Chap.5 銀河系の形成と進化

• Overview• Classical scenarios of Galaxy Formation

– ELS, SZ• Modern picture of Galaxy Formation

– Formation of the stellar halo• Formation of the thick disk• Formation of the thin disk

1

冷たい暗黒物質の階層的合体による銀河形成

明るい部分はごく中心部のみ

銀河のダークマターの分布ダークマターの集積過程

5.1 Overview

2

銀河系古成分の空間分布

ハロー 球状星団105Msun

ハロー星

厚い円盤バルジ

バルジ：～100億歳ハロー, 厚い円盤：100億歳以上 3

ハロー厚い円盤薄い円盤

バルジ

古い天体から銀河の初期を探る

Galactic Archaeology赤方偏移

現在から遡った時間（十億年単位）

4

厚い円盤

薄い円盤

銀河系の化石情報

恒星の空間分布と動力学構造

銀河収縮・合体運動の履歴

恒星の化学元素組成

星形成・化学進化の履歴

位相空間

小銀河の潮汐流

小銀河の痕跡

Galactic ArchaeologyNear-field Cosmology

5

ハロー星 (種族II星) の抽出

金属欠乏星のサンプリング例：[Fe/H] < -1運動学的性質の導出に適応

高速度星のサンプリング例：Vlos > 65 km/s (Oort 1922,1926)金属量分布の導出に適応

太陽近傍星1000個のうち1個程度6

* 単一系の自由落下 (monolithic collapse)Eggen, Lynden-Bell, Sandage 1962 (ELS)

* 多くの恒星塊の合体過程 (chaotic merging)Searle, Zinn 1978 (SZ)

ELS SZ自由落下 合体

金属量と運動の相関金属量勾配の存在

金属量勾配なし球状星団の年齢の分散

Rapidcollapse

Slowcollapse

5.2 Classical scenarios of Galaxy Formation

7

Eggen

Lynden-Bell Sandage

8

[Fe/H]-2.4

-1.2

-0.4

0.0

銀河系は自由落下で収縮 !?

固有運動が大きな星(ハロー星)

軌道離心率e = (遠銀点-近銀点) / (遠銀点+近銀点)

金属量

金属量が多い星(円盤星)

原始銀河系の状態(Eggen,Lynden-Bell & Sandage 1962)

円運動

動径方向に伸びた軌道

9

自由落下による銀河収縮

e大

e大e小 軌道内の質量が急激に増加

いずれもe大の星のみ残る。

10

参考

ケプラー運動に対する作用積分(Action integrals)

∫

∫

∫∫

==

−=−=

−

−=−=+−==

φφφ

φ

θ

θ

φθ

φπ

θθπ

ππ

pdpJ

JLdp

LJ

eLL

EGMdr

rGM

rLEdrpJ

r

r

r

rrr

21

sin1

11

122

21

max

min

max

min

max

min

2

22

22

2

L=|Jφ|+Jθ : 保存e ：保存⇒ 断熱不変量

（ケプラー運動でなくてもほぼ不変量である） 11

ELS 1962

Yoshii & Saio 1979

Norris et al. 1985

Ryan & Lambert 1995

Abundance errorMetal-weak thick disk 12

軌道離心率

[Fe/H]

ELS1962

最新の軌道分布SDSS

13

Carollo+07

Monolithic collapseor chaotic merging?

CDMに基づいた計算と観測の比較

Bekki & Chiba (2001)

ガス

星 14

simulation observation

数値シミュレーションとの比較

Bekki & Chiba (2001)

cumulative distribution

Bekki & Chiba 2001 15

Nearby stellar sample from SDSSBoundary of

an orbit

5.3.1 Stellar halo

16

Zmax

5.3 Modern Picture of Galaxy Formation

Carollo+07, +10

太陽近傍にある星の銀河動径と回転方向の速度

Sloan Digital Sky Survey

[Fe/H]

Vφ (km/s)

[Fe/H]

VＲ (km/s)

太陽[Fe/H]=0

太陽[Fe/H]=0

0

+

-

0

正回転

逆回転

厚い円盤

ハロー

厚い円盤

ハロー

銀河回転方向速度

銀河動径方向速度

太陽近傍にある星の銀河動径と回転方向の速度

Sloan Digital Sky Survey

[Fe/H]

Vφ (km/s)

[Fe/H]

VＲ (km/s)

0

+

-

0

正回転

逆回転

動径方向に速度幅大

ハローの2重構造

• 内側のハロー inner halo– つぶれた形（伸びた形という説も）,

金属量多い側 -1.6

20

Abundance ratios in the halo2-halos in abundance ratios (Nissen & Schuster 2010)

Blue: high-α stars → inner halo? Red: low-α stars → outer halo?

