第１２回 銀河とその活動現象 東京大学教養学部前期課程 2017年度Aセメスター　宇宙科学II 松原英雄（ＪＡＸＡ宇宙研）

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1 第１２回 銀河とその活動現象 東京大学教養学部前期課程 2017年度Aセメスター　宇宙科学II 松原英雄（ＪＡＸＡ宇宙研）

2 銀河の概観 １００億個～一兆個の星と星間物質のあつまり 星間物質：大部分は水素だが、１％は塵（固体微粒子）

3 銀河を大きさで分類 矮小銀河 通常銀河 巨大銀河 直径10 kpc以下、質量109M8以下 直径10－50 kpc、質量109-1012M8
我々の銀河系：　質量：太陽一千億個分 巨大銀河 直径50 kpc以上、質量1012M8以上 M8 太陽質量　 1.99×1030 kg 　

4 銀河の形態分類 不規則型 渦巻型 楕円型 棒渦巻型 提供: NASA/JPL

5 銀河の形態と色・HI含有量 Roberts & Heines 1994 中性水素質量と光度の比 楕円銀河中性水素ガスを殆ど含ます
晩期型銀河ほど星形成の材料が多い 楕円銀河：最も赤い Diskが優勢になるにつれて青くなる 不規則銀河：最も青い L8 太陽光度　 3.83×1026 W 　 5

6 すばる望遠鏡のとらえた爆発的な星生成の現場 （M82銀河）
銀河中心部での激しい星生成の結果、熱いガスが上下に噴出しています。

7 衝突中の銀河の可視（左）赤外線（右）画像
衝突によって星がうまれた ところのチリがあたためられて、 赤外線で明るく見えています。 （画像：ESA提供）

8 Blue: HST ACS SBC F140LP (Far-UV)
Green: ACS F435W (B-band) Red: NICMOS F160W (H-band)

9 活動的銀河核（AGN） 銀河中心に巣食う超巨大ブラックホール
への質量降着 ダストトーラス １型AGN ２型 AGN <1パーセク 画像提供：今西氏（国立天文台）

10 ＡＧＮの可視光スペクトル

11 ＡＧＮの紫外・可視スペクトル

12 活動銀河中心核のSED 電波の強いクェーサー 相対放射強度 nFn 電波の弱いクェーサー サブミリメーター ブレーク

13 第１２回の問題 銀河の星形成率(SFR)の指標として以下の三つを紹介した： 問12－1． の赤外線光度からSFRを求めよ。同じ銀河から
塵からの赤外線放射 　　　　 [M8 yr-1] 12.2) 水素再結合線（ Ha nm ) 　　　　 　 　　　(12.3) イオン禁制線 ( [O II] nm) 　　　 　　　　 　　　　 　(12.4) 問12－1． の赤外線光度からSFRを求めよ。同じ銀河から　　　 　　　　　　　　　　　　　水素再結合光度が観測されている。これをSFR に変換せよ。　　 問12－2．上でHa 線光度から求めたSFRがかなり小さい理由が、 銀 河の星形成領域からのHa 線が銀河を覆う塵の雲で減光されて いるためだとして解釈した時、塵の雲のAHa（ Ha線波長での減光 等級）及びAV（可視光減光等級）を求めよ（ただし、減光等級の波 長依存性を　　 　　 　とする）。 問12－3．12－2.から[O II] nmの波長での減光等級を求めよ。 またこの銀河から観測される[O II] 線光度はいくらか？ 太陽光度 ( L8): 3.83×1026 W　太陽質量(M8):1.99×1030 kg 　Vバンドの波長:　0.55mm