第2章　銀河天文学の基礎概念と観測量.

Presentation on theme: "第2章　銀河天文学の基礎概念と観測量."— Presentation transcript:

1 第2章　銀河天文学の基礎概念と観測量

2 2.1 等級とバンド（測光システム）

3 m1 – m2 = – 2.5 log (f1 / f2) = – 2.5 [ log f1－ log f2 ]
等級の定義： Pogsonの式 m1 – m2 = – 2.5 log (f1 / f2) = – 2.5 [ log f1－ log f2 ] - フラックスf は特定の波長で測定する（厳密には等級は波長毎に決まる）。 - Pogsonの式は、等級差だけ定義しているので、等級の絶対値を決める には、原点（どのフラックスを0等級にするか）を決める必要がある。 VegaのSED 等級のゼロ点(1): 標準システム - Vega(αLyr)を全ての波長で0等級とする。 mλ = – 2.5 [ log fλ- log fλ (Vega) ] fλ (Vega) = (3.44±0.05)x10-9 ergs cm-2 s-1 Å-1 at λ=5556Å 等級のゼロ点(2): AB等級 - 最近広く使われるようになった。物理単位との変換が容易。 mν = – 2.5 log fν　(ergs cm-2 s-1 Hz-1) －　48.60 ( fλ とfν　の違いに注意; c = νλ, fλ = fν dν/dλ = c/λ2 )

4 λeff = ∫λR(λ)dλ/ R(λ)dλ
バンド（測光帯域） 実際には、単色波長での等級を測るのは現実的でないので、ある波長幅のバンドを透過した光の強度を使って等級を測る。このとき、上記のフラックス f は、各波長に対してそのバンドのResponse Function（相対感度曲線）R(λ)の重みをつけた平均波長（有効波長λeffでの値と考える。 λeff　　= ∫λR(λ)dλ/ R(λ)dλ Response Function R(λ) は、検出器の分光感度、望遠鏡から検出器ま での光学系の反射・透過特性、大気の吸収特性で決まる。 さまざまなバンド ジョンソンシステム（U，B，V)は光電管の時代からあるもっとも基礎的なもの。CCDの時代になって、赤いバンドが導入された。スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS)のバンドは広く使われるようになった。バンドで測定する場合の等級の表式は、 mB = – 2.5 [ log ∫fλRB(λ)dλ － log ∫fλ(Vega)RB(λ)dλ ] のように添え字B等をつけてバンドの種類を表す（mBを単にBなどと書く場合もある）。RB(λ)はBバンドのResponse Functionであることを表す。

5 ベガ等級とAB等級の変換 UAB = UVega ＋ 　　 BAB　 = BVega 　－ VAB = VVega ＋ 　　 Rc,AB = Rc,Vega ＋　0.169 Ic,AB = IVega ＋　 　 JAB 　= JVega 　＋　0.885 HAB = HVega ＋　 　　 KAB　 = KVega 　＋　1.844 参考：　Fukugita, Shimasaku, Ichikawa 1995, PASP, 107, 945 Hewett et al. 2006, MNRAS, 367, 454

6 2.2 星に関する観測量 6

7 星の位置・速度・固有運動 v = (vr2 + vt2)1/2 (vt) (vr) 銀河座標 (l, b)
視線速度 接線速度と固有運動の関係 Vt = 4.74 μ d （km/s） （”/年） （pc） 銀河座標　(l, b) 銀経　l : 　 0° ° 銀緯 b : -90° °

8 年周視差と視差楕円 r (pc) = 1 / π (’’) 位置基準星 黄緯一定の線 視差楕円。破線は負の視差を表す。
距離 年周視差 視差楕円。破線は負の視差を表す。 局所的な観測では、視野中の最低1個の星の距離がわかっている必要がある。 r (pc) = 1 / π　(’’) （分光視差、力学視差）

9 力学視差 a3/T2 = m1 + m2 α = a p （aは天文単位） α p = T2/3 ( m1 + m2 )1/3
実視連星 (visual binary) ケプラーの第3法則 a3/T2 = m1 + m2 2α (2a) （m1, m2は太陽質量単位） 視差　p （秒） 見かけの軌道長半径　α（秒） m1 m2 α　=　a p 　（aは天文単位） p = α T2/3 ( m1 + m2 )1/3 観測 推定

