全天の星の分布

全天の星の分布

Copyright: ESA/Gaia/DPAC

H\(\alpha\)

A Full-Sky H\(\alpha\) Template for Microwave Foreground Prediction (Finkbeiner 2003, ApJS, 146, 407)

CO

The Milky Way in Molecular Clouds: A New Complete CO Survey (Dame, Hartmann, & Thaddeus 2001, ApJ, 547, 792)

電波観測

A New 1.4 GHz Radio Continuum Map of the Sky South of Declination \(+25^{\circ}\) (Calabretta, Staveley-Smith, & Barnes 2014, PASA, 31, e007)

赤外線全天画像

The AKARI Far-Infrared All-Sky Survey Maps (Doi, Takita, Ootsubo, et al. 2015, PASJ, 67, 50)

HI全天画像

a full-sky HI survey based on EBHIS and GASS. (HI4PI collaboration 2016, A&Ap, 594, A116)

ハーシェルによる推定

“Section of our sidereal system.” Herschel, William. “On the Construction of the Heavens. By William Herschel, Esq. FRS.” Philosophical Transactions of the Royal Society of London 75 (1785)

現代の測定法：銀河回転の測定

J. Scott Shaw

CO 位置-速度図

Dame, Hartmann, & Thaddeus 2001, ApJ, 547(2), 792–813

CO 位置-速度図と銀河系構造との対応

Baba, Saitoh, & Wada, 2010, PASJ, 62, 1413

銀河系全体図

Credit: NASA/JPL-Caltech/ESO/R. Hurt

各種天体の銀河系内の位置

銀河回転曲線

銀河回転とダークマター

• 星の数: \(\sim 1-4\times 10^{11}\)
• 総質量： \(\sim 1.3\times 10^{12}\ \mathrm{M_\odot}\)
• 星の質量： \(\sim 5 - 6 \times 10^{10}\ \mathrm{M_\odot}\)
  • ガスの質量は星の質量の\(\sim 1/10\)
  • ほとんどの質量は「暗黒物質」が担う
• 星の輝度: \(\sim 1.5 - 2 \times 10^{10}\ \mathrm{L_\odot}\)
• 星形成率: \(\sim 1\ \mathrm{M_\odot ~ yr^{-1}}\)
• 太陽から銀河中心までの距離: \(\sim 8 - 8.5\) kpc
• 太陽系の公転速度: \(\sim 220\ \mathrm{km~s}^{-1}\)
  • 銀河系を約2億年で一周

銀河系の構成要素

Credit: Left: NASA/JPL-Caltech; right: ESA; layout: ESA/ATG medialab

• 直径: \(\sim 50\) kpc
• 厚み: \(\sim 0.3 - 1\) kpc
  • 比較的若い星、分子雲などから成る円盤
  • 「種族Iの星」Population I stars と呼ばれる
• バルジ・ハロー
  • 古い星、高温の星間ガスや暗黒物質が球状に分布
  • 「種族IIの星」Population II stars と呼ばれる
• バルジ
  • 輝度\(\sim 5\times 10^9\ \mathrm{L_\odot}\)
  • 質量\(\sim 2\times 10^{10}\ \mathrm{M_\odot}\)
• ハロー
  • 星質量\(\sim 10^9\ \mathrm{M_\odot}\)
  • 数％の星が球状星団に属する
  • 質量の90%はダークマターが担う

密度波による渦状腕の形成

渦状腕と分子雲

LYNETTE COOK

渦状腕に沿った分子雲の分布

ALMA望遠鏡の観測した濃い分子ガスの分布

Credit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO); NRAO/AUI/NSF, B. Saxton

可視光(ハッブル望遠鏡)と電波(ALMA)で見た渦状腕の比較

Credit: STScI

Credit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO); NRAO/AUI/NSF, B. Saxton

渦状腕による星間ガスの圧縮

• 渦状腕の内外で星間ガスの平均密度は3倍程度しか変わらない
• “濃いガス”の割合が大きく異なる(Torii et al., 2018)
  • 平均値は\(2.9^{+2.1}_{-0.8}\%\)
  • 腕の間では\(\sim 0.1 - 0.4\%\)
  • 腕の内部は\(\sim 4 - 5\%\)

渦状腕に沿った星形成

渦巻銀河 NGC 6744(ESO

アンドロメダ銀河(Credit: GALEX, JPL-Caltech, NASA

星間ガス量と星形成率

Bigiel et al. 2008

星形成の効率

• ガスの量と星形成率に一定の関係
  • Kennicutt-Schmidt law
• (普通の)銀河の平均的な星形成率は\(1\% - 数\%\)
  \(\to\)星形成は非常に非効率
• ガスの圧縮が“たまたま”磁場に沿った方向に起こった場合に星形成に至るとする描像と良く合う

