxies of LGG is formed by theoff-center collision of proto-M31 and protoGalaxy in early universe, and scattered in thepresent position.
SMC

5

Scenario of our model

Two massive
proto-galaxies
made a offcenter collision.

The newborn dwarf
galaxies are scattered on
the orbital plane of the
Galaxy and M31.

M31 is again approaching us.

Assumption• M31 and the Galaxy have massive halo
• The radius of massive halo is 200 - 300 kpc• The radius of the proto galaxy is 120 kpc• The collision is occurred about 10 Gyr ago• LMC and SMC were formed by the collision
Leo I

6

Basic equation
MA¨rA ＝ −∇AφG−FGA
MG¨rG ＝ −∇GφA−FAG
ML¨rL ＝ −∇L （φA ＋ φG ＋ φS ） −FAL −FGLMS¨rS ＝ −∇S （φA ＋ φG ＋ φL ） −FAS −FGS
MD¨rD ＝ −∇D （φA ＋ φG ＋ φL ＋ φS ）M：mass of galaxy
φ：gravitation potential
F ：Dynamical Friction
ＮＧC185 & 147

The orbit of M31
The orbits of LMC and SMC are well determinedby the presence of Magellanic Stream.
LMC and SMC were also formed by thecollision of M31 and the Galaxy.

These conditions give the restriction for theorbits of M31.
Magellanic Stream

7

Determination of the M31 orbit
The orbits of LMC and SMC of that by
Gardiner, Sawa & Fujimoto (1994) are used
Four bodies problem of M31-Galaxy-LMCSMC are solved.
We search the M31 orbits such as the LMC
and SMC are formed by the collision of M31
and the Galaxy.
LMC

Nearly perpendicularorbit to the galactic plane
Clock wiseμl＝＋３８±１６ μas/yr

Counter clock wiseμb＝−４９± ５ μas/yr

Adopted M31 orbit

8

Relation between the collisiontime and radius of massive halo
Number of possible orbits of M31
radius ＼ time

9-10 Gyr

10 -11 Gyr

11-12 Gyr

200 kpc

ー1

230 kpcー250 kpc

ー
4

ー
1
2

ー

280 kpc

4

3

ー

300 kpc

ー

5ー

ΔVl=20 km/s , ΔVb=20 km/s

NGC6822

Orbits of the Galaxy group• Angle between the orbital planes of M31 anddwarf galaxy is less than 30°• Dwarf galaxy orbits the Galaxy counterclockwise seen from the present position of
the sun• Dwarf galaxy located the formation site about
10-12 Gyr ago
Sextans A

9Orbit of M31 group• Angle between the orbital planes of M31
and dwarf galaxy is less than 30°• Orbital angular momentum of dwarf galaxy
has the same direction as that of M31• Dwarf galaxy located the formation site
about 10-12 Gyr ago

IC10

A Sheet of score for model orbits
WLM

× Sculptor○ Sextans B

× Sagittarius

○

NGC55

× LGS3○ NGC3109

× SagDIG

×IC10○ IC1613○ Antlia

× NGC6822

×

NGC147○ And II

− Leo I

○ DDO 210×

And III− M33○ Sextans A

× IC5152

×

NGC185○ Phoenix○ Sextans○ Tucana−

NGC205○ Fornax○ Leo II

○ UKS2323-326 ×

M32○ EGB0427+63

× GR8

× Pegasus

M31

○ LMC

○ Ursa Minor

○

And I

− Carina○ Draco○SMC○ Leo A× Milky Way○○

Possible orbits： 23/37 （62%） Our Galaxy

10

Simulation for dwarf galaxy
formation

3-dimensional distribution of orbits

Pegasus

10 Gyr Ago: Two massive proto-galaxies
made a off-center collision.

Proto MW

Proto M31

11

5 Gyr ago: The newborn dwarf galaxies are scatteredon the orbital plane of the Galaxy and M31.

MW
M31

Preset time: M31 is again approaching us.

12Edge-on view

VLGRHigh Velocity Clouds

Observed HVC Distribution

13

A Model of the origin of HVCs
• Some HVCs are formed by collision of M31
and the Galaxy, too.
• We search the HVC orbits which satisfy thepresent position and radial velocity.

ＷＬＭ

VLGR

Comparison withobservation and model

Observation

Model

14

Summary• LGG members of the Galaxy group and M31
group distribute in a coplanar way• It is possible to explain that these dwarf
galaxies and some HVC were formed by the offcenter collision between the Galaxy and M31(SF model)• The Galaxy and M31 need to have dark halo of
200 - 300 kpc radius, respectively• We predict the proper motion of M31 as
follows;µl＝＋３８±１６ µas/yr
Phoenixµb＝−４９± ５ µas/yr

15

銀河系研究会２００６
発表：口頭４２件、ポスター１８件

参加者：〜７０名

研究テーマ• 銀河系構造、ダイナミクス• 銀河系形成、進化• 星、惑星、形成• ブラックホール• ダークマター
etc.
空間スケール：1AU ~ 1 Mpc (10^11), 時間スケール：10 min ~ 13 Gyr (10^14)

銀河系：天文学・天体物理学の一大実験室「銀河系研究」の手法
電波

赤外

理論

光

シュミレーション
位置天文

VERA

サーベイ

NANTENJASMINE
IRSF

MOA

WINEREDＸ，γ？

UT 60cm

Ｎ体
Grape …
Ｎ+流体
天の川創成
Progrape
MHD, RHD …

Astro-F
個別天体

力学モデリング
野辺山

ぐんま

すばる
重力波

化学進化

ALMA
ν

＋ 世界の望遠鏡、データベース

1

銀河系（研究）の進化
銀河系の進化

銀河系研究の進化

重力波
ν

Ｘ，γ

動力学
赤外

Z=12

光

ＤＭ

星

相互作用

電波

理論
ＢＨ

形成/進化

Z=0

包括的な
銀河系の理解
個別テーマ
個別テーマ
個別テーマ 個別テーマ

これから「銀河系」はますます面白い！
さらなる相互作用と、「銀河系研究」の活性化を目指して• 銀河系研究会 〜３年ごと定期的にできれば• 学会の企画セッション ２００７年をターゲット「高精度観測時代の銀河系研究（仮）」2