10 スペクトル型（ハーバード分類） 粟野他　「宇宙スペクトル博物館」 裳華房

11 スペクトル型 大脇他、「天文資料集」　東大出版会 O9 B0.5 B5 A0 A5 F0 F5 G0 G5 K0 K3 M2

12 Oh, Be A Fine Girl. Kiss Me Right Now. Smack!
興味のある人のために 岡村定矩　「銀河系と銀河宇宙」　東大出版会　(1999) Oh, Be A Fine Girl. Kiss Me Right Now. Smack!

13 星の光度階級(I – VII) スペクトル線の 絶対等級効果 粟野他 「宇宙スペクトル博物館」 裳華房
粟野他　「宇宙スペクトル博物館」 裳華房 主系列星は巨星より表面重力が大きく大気の密度も高いため線幅が広がる 吸収線の幅が異なる 星の光度階級(I – VII)

14 HR図上の星の光度階級 星の半径との対応 MK分類 O5Ib, A0V, K5II-IIIなど 光度階級 大脇他 「天文資料集」 東大出版会
10 1 0.1 0.01 半径=100 1000 太陽半径を単位 光度階級 metal poor stars 大脇他　「天文資料集」　東大出版会 MK分類　O5Ib, A0V, K5II-IIIなど

15 分光視差 m - M = 5 log r (pc) - 5 MK分類 O5Ib, A0V, K5II-IIIなど

16 2.3 星の種族と分布

17 星の種族の発見 NGC 185の最も明るい星は赤い星だった！ 楕円銀河 NGC 185 Baade 1944, ApJ, 100, 147
赤に感じる写真乾板で撮影(1943) 4 時間露出 NGC 185の最も明るい星は赤い星だった！ 楕円銀河　NGC 185

18 Baadeによる星の種族の概念図 種族II 種族I NGC 185には、太陽近傍にある青くて明るい星がなかった。
Baade 1944, ApJ, 100, 147

19 色ー等級図 種族 I 種族 II

20 観測技術の進歩 Hesser et al. 1987, PASP, 99, 739 限界等級と主系列の幅に注意 1977 1983 1987
PE: photoelectric (photometry) PG: photographic (photometry) SIT: silicon intensified target tube CCD: charge coupled device RICHFLD, DAOPHOTO: 星の測光ソフトの名前 V (B-V) (B-V) (B-V)

21 種族の概念の整理 種族I（Population I） 種族II （Population II)
（最近は細分化した概念はあまり使われない） 種族I（Population I） ディスク成分（Disk Component: Pop. I） ・渦巻き腕種族 (Spiral-arm population) ・若いディスク種族 (Young Disk population) ・中間ディスク種族 (Intermediate Disk population) ・最古のディスク種族 (Oldest Disk population) 種族II （Population II) 楕円体成分 (Spheroidal Component: Pop. III) ・ハロー種族 (Halo population) ・中間種族 (Intermediate population) ・バルジ種族 (Bulge population) 種族 III （Population III ） 宇宙で最初にできた星（未発見） 重元素を全く含まない星

22 Pop. III 天体を探す HE0107-5240 という星 [Fe/H] = －5.3 +/- 0.2 重元素が太陽の20万分の1
Hamburg/ESO objective prism survey (HES) for metal-poor stars They are the local relics of epochs otherwise observable only at very high redshifts. Christlleb et al. 2002, Nature, 419, 904

23 [Fe/H]は、HE0107-5240の半分 両星とも組成が異常
すばるの成果 Frebel et al. 2005, Nature, 434, 871

24 2.4 恒星系の複合スペクトル

25 銀河や星団は莫大な数の恒星の集合体（恒星系）
・恒星系のスペクトルはそれら個々の星のスペクトルが合成されたComposite Spectrum ・構成する星の種族（年齢、重元素量など）の違いによってスペクトルの特徴が変わる ・スペクトルのエネルギー強度分布に注目する場合、Spectral Energy Distribution (SED) という言葉がよく用いられる。 （SED fitting　という言葉もある）

