第6回銀河とその活動現象
平成 24年度新潟大学理学部物理学科 集中講義
松原英雄(JAXA宇宙研)
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)
銀河を大きさで分類
• 矮小銀河– 直径10 Kpc 以下、質量 109M◎ 以下
• 通常銀河– 直径 10 - 50Kpc 、質量 109-1012M◎
– 我々の銀河系: 質量:太陽一千億個分• 巨大銀河
– 直径 50Kpc 以上、質量 1012M◎ 以上
銀河の形態分類
不規則型
楕円型
棒渦巻型
渦巻型
提供 : NASA/JPL
R2-p5
銀河の形態と色・ HI 含有量Roberts & Heines 1994
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
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
中性水素質量と光度の比
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。
NGC 4038
NGC 4039
衝突中の銀河の赤外線画像
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)
Blue: HST ACS SBC F140LP (Far-UV) Green: ACS F435W (B-band)Red: NICMOS F160W (H-band)
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
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)
AGNの可視光スペクトル
AGNの紫外・可視スペクトル
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
第6回の問題問 . 銀河の星形成率 (SFR) の指標として以下の三つを紹介した:
1. 塵からの赤外線放射 [Ms yr-1] (6.2)
2. 水素再結合線( Ha 656.3nm ) (6.3)
3. イオン禁制線 ( [O II] 372.7nm) (6.4)
(1) の赤外線光度から SFR を求めよ。同じ銀河から、 の水素再結合光度が観測されている。これをSFR に変換せよ。
(2) (1) でH a 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H a 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、塵の雲の可視減光等級AVを求めよ(ただし、減光等級
の波長依存性を とする)。
(3) (2) から [O II] 372.7nm 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?
)/(105.4 144 sergLSFR IR
太陽光度 ( LS): 3.83×1026 W 太陽質量 (Ms):1.99×1030 kg V バンドの波長 : 0.55mm
)/(109.7 142 sergLSFR H
)/(104.1 1][
41 sergLSFR OII
sIR LL 1210141103.6 sergLH
1.1 A