Based on VLT/UVES & NOT/FIES spectraHigh-precision calibration with ∆= 0.02 ~ 0.04 dex

2重ハローはどうやってできたか?

内側のハロー:少数の重い原始小銀河の合体。金属量多い。

外側のハロー:多数の軽い原始小銀河の合体。内側ハローの形成と独立した過程。

21

銀河系ハローにある小銀河合体の痕跡

北半球

南半球

赤経

赤緯

赤経

赤緯

恒星ストリーム

Grillmair & Carlin 2016

小銀河の潮汐崩壊と残骸分布

ストリーム構造

ハロー形成の痕跡 24

角運動量空間におけるハロー星分布（Hipparcosデータ）• a few 100 (kpc km/s)の誤差により部分構造が拡散

clump

Gaiaデータ(精密な距離と固有運動) + PFSによるVrad と [Fe/H] の測定• 各部分構造を分離可能• 各構造の星形成・化学進化

Lz

L⊥

Building block

MC & Beers 00

Helmi & de Zeeuw 00

Gaia DR2 resultsGaia-Enceladus

Myeong et al. 2019 Helmi et al. 2018

(Incl. retrogradestars)

SausageSequoia

prograderetrograde

prograderetrograde

Past merging eventof a radially fallingLMC-class galaxy?

A counter-rotatingaccretion event?

Substructures in Gaia DR2

27

Yuan et al. 2019using LAMOST & Gaia Dr2

(see also Myeong et al. 2019)

E (1

05km

2 /s2 )

厚い(銀河)円盤 thick disk

hz=300pc

hz=1350pc

銀河系南極方向の恒星計数

Gilmore & Reid 1983

ρthick~2%ρthin

NGC4565の光度分布Van der Kruit & Seale 1981

5.3.2 Thick disk

28

厚い円盤の特徴

銀河系厚い円盤 速い速度分散: σ >40km/s厚いスケール高: ~1kpc独立した化学元素組成:

[Fe/H]~ -0.6古い年齢: ~10Gyr

系外銀河の厚い円盤 円盤銀河に普遍

相対的に古い年齢で金属量が比較的多い

Z-方向の速度分散

Lthick/Lthin vs. Vcirc（系外銀河）

Vcirc

log Age (Gyr)

(km/s)

29

厚い円盤の形成シナリオ

ガスエネルギーの散逸を伴う収縮 金属量勾配あり, 回転運動に勾配なし, 一様な年齢分布

合体した矮小銀河の破片 金属量・回転運動に勾配なし, 若く[α/Fe] の小さな星

小銀河のmultiple mergers回転運動に勾配なし

伴銀河やCDM subhalosによる薄い円盤の力学加熱 金属量勾配なし, 回転運動に勾配あり 運動状態に非対称性あり, 金属量分布は一様

薄い円盤内の渦状構造による動径方向の流れMigration 機構, [α/Fe] 分布の再現 30

Hierarchical clustering

DMgas

stars31

2. Direct accretion of thick-disk material

Shredded satellite → thick disk?

32

ダークマターサブハローによる薄い円盤の力学加熱

(Hayashi & Chiba 2006)Distribution of dark halos in a galactic scale(by Moore)

最初の薄い円盤

33

Numerical simulation of disk heating(Hayashi & Chiba 2006)

ΔZd / Rd

∑(Msub,j / Md)2

∑=

=

∆ N

j d

jsub

d

d

MM

RZ

1

2,8

Scale length: RdMass: Md

Scaleheight： Zd

Subhalo: Msub

Observed thin disks: Zd / Rd < 0.2(Kregel et al. 2002)⇒ accreted subhalo mass

< 0.15 Md

Observedthin disks

34

Thick disks as relics of clumpy disk evolution?(Noguchi 1999; Bournaud+2007; 2009)

Symmetric structure along z, metal-poor stars?, d/dz? 35

5. Clumpy disk evolution

Bournaud+2007

Vφ < 179 km/s blue179 < Vφ km/s < 244 redVφ > 244 km/s green

R

Stars losing LzStars getting Lz

transient spiral arms etc.