26 SED Library 球状星団 散開星団 銀河系の球状星団と散開星団のSED 種族合成モデル（古典的方法） metallicity
大 若い 銀河系の球状星団と散開星団のSED Bica & Alloin 1986, Astr. Ap., 162, 21 種族合成モデル（古典的方法） 年齢とmetallicityの違う様々な星団のSEDを組み合わせて銀河のSEDを再現するモデル metallicity 年齢 銀河進化モデル 星の進化をコンピュータで計算し、観測と合致するようなSEDを持つ銀河の星生成史等を推測する 小 古い

27 銀河のSEDの例 4000Å　break Coleman, Wu, Weedman 1980, ApJS, 43, 393

28 超高光度赤外線銀河 (ULIRG: Ultra-Luminous Infrared Galaxy)
赤外域で可視光域よりも遙かに多量のエネルギーを放射する銀河。 星生成活動が活発だがダスト（塵）に隠されて可視光ではよく見えない。 若い星から出る大量の紫外線をダストが吸収し、赤外域に強度のピークを持つ熱放射として再放出している。

29 Population Synthesis （種族合成）
古典的手法 さまざまな年齢と重元素量を持つ星団のスペクトルを組み合わせて銀河のスペクトルを合成する。 最近の主流 Evolutionary method of population synthesis コンピュータの中で多数の星を作り、星の進化を計算して、スペクトルを時間の関数として計算する。 初期質量関数 (IMF) と星生成史がinput parameters 単一爆発モデルのSEDの時間変化

30 Age-Metallicity Degeneracy
Worthey 1994, ApJS, 95, 107 年齢の違いと重元素量の違いが3/2の関係にある二つの恒星系のSEDは区別ができない。区別するにはスペクトル線強度などを使う。

31 （実際には星間物質も考慮する必要がある）
演習：　B型主系列星、G型主系列星（太陽と同じ）、M型主系列星が個数にして 　　　　　1:9:30の割合で存在する銀河の質量ー光度比を計算せよ。さらに、 　　　　　これにK型赤色巨星(10)が加わった1:9:30:10の銀河の質量ー光度比 　　　　　を計算せよ。（ここではとりあえず星間物質は無視する）

32 2.5　星間物質と星間吸収

33 星間吸収の存在 星団の直径から推定した距離 分光視差から推定した距離 Trumpler 1930, PASP, 42, 214
100個の散開 星団のデータ 星間吸収にほとんど影響されない m – M = 5log r - 5 こちらが大きく求まる 分光視差から推定した距離

34 　　可視光 木曽観測所 遠赤外線（140μm） 　AKARI衛星 　　　CO輝線強度 （野辺山宇宙電波観測所）

35 超高温の希薄なガス　（T>105 K, n~0.01 cm-3）
高温の電離ガス　 （T~8x103 K, n~ cm-3） 低温度の原子（HI）ガス　（T~100 K, n~10-100cm-3） 冷たい分子ガス　 （T~20 K, n>500 cm-3) Myers 1978, ApJ, 225, 380

36 星間物質の代表的存在形態 冷たい分子ガス　（T~20 K, n>500 cm-3) 電波（ミリ波サブミリ波）の放射や光の吸収でその存在 がわかる。Giant Molecular Cloud (GMC; 　Msun, L~100pc）, Dark Nebulae,　Reflection Nebulae ２．　低温度の原子（HI）ガス　（T~100 K, n~ cm-3） HI gasは21cm電波輝線で検出 ３．　高温の電離ガス　（T~8x103 K, n~ cm-3） Hα輝線でよく見える。電波も放射。 HII Regions (Diffuse Nebulae） ４．　超高温の希薄なガス　（T>105 K, n~0.01 cm-3） X線の放射でその存在がわかる。Hot Bubble

37 星間吸収（星間ダストによる吸収） mλ – Mλ = 5 log r – 5 + Aλ
mλ– Mλ: 　(apparent) distance modulus （みかけの距離指数） (m– M)0 : 　(true) distance modulus （真の距離指数） B = B0 + AB V = V0 + AV 吸収は波長（バンド）によって異なる 観測等級 本来の等級 吸収分 B – V = (B – V)0 + AB – AV 　　　 = (B – V)0 + E(B-V) Color Excess （色超過） AV RV = E(B – V) Ratio of total to selective absorption RV ～ 3

