銀河系の多重棒状構造による 銀河中心へのガス供給と大質量星団形成究 北海道大学 理学研究院 宇宙物理学研究室 羽部 朝男 1. 研究の背景 銀河系の多重棒状構造および中心領域の特徴 2. 研究方法 モデルと数値計算法 3. 研究結果 シミュレーション結果 4. 解析と議論 ガス円盤の重力不安定性の線形理論との比較 5. まとめと今後の課題

質量の大きな若い星団 (r <30pc) 多数の X 線源 (r < 150pc) 大量の分子ガス ( within r < 200pc ) ー 銀河中心領域の特徴 研究の背景：銀河系中心領域の特徴 銀経 (°) 銀緯 (°) 〜 450[pc] 銀河系中心の分子ガス分布 (Sarabyn & Morris 1995) 銀河中心 Central Cluster (Genzel et al. 2003) 0.4[pc] Arches Cluster( 左 ) と Quintuplet Cluster( 右 ) (Figer et al. 1999) 0.6[pc] 1.2[pc] 銀河系中心で、この数百万年の間に爆発的 星形成が起きたことを示している。 多重棒状構造がガスを銀河中心数 10pc 以内に 集中させる可能性を研究。

棒状構造は銀河回転とは異なる角速度で回転 棒状銀河 NGC1300 棒状構造 (Outer bar) 太陽 8kpc 銀河系の模式図 より小さな棒状構造 ( Inner bar ) 銀河系の棒状構造 1pc=3.26 光年 Outer Bar(3.5kpc) と Inner Bar(200pc) ー 銀河系は棒状銀河 多重棒状構造 近傍の棒状銀河の〜 30% は多重棒状構造を もつ (Erwin and Sparke 02) 。 異なる角速度 ( 星の重力多体系の数値実験 ) 棒状構造 渦状腕

4 nested barred galaxies 1/3 of barred galaxies have inner bars (Laine et al. 02, Erwin and Sparke 02) P. Erwin 2004

55 Heller, Shlosman and Athanassoula (2007) numerical simulation of a nested barred galaxy model in a triaxial dark halo

outer and inner bars in our galaxy (Alard, C. A&Ap, v.379,.L44, 2001) outer bar (3.5kpc) inner bar (>130pc) the COBE near infra-red the 2MASS survey image after subtraction of the density associated with the outer bar

シミュレーション方法 計算領域 流体計算 ( セルサイズ ： 0.1[pc] 〜 220[pc] ) Logarithmic 格子： 5[pc] 〜 10[kpc] 2 次元極座標 AUSM 初期のガスの質量 Bissantz et al.(2003) 12 CO で観測した分子雲の銀経 - 視線速度図を再現するような Outer bar 、 Spiral Arms の重力ポテンシャル及びそれらのパターン速度を推定した研究。 Launhardt et al.(2002) 赤外線観測のデータから銀河系中心 500[pc] 以内の星＋星間物質の質量分布を 求めた研究。 model and numerical method 銀河系の重力ポテンシャルモデル 銀河中心領域を除く大局的な重力ポテンシャル 銀河中心領域の重力ポテンシャル 観測的な示唆 (Alard 2001) パターン速度は星の重力多体系の 数値実験から示唆される値 ガス物理 1) 等温ガス 2) ガスの自己重力・星形成は考慮していない 低温ガスを近似的に表す Inner Bar の影響を調べる Inner Bar の重力ポテンシャルモデルと を変えて計算

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Inner Bar がない場合 ( t=500Myr ) 結果 Inner Bar がある場合 ( t=500Myr ) 直線的な衝撃波 質量が非常に大きなガス円盤 銀河中心領域にはガスが少ない

10 e=0.25 e=0.5 e=0.66 inner bar の扁平度のちがい

ガス円盤の質量の時間変化 大きな質量増加 図：半径 20pc 以内の質量 M(<20pc) の時間変化 ガス円盤の質量は ガス円盤での星形成が期待される

ガス円盤の重力不安定性の線形解析 力学平衡にあるガス円盤の重力不安定性の線形解析から、 ：摂動の振動数 ：動径方向の波数 ：ガスの速度分散 ：ガスの表面密度 ： epicyclic frequency 上記の分散関係から以下が導かれる； 重力不安定の臨界表面密度 ガス円盤が重力不安定になる質量 最も成長率の大きな摂動の波長 回転するガス円盤 リングモード 最も早く形成されるガスクランプの質量 R 不安定

重力不安定性の線形解析との比較 図： M(<R)

14 critical density by tidal force

15 まとめ 銀河系に多重棒状構造を仮定し、ガス供給過 程を調べた 数値流体計算の結果 20 pc gas disk の自己重力不安定性 most unstable region : r ~ 10 pc ^5 太陽質量の dense gas clump pc gas ring 20 pc gas disk 、 10^6-7 太陽質量 コンパクトな大質量星団形成が期待される inner bar outer bar この過程の数値シミュレーション