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NGC4501:Gas dynamics in spirals
NGC 4501: gas dynamics in spirals 東京大学理学系研究科 天文学専攻・天文センター 小野寺幸子 銀河におけるガス中心集中 CO luminousな銀河 中心でGlobal exponential profileからの超過 高分解能干渉計観測で近年明らかに。 Sakamoto et al. (1999) Regan et al. (2001) BIMA SONG Sofue et al. (2002) Virgo 成因は？ Virgo galaxies･･･radial profile Sofue et al. (2003) Radial profile Single exponential profile→× 中心集中傾向 Regan et al. (2001) e-folding radius 中心部 re ~ 400 pc CO disk Re ~ 4 kpc 高 中心集中度 低 Barあり 分子ガスの中心集中度 R<500 pc 表面輝度 [Mpc-2] バーによる銀河中心部への ガス輸送 Barなし ディスク平均表面輝度 [Mpc-2] Sakamoto et al. 1999 ガスの中心集中度 Bar銀河＞非Bar銀河 NGC4501 (M88) RA 12h29m27.7s Decl. +14d41m46s 視直径 6.9′x 3.7′ おとめ座銀河団 形態 ＳＡ（ｒｓ）ｂ Arm class 9 [内側2本腕、外側複数腕] 中心活動 Seyfert 2 距離 16.1 Mpc 1″= 78 pc 1′= 4.7 kpc CO (J=1-0) map ~300pc ~5kpc 分解能 5.6″× 3.7″ 分解能 1.8″× 1.7″ 特徴（１） ガス中心集中度が高い Ｒ∼５００ｐｃ以内 表面輝度 293MΘ pc-2 ガス質量 2.3 ×108 MΘ 集中度 Σ(R < 500pc)/Σ(disk) = 27.6 (R < 500pc) Σ ・集中度とも 非Bar銀河の中では高め。 Bar によらないガス供給機構が働いているのでは？ 特徴（２） ガスの渦状腕 ガスのarmは星の腕の内側と一致。 BバンドではFlocculentに 分類されるが、 Kバンドではきれいな腕 CO on ２MASS K-band Deprojected & Unsharp-masked 特徴（３） 中心部ダブルピーク 渦状ダストレーン 付け根でのガス集中 N 36″ ∼2.8kpc ＨＳＴ ＷＦＰＣ２ Ｆ６０６Ｗ 速度場 Spider diagram (軸対称回転の速度場) 渦状腕由来の歪み：密度波を示唆 理論による観測理解： 渦状腕に支配されたガスの運動 ガス雲の軌道計算 1次の摂動解を求める ϕ (t ) = ϕ 0 (t ) + ϕ1 (t ) Φ ( R , ϕ ) = Φ 0 ( R ) + Φ1 ( R , ϕ ) R (t ) = R0 + R1 (t) 運動方程式（damped-orbit model; Wada 1994） 2 Φ0 d ∂Φ1 2 & & & − Ω + 2λR1 − 2 R0 Ω 0ϕ&1 = − R1 + 2 dR R ∂ R0 R0 粘性 回転系 & R 1 ∂Φ1 1 ϕ&&1 + 2Ω 0 =− 2 R0 R0 ∂ϕ R0 軌道計算結果 楕円軌道 端点近傍に沿って軌道混雑が生成 回転 軌道 与えた摂動ポテンシャル パラメータ：i=18.ε=0.03 モデルによる 速度場・強度分布の理解 観測結果 解析解 NGC4501中心部の ガスの運動は 渦状腕ポテンシャルで 理解される。 密度分布 速度場 Discussion: 角運動量輸送の可能性 グローバルな 角運動量の輸送メカニズム 非軸対称ポテンシャルによる重力トルク • 渦状腕/バーにおける衝撃（銀河衝撃波） トルクによる角運動量の変化 2π ∆J z = ∫ [R × (−∇Φ )]z R∆Rdψ 0 − ＋ ＋ − 重力トルクのローカル分布 重力トルクによる角運動量変化 回転角速度 Ω+κ/2 Ωｰκ/2 Ω Ωｐ 角運動量の変化の割合 NGC4501 i=17゜の場合 角運動量に得失あり 変化 1%未満 ILR2 CR ILR1 半径 OLR 参考 Bar (i=90゜)の場合 銀河衝撃波による 角運動量損失の見積もり 単純な近似 等温・斜め衝撃波 強い衝撃（M≫1） 円軌道 角運動量損失は ∆ J ~ sin 2 i NGC 4501 i=18゜の場合 16%の損失 銀河衝撃波でガスは落ちる！ Spiral にも “twin peaks” ∼500 pc Bar銀河に見られる “twin peaks” 流入したガスの 軌道混雑領域に生成 ILRと関連か 軌道混雑： COダブルピーク ｘ1軌道 従来の barモデル x2軌道 Spiral 中心集中度ー統計比較ー バー銀河で有意に 中心集中 （Sakamoto et al. 1999とconsistent） 銀河団環境効果は 見られない R<500 pc 表面輝度 [Mpc-2] 10000 0 0 1 = f 1000 0 1 f= 100 10 1 10 ディスク平均表面輝度 [Mpc-2] 100 まとめ 観測−軌道計算の比較 NGC 4501：ガスの運動は渦状腕ポテンシャルが支配 Flocculentな渦状腕も密度波で形成 理論的可能性の示唆 Barだけなく､渦状腕ポテンシャルによっても 中心集中に十分なガス供給が行われる 機構としては銀河衝撃波が主要 統計 Barの方がspiralよりも供給効率がよい 中心集中度に銀河団環境依存性は見られない グローバルなscaleでのガス供給は、もう大体わかった。 ALMAでの観測提案 中心部r<500pcに集まったgasの運命 銀河中心部星形成過程の解明 顕著な腕がない･･･星形成のトリガーは何？ 更なるinflow―AGN fuelingのメカニズム解明 →ALMAによる近傍銀河中心部（r<500pc）分子 雲scaleでのnuclear spiral観測が重要