38 吸収曲線（減光則）は普遍的か？ 銀河によって（銀河系内でも視線方向によって）違うが、どれくらいどのように違うかはよくわかっていない。
観測データ SMC LMC モデル予測 A(λ)/E(B-V) 銀河系 波長(λ) 銀河によって（銀河系内でも視線方向によって）違うが、どれくらいどのように違うかはよくわかっていない。 銀河進化モデル（後出）で、宇宙初期の銀河の進化などを研究する際の大きな不定性の一因である。 Calzetti et al. 1994, Ap.J., 429, 582

39 二色図に見られる星間吸収（赤化）の影響 青 reddening vector ~ 0.72 + 0.05 E(B – V) U – B 赤
E(U – B) / E(B – V) ~ E(B – V) U – B 演習：　ある散開星団のVバンドにおける見かけの距離指数は (m-M)V = 10.2 (mag) である。星団のメンバーの色超過を測定したところ E(B-V)=0.04 (mag) であった。RV=3としてこの星団までの距離を求めよ。 赤 Nicolet 1980, A.&Ap. Suppl., 42, 283. 青 B – V 赤

40 遠赤外線（100μm）の全天強度マップ Schlegel et al. 1998, Ap.J., 500, 525
South North 吸収の「窓」　Baade Window (0.9,-3.9), Lockman Hole (150.5, 53), … 吸収量のcalculator (NED)

41 全天の星間吸収量マップの歴史 (1) ダストは銀河面に薄く分布している  数式によるモデル ハッブル定数を めぐる大論争
(1) ダストは銀河面に薄く分布している　 数式によるモデル Sandage 1973, Ap.J., 183, 711 de Vaucouleurs et al. 1976, RC2 Catalog ハッブル定数を めぐる大論争 引用数 1945 (2) 銀河計数＋HIガスの柱密度 Burstein & Heiles 1982, A.J., 87, 1165 (3) IRASによるダストの赤外線放射 引用数 6784 Schlegel et al. 1998, Ap.J., 500, 525 2011/9/26 現在

42 2.6 重元素と星生成活動

43 すべての元素は宇宙でできた (1) ビッグバン直後の3分間 (2) 星の中心部 と 超新星爆発 H, He, Li, Be （軽元素）
ベテルギウス (2) 星の中心部　　　　と　　　超新星爆発 0.06” ホウ素(B),炭素（C）より重い元素 43

44 軽元素、重元素（金属） ・ 天文学では一般に、 H, Heより重い元素を「重元素」という。
・　化学における定義とは異なるが、重元素を「金属」とも呼ぶ。 　　　金属　=metal、　　　重元素=heavy elements 　　　金属量=metallicity、重元素量=heavy element abundance ・　ただし、場合によっては、「重元素（金属）」が、C（炭素）より 　　重い元素を指すこともある。 星の内部や超新星爆発で作られた （ビッグバン直後には無かった） ・　これに対し、「軽元素」（D, 3He, 4He, 7Li, 7Be）という言葉 　　も使われる。 ビッグバン時の元素合成で出来た （SBBN）

45 銀河の中では星の輪廻転生の物語が繰り広げられている。
ガス 重元素 超新星残骸 原始星からのジェット 星はガスから生まれて一生の終わりに大部分ガスに戻る。 ガス中の重元素は増加 惑星状星雲 銀河の化学進化 45

46 大マゼラン雲 UK Schmidt 望遠鏡による写真 Hα線 可視光 （熱いガスがよく見える） 46

47 重元素量の表現法とその意味 (1) 原子の個数比による表現 (2) 重量比による表現
[X/H] = log N(X)/N(H) － log {N(X)/N(H)}sun 例：　[Fe/H],　 [Mg/Fe], …　 [Fe/H]=－2 なら鉄原子の（相対）存在比は太陽の1/100 (2) 重量比による表現 X:　水素の重量割合 Y: ヘリウム の重量割合 Z: 重元素の重量割合 　　 　X+Y+Z=1 銀河の（場所ごとの）重元素量は、その銀河の（場所ごとの）星生成活動の歴史を示す重要な指標である。

