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東京大学天文学教育研究センター 博士課程３年 中西 裕之
天の川銀河ガスディスクの ３次元構造 東京大学天文学教育研究センター 博士課程３年 中西 裕之
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CONTENTS 1. HIガス分布でみる天の川銀河 2. COガス分布でみる天の川銀河 3. ALMAでの観測提案
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HIでみる天の川銀河
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HIで探る天の川 1. 利点 HIガスは銀河全体の構造を探る良いトレーサー
1. 利点 HIガスは銀河全体の構造を探る良いトレーサー (I)銀河全体に分布、(II)吸収を受けにくい、(III) 視線速度の情報有 2. 現状 新しいサーベイが次々とアーカイヴ化 最新データ：Leiden-Dwingelooサーベイ(Hartmann & Burton, 1997) (I) 高感度 (0.07 K) (II) 広範囲 (全銀緯） (III)細かいグリッド間隔（0.5度以下） 3. 過去のHIマップの改善点 天の川銀河全体の３次元マップ化 Outer rotation curveのupdate
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DATA（その１） HI Survey Data
Leiden-Dwingeloo survey (Hartmann & Burton, 1997) 0.5° < l < 240°, °<b<10° (Δl ,Δb = 0.5°), HPBW=0.6° , ΔVr=1.03km/s Parks survey (Kerr et al. 1986) 240.5° < l < 350°, -10°<b<10°(Δl=0.5°,Δb=0.25°), HPBW=0.8°, ΔVr=2.km/s NRAO Galactic Center survey (Burton & Listz, 1983) 350°<l<359.5°, -10°<b<10 °, (Δl ,Δb = 0.5°), HPBW=0.4°, ΔVr=5.5km/s
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DATA（その２） Rotation Curve inner Galaxy : Clemens(1985)
outer Galaxy : Dehnen & Binney (1998) R0=8.0kpc, V0=217km/s
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METHOD（その１） 1. Tb(l,b,Vr)→ nHI(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 l l,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 → HI密度nHI[cm-3] = 1.82 ×1018 Tb dVr/Δr 同じ視線速度 を与える点が ２点存在
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METHOD（その２） 2. Inner Galaxyの距離不定性問題 z方向の分布のモデル（Spitzer 1942）を導入
nHI[cm-3]=nHIo sech2((z – zo)/h nHI[cm-3] = (nHIo1 sech2((r1 tan b – zo1)/h ＋nHIo2 sech2((r2 tan b – zo2)/h))/cos b (nHIo1, zo1 , nHIo2, zo2)をfittingで決定 観測 Total HI column density [cm-2] Near point Far point 銀緯 ｂ
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RESULTS/Log Spiral Arms
Column density map 銀河中心周りの角度 Log R Phase-diagram Lopsided-disk Perseus arm １８° Outer arm ７° Sagittarius-Carina arm １１° Spiral arms
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Midplane-Displacement
Vertical sliced map Outer Disk : ・warpingと呼ぶ ・Θ=８０°、２６０°で顕著 ・warpingはR=12kpc付近 （星のディスクの外縁）から 外側で顕著となる Inner Disk: ・inner diskも銀河面に対して 傾いている (tilted disk) （図はＲ＝５ｋｐｃ）
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HIディスクの厚み HIディスクの厚みは (ii) HIディスクの厚みは arm-interarm間で変化 銀河中心から離れるほど 増加
銀河中心から離れるほど 増加 (ii) HIディスクの厚みは arm-interarm間で変化 厚い 薄い Interarm Arm 密度
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３-D HIディスク
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HIで見る天の川銀河：まとめ ３本のLogarithmic spiral arm(Sagittarius, Perseus, Outer arm)をトレース Lopsided HI disk HI diskのmidplane-displacement HIディスクの厚み 銀河中心から離れるほど増大、 armで薄くinterarmで厚い
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COでみる天の川銀河
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ＣＯで見る天の川 1. 利点 COは銀河中心部の構造を探る良いトレーサー (I)銀河中心部に分布、(II) 視線速度の情報有 2. 現状
1. 利点 COは銀河中心部の構造を探る良いトレーサー (I)銀河中心部に分布、(II) 視線速度の情報有 2. 現状 80年代以降、全天サーベイが次々とアーカイヴ化 例：コロンビア サーベイ(Dame et al. 2001) ただし COマップは 1例のみ Clemens, Sanders, & Scoville(1988) 天の川銀河全体の3次元COマップ → 初の試み
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COで見る天の川銀河 DATA： コロンビアサーベイ Dame et al. （2001） 手法： HIと同様
分子ガスマップ DATA： コロンビアサーベイ Dame et al. （2001） 手法： HIと同様 ・第一象限にはClemensの 5 kpc ring、Perseus arm が確認できる ・第4象限の分子ガス分布が 初めて明らかになった ・5 kpc ringは第４象限まで つながっていないようである
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COで見る天の川銀河 Midplane-displacementが見られる
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COで見る天の川銀河：まとめ 初めて天の川銀河全体の分子ガス分布を 調べた ５ｋｐｃ ring、Perseus armをトレース
調べた ５ｋｐｃ ring、Perseus armをトレース ５ｋｐｃ ringは第４象限まで伸びてはいない CO diskでもMidplane-displacementが見られた
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ALMAでの観測提案
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近傍Edge-on銀河の観測 ・目的 ・ガスディスクの鉛直方向の構造解明
・ガスディスクの鉛直方向の構造解明 ・tilted disk, scale-heightの変化は渦巻き銀河に一般的か ・その起源を解明 （磁場強度との相関等） ・背景 ・inner diskの傾きの振幅、scale-heightは100 pc程度 ⇒系外銀河では観測が難しかった （2” ・天の川銀河では距離の決定にモデルが介在
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近傍Edge-on銀河の観測 ・観測ターゲット 近傍edge-on銀河 name 距離(Mpc) 赤緯（°） N55 1.3 -39
例: 近傍NGC銀河トップ5
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近傍Edge-on銀河の観測 ・ Scoville et al. (1993)のNGC891の観測と
同等のrms (0.4 K)を達成するには ・周波数： 115GHz ・速度分解能：10km/s ・角度分解能： 0.2” (10 の時、１視野あたり６時間積分が必要。 5-10視野で 30-60時間を要求。
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まとめ ・HI・COサーベイデータを用いて天の川銀河の３次元的構造を調べた
・銀河面と垂直方向の構造が興味深い （ Midplane-displacement、scale-height) ・渦巻き銀河の一般的な垂直構造を明らかにする上で近傍edge-on銀河の網羅的CO観測が面白い ・５銀河を０．２”分解能で観測するために３０－６０時間が必要
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天の川銀河の構造について これまでの研究 1. HIサーベイによる研究 Oort et al. 1958 2. HII領域
Kerr et al. 1973 Burton & te Lintel 1985 2. HII領域 Georgelin & Georgelin 1976 3. 408MHz continuum Beuermann et al. 1985 4. COサーベイ Clemens et al 1985 5. COBE(NIR,FIR) Drimmel & Spergel 2001
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Scale-height ・静水圧平衡の場合scale-heightは と書ける。 arm-interarm間で最大3倍 以上違う。
と書ける。 arm-interarm間で最大3倍 以上違う。 → arm-interarm間でディス クでの質量密度が９倍 以上も違うのは不自然。 → 静水圧平衡（重力、圧力のみ）で 説明するのは難しそう。
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