1. 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

2. 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。

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

5. 55 Heller, Shlosman and Athanassoula (2007) numerical simulation of a nested barred galaxy model in a triaxial dark halo

6. outer and inner bars in our galaxy (Alard, C. A&Ap, v.379,.L44, 2001) outer bar (3.5kpc) http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/nov01/alard.en.shtml inner bar (>130pc) the COBE near infra-red the 2MASS survey image after subtraction of the density associated with the outer bar

7. 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

8. 88

9. 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. 10 e=0.25 e=0.5 e=0.66 inner bar の扁平度のちがい

11. 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

12. 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

13. 重力不安定性の線形解析との比較 図： M(<R) の時間変化 @

14. 14 critical density by tidal force

15. 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 1000-10^5 太陽質量の dense gas clump 15 200 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