48 太陽系の元素組成 理科年表 2005 宇宙組成(cosmic abundance) と言うことがある
理科年表　2005

49 紫外超過（Ultraviolet Excess)
紫外線波長域には重元素（金属）の吸収線がたくさんある 重元素が少ないと吸収が少なく、紫外線領域で明るい

50 紫外超過 = δ(U – B) 星の重元素量の指標 （測光データだけで分かる）

51 2.7 ミッシングマスからダークマターへ

52 運動 力学質量 重力 この差がミッシングマス 光学質量 Dynamical mass Luminous mass こちらの方が だいぶ大きい
（星の速度を測る） 力学質量 ビリアル平衡 Dynamical mass この差がミッシングマス 星（とガスなどの星間物質）の質量を足し合わせる 光学質量 Luminous mass

53 太陽近傍のミッシングマス ρstar(0)～0.059 Msun/pc3 +ρgas(0)～0.030Msun/pc3
ρlum(0)～0.089 Msun/pc3 ρdyn(0)～0.148 Msun/pc3 ～50%の質量がmissing! (Oort 1962, 1965)

54 銀河団のミッシングマス 質量ー光度比 γ=500

55 ミッシングマスからダークマターへ 1980年代 ミッシングマス：どの分野にもあるちょっと不思議な問題
・　渦巻き銀河のFlat Rotation Curve、楕円銀河の 　　X線ハロー ・　インフレーション理論の予想する平坦な宇宙（Ω0=1） ・　素粒子的宇宙像の開花 　　（超対称性粒子：アクシオンなど） 1980年代 ダークマター：天文学・物理学の根幹をなす基本的な問題

56 渦巻銀河の回転曲線

57 スリット 渦巻銀河の回転曲線 スリット 予想外の結果 ほぼ一定！ 波長 赤 青 Hα [NII] 半径 予想

58 Rubin et al. 1980, Ap.J., 238, 471.

59 渦巻銀河の平坦な回転曲線 (Flat Rotation Curve) ほとんど全ての渦巻き銀河で同じ現象が見られる
パリティ　2007年7月号　(V.C.Rubin, Physics Today, Vol. 59, No.12, 2006) ほとんど全ての渦巻き銀河で同じ現象が見られる Rubin et al. 1980, ApJ, 238, 471 59

60 平坦な回転曲線はダークマターがある証拠 ケプラー運動 v r ～一定 重力 遠心力 v r M m M(r) m
M(r)が r と ともに増加 ダークマター に包まれている

61 楕円銀河のX線ハロー 高温ガス（数千万度）が星の ２倍外側まで広がっている NGC 4555
40’ 8’ NGC 4555 X線（Chandra衛星） ガスを引き留めるには光学質量 より遙かに大きな質量が必要 可視光（パロマーシュミット望遠鏡）

62 ダークマターの存在が確立 国際天文学連合(IAU)が 1985年にプリンストンで 開催した研究会集録
すべての銀河は ダークハロー（ダーク マターのハロー）に 包まれている ダークマターの存在が確立

63 ダークマターの存在を示す新しい証拠：重力レンズ
This is main purpose… Let’s move on the next topic, which is the gravitational lensing. And this is indeed the main science we IPMU are trying to do in coming years. This beautiful pictures are for famous massive cluster of A2218, taken by HST. Orange color blobs are member galaxies of this cluster. And you can clearly find many largely deformed images of background galaxies, due to gravitational lensing.

64 銀河団のmergingの現場 Bullet cluster (1E0657-56)
ダークマター存在の直接証拠(!) 　　(2007年のプレスリリース） Markevich et al. 2002, ApJ, 567, L27

65 Average DM distribution of galaxy clusters
Research highlights Average DM distribution of galaxy clusters Okabe, Takada et al. 2010 Okabe, Takada et al in prep. Have obtained Subaru data of all the 52 previously-known, X-ray luminous clusters in 0.15<z<0.3 This project started in 2005; it has taken 6 years so far 東大IPMU高田昌広氏のスライドを借用

66 Testing CDM model with WL
Research highlights Testing CDM model with WL Subaru measurements. Okabe, Takada+ 11 Excellent agreement between WL measurements and CDM simulations 東大IPMU高田昌広氏のスライドを借用