宇宙科学I (文科生)

銀河の誕生と進化

土井靖生

2019/12/27

今回のポイント

銀河には大別して「渦巻き銀河」と「楕円銀河」がある
- 「渦巻き銀河」は星を作る
- 「楕円銀河」は星を作らない
「渦巻き銀河」が衝突合体して「楕円銀河」となる
- 衝突合体の際には「スターバースト銀河」となる
それぞれの銀河の中心に大質量ブラックホールが一つずつある

系外銀河 (galaxies)

星を産む銀河と星を産まなくなった銀河

渦巻き銀河 (spiral galaxies)

Image Credit: FORS, 8.2-meter VLT Antu, ESO

楕円銀河 (elliptical galaxies)

NASA, ESA, and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA); J. Blakeslee (Washington State University)

渦巻き銀河と楕円銀河の特徴

渦巻き銀河
- ガスが存在
- 青い
- 星形成活動あり
- 楕円銀河よりやや軽い
楕円銀河
- ガスが少ない
- 赤い
- 星形成活動なし
- 渦巻き銀河よりやや重い

Schawinski, Urry, Simmons, et al. 2014, MNRAS, 440, 889

赤い銀河と青い銀河

Lintott, Schawinski, Slosar, et al. 2008, MNRAS, 389, 1179

様々な銀河

Source image: futurism.com

小さな銀河

矮小銀河 (dwarf galaxies)

ESA/Hubble and Digitized Sky Survey 2

ESA/NASA/JPL-Caltech/STScI

小さな銀河程金属量が少ない

矮小銀河
- ガスが存在(豊富)
- これまでの星形成活動は少
- 現在は活発な星形成活動の場合あり

Hidalgo 2017, A&Ap, 606, A115

活動的な銀河

星形成率と星質量の関係

CANDELS Collaboration

スターバースト銀河 (M82)

Adam Block/NOAO/AURA/NSF

N.A.Sharp/NOAO/AURA/NSF

NASA/JPL-Caltech/STScI/CXC/UofA/ESA/AURA/JHU

大光度赤外銀河

大光度赤外銀河と銀河衝突

NASA/ESA/STScI/AURA (The Hubble Heritage Team) - ESA/Hubble Collaboration/University of Virginia,

Charlottesville, NRAO, Stony Brook University (A. Evans)/STScI (K. Noll)/Caltech (J. Westphal)

衝突銀河に於ける星形成

Credit: Robert Gendler

NASA/ESA

銀河の距離指標

「距離はしご」(Distance ladder)

\(\leq\) 数kpc：年周視差(三角測量)
\(\leq\) 数Mpc：セファイド型変光星
\(\leq\) 数百Mpc: Ia型超新星
より遠方：宇宙膨張による後退速度

Czerny, Beaton, Bejger, et al. 2018, Space Science Reviews, 214, #32

銀河の“赤方偏移”

遠くの銀河ほど早い速度で遠ざかる
ドップラー効果により、光の波長が伸びる(“赤くなる”)
- 赤方偏移 (cosmological redshift)

\[\begin{align} z &= \frac{観測される波長 - 静止系の波長}{静止系の波長} \\ 1 + z &= \frac{観測される波長}{静止系の波長} \simeq \frac{現在の宇宙の大きさ}{光が輻射された時の宇宙の大きさ} \end{align}\]

赤方偏移と天体の年齢との関係

<span style="font-size:16px;position:relative;top:-50px">[Planck collaboration *et al.* 2016, *A&A*, **594**, A13](https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2016/10/aa25830-15/aa25830-15.html) の結果に拠る</span>

Planck collaboration et al. 2016, A&A, 594, A13 の結果に拠る

銀河の進化と星形成史

銀河系とアンドロメダ銀河との衝突合体(再掲)

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

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

銀河の「ダウンサイジング」
(Galaxy “down-sizing”)

Bundy et al., 2006, ApJ, 651(1), 120–141

渦巻き銀河から楕円銀河への進化

大きな銀河と小さな銀河の衝突 \(\to\) バルジ形成
- 小さな銀河が大きな銀河に飲み込まれる
大きな銀河同士の衝突 \(\to\) 楕円銀河へ進化

Lintott, Schawinski, Slosar, et al. 2008, MNRAS, 389, 1179

INSPIRE High Energy Physics information system

星形成史

Spinoglio et al. 2017, PASA 35, e057

銀河の星形成をストップさせる要因

銀河の星生成率
- 様々な年代の比較には単位体積辺りの星生成率を使う「星生成率密度」\(\mathrm{M}_{\odot}~\mathrm{yr}^{-1}~\mathrm{Mpc}^{-1}\)
銀河の星生成率は宇宙が \(20億 \sim 30\) 億歳のころがピーク
- 銀河合体が主因と考えられているが、まだ確定ではない
その後星生成率は減少
- この頃の銀河質量の半分はガス。従って星を作る材料は十分ある筈。
- 「星生成抑制問題」

SPICAによる観測

星形成の盛んだったころの銀河を観測、星形成をトリガーする要因・ストップさせる要因を解明
星間塵により隠された星形成銀河の観測 \(\to\) 赤外線

日欧共同の赤外線天文衛星計画
2030年ころの打ち上げを目指す
- 欧州宇宙機構(ESA)の3つの候補のうちの1つ
- 2021年に最終選抜予定

SPICA team

銀河のもう一つの活動性

M87中心核からのジェット

Credits: NASA, ESA and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA);

Acknowledgment: P. Cote (Herzberg Institute of Astrophysics) and

E. Baltz (Stanford University)

Credits: NASA and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

活動銀河中心核
(Active Galactic Nuclei: AGN)

中心部に明るい「核」が存在
高温で電離された原子の出す輝線の検出
輝線の“幅”が広い \(\to\) ガスが激しく運動している
3C273の輝線の“赤方偏移” \(z=0.185\) (約20億光年)
- 銀河中心核の輝度 \(L=2\times 10^{12}\ \mathrm{L_\odot}\)

William C. Keel Chris Mihos

AGNのエネルギー源

活動領域の大きさ：1光年以下
- 3C48の例：数ヶ月程度の短い時間で明るさが変動
  \(\to\)領域の大きさは「数光月」以下
狭い領域から\(\geq 10^{12}\ \mathrm{L_\odot}\)のエネルギーを放射
\(\to\) ブラックホール (エネルギー変換効率\(10\sim 40\)%)
質量降着率 \(\sim 1\ \mathrm{M_\odot\ yr^{-1}}\)
輻射圧とブラックホールの引力との釣り合いで明るさの上限が決まる エディントン光度 (Eddington luminosity)
エディントン限界 (Eddington limit)
- \(1\ \mathrm{M_\odot} \leftrightarrow 3\times10^4\ \mathrm{L_\odot}\)
- \(3\times 10^7\ \mathrm{M_\odot} \leftrightarrow 1\times10^{12}\ \mathrm{L_\odot}\)