Inutsuka, Inoue, Iwasaki, & Hosokawa 2015, A&Ap, 580, A49

Inutsuka, et al., 2015, A&A, 580, A49

ESA/Herschel/NASA/JPL-Caltech; acknowledgement: R. Hurt (JPL-Caltech)

銀河中心付近の活動

• 多数の超新星残骸(SNR)や活発な星形成領域(Sgr B2)
• 銀河中心(Sgr A)からの強い電波輻射 \(\leftrightarrow\) 高い活動性

銀河中心拡大図

Credits: NASA, ESA, SSC, CXC, and STScI

“mini-spiral”

銀河中心付近の星の動き

中心付近を(無事)通過する星の動きから
中心質量と最大半径を推定

大質量ブラックホール

中心質量の推定値: \((4.31 \pm 0.36) \times 10^6\ \mathrm{M_\odot}\ (R_0 = 8.33\ \mathrm{kpc}\))

Schödel, Ott, Genzel, et al. 2002, Nature, 419, 694

銀河中心の活動性の源

降着円盤 (accretion disk)

NRAO, AUI, NSF

解放される重力エネルギー

重力に引かれて半径\(r\)まで物を落とす際に
解放される位置エネルギー

\[ E = G\frac{Mm}{r} \]

\(r\)はシュバルツシルト半径 \(r_g=\frac{2GM}{c^2}\) より、\(E=\frac{mc^2}{2}\)

つまり、物質の持つエネルギーの最大50%を解放出来る!!

(実際には物をまっすぐ落とせない&吸い込まれる前にエネルギーを放射する必要あり、しかし\(10\sim40\)%のエネルギーを取り出せる)

(cf.水素核融合0.7%, 原子炉0.1%, 燃焼(酸化)\(10^{-10}\))

\(\gamma\)線

“Fermi bubble”

Su, Slatyer, and Finkbeiner 2010, ApJ, 724(2), 1044–1082

事象の地平線

Event Horizon Telescope

予想される銀河中心画像の直径は \(50\ \mu\mathrm{as}\)

超長基線電波干渉計 VLBI (very long baseline interferometer) ならば観測可能

credit: APEX, IRAM, G. Narayanan, J. McMahon, JCMT/JAC, S. Hostler, D. Harvey, ESO/C. Malin.

EHTによる銀河中心画像(予想)

Fish, Johnson, Lu, et al. 2014, ApJ, 795, 134

EHTにより実際に観測されたM87のBH画像

2019年4月10日 国立天文台プレスリリース

NASA によるブラックホールの
可視化シミュレーション

NASA

LMC, SMC, M31の軌道

Zhao, Famaey, Lüghausen, & Kroupa 2013, A&A 557, L3

Magellanic stream

Credit for the radio/visible light image: David L. Nidever, et al., NRAO/AUI/NSF and Mellinger, LAB Survey, Parkes Observatory, Westerbork Observatory, and Arecibo Observatory. Credit for the radio image: LAB Survey

局部銀河群

Andrew Z. Colvin via Wikimedia commons

アンドロメダ銀河との衝突合体

Credit: NASA, ESA, and A. Feild and R. van der Marel (STScI)

星と星との平均距離(銀河系の場合)

• 銀河系の星の数 \(\sim 10^{11}\)個
• 銀河系の体積 \(\sim \pi \times \left( 10\mathrm{kpc}\right)^2 \times 300 \mathrm{pc}\)
• 星の平均密度 \(\sim 0.94個/\mathrm{pc}^3\)

星と星との平均距離はおおよそ\(1\mathrm{pc}\)

銀河がすれ違う時の星の衝突確率

• \(1\mathrm{pc} = 2.1\times 10^{5} \mathrm{au}\)
• \(1\mathrm{pc}\) 走る毎に \(1\mathrm{pc}^2 = \left( 20万 \mathrm{au} \right)^2\)以内を星が1個通過
• \(100 \mathrm{au}\)以内を星が1回通過するためには\(\left( 20万 \mathrm{au} \right)^2 / \left( 100 \mathrm{au} \right)^2 = 4\times 10^6 \mathrm{pc}\)走る必要
• \(1000 \mathrm{au}\)以内としても\(40\mathrm{kpc}\)走る必要

(普通の)星同士はまずぶつからない

アンドロメダ銀河との衝突合体

Visualization Credit: NASA, ESA, and F. Summers (STScI)

Simulation Credit: NASA, ESA, G. Besla (Columbia University), and R. van der Marel (STScI)

アンドロメダ銀河との衝突合体

アンドロメダ銀河との衝突合体

Image: NASA / STScI

おとめ座超銀河団

Andrew Z. Colvin via Wikimedia commons

局部超銀河団

Action Dynamics of the Local Supercluster from Daniel Pomarède on Vimeo.