理論モデル

Radial migration of disk stars(Schönrich & Binney 2009)

Lee+2010 SDSS sample[α/Fe] larger at larger R

thick disk stars?

dVφ/d[Fe/H]

最近のサーベイ結果 (APOGEE)

37

Anders+14

Hayden+15

独立したhigh [α/Fe]成分が確かに存在している

Orbital eccentricity distributions of several modelsSales+ 2009

(by visible satellites)

38

Wilson+2011: RAVE sample Dierickx+ 2010: SDSS sample DR7

Lee+ 2011: SDSS sample DR8

Scenarios of bothHeating by dark satellitesMultiple mergers

are favorable.

39

G-dwarfs in the solar neighborhood(model: Sommer-Larsen & Yoshii 1990, MN, 243, 468)

dΣgas/dt∝exp(-t / tinfall)tinfall~4-5 Gyr is required

no infall

tinfall=4.6Gyr

The Galactic (thin) diskformed slowly over 4-5 Gyr.

40

bulge

Galactic disk

gas flow

The Sun& nearby stars

5.5 Formation of the thin disk

Formation of the thin disk

Average orbital radius (kpc)

[Fe/H] Metallicity gradient

Star formation proceedsfaster in inner radii.

The thin disk has formed from inner to outer radiiInside-out formation

Toyouchi & Chiba 2014

42

B stars MD of B-type stars reflects that of ISMnear the Sun

Very meal-rich starswith [Fe/H] > + 0.2cannot be formednear the Sun

Feltzing & Chiba (2013)using Nieva and Przybilla (2012) data

Comparison with metallicity distribution (MD) ofyoung stars (B-type stars)

Radial migration of stars

43

R

角運動量を失った星角運動量を得た星transient spiral arms などの効果により、別の半径で生まれた星が少しずつ移動してくる 太陽近傍

Sellwood & Binney 2002, Schoenrich & Binney 2009

VφR～一定から、内側から移動してきた星： Vφが周囲星より小外側から移動してきた星： Vφが周囲星より大

44

太陽近傍（7 < ｒ < 9kpc）星はどの半径 r0 で生まれたか？

Minchev+ 2013: simulation studies

太陽近傍（7 < ｒ < 9kpc）星の金属量分布はどの半径 r0 で生まれた星の金属量から成るか？

Radial migration of stars

星の動径移動の効果太陽近傍円盤星の元素組成比

Bensby+ 2014

[α元素/Fe]

厚い円盤薄い円盤

Lee et al. 2011[Fe/H]

(km/s)

平均回転速度

薄い円盤

厚い円盤

内側から移動してVϕ小

外側から移動してVϕ大

惑星を持つ星の金属量依存性

46

これらの星はどうやってできたのか？

どこから来たのか？

Johnson et al. 2010

Chap.5 銀河系の形成と進化スライド番号 2スライド番号 3スライド番号 4スライド番号 5ハロー星 (種族II星) の抽出スライド番号 7スライド番号 8スライド番号 9スライド番号 10スライド番号 11スライド番号 12スライド番号 13スライド番号 14スライド番号 15スライド番号 16太陽近傍にある星の�銀河動径と回転方向の速度�Sloan Digital Sky Survey太陽近傍にある星の�銀河動径と回転方向の速度�Sloan Digital Sky Surveyハローの2重構造スライド番号 202重ハローはどうやってできたか?スライド番号 22スライド番号 23スライド番号 24スライド番号 25Gaia DR2 resultsSubstructures in Gaia DR2厚い(銀河)円盤 thick disk厚い円盤の特徴厚い円盤の形成シナリオスライド番号 31スライド番号 32スライド番号 33スライド番号 34スライド番号 35スライド番号 36最近のサーベイ結果 (APOGEE)スライド番号 38スライド番号 39スライド番号 40Formation of the thin diskスライド番号 42Radial migration of starsRadial migration of stars星の動径移動の効果惑星を持つ星の金属量依存性