Environmental Effect Environmental Effect on on

Gaseous Disks Gaseous Disks of the Virgo Spiralsof the Virgo Spirals

中西　裕之（東大天文センター）共同研究者：久野（ＮＲＯ）、祖父江・小野寺・

江草（東大天文センター ) 、佐藤・徂徠（北大）、塩谷（東北大）、濤崎（ぐんま天文台）、

廣田（東大理）、中井（筑波大）

ＣＯＮＴＥＮＴＳＣＯＮＴＥＮＴＳ

• はじめに：　おとめ座銀河団について

• ＮＲＯ４５ｍ　ＣＯ観測

• ガスディスクに見られる環境効果

• ALMA へ向けて：銀河団研究への可能性

• まとめ

はじめにはじめに

おとめ座銀河団の概要おとめ座銀河団の概要

• 距離 16.1Mpc　 Ferrarese et al. 1996 最も近い銀河団

• No. E/S0 66• No. S/Ir 91• σv = 715 km/s

• Rvir = 730 kpc Tully et al. 1996

約４ °

ガスディスクの研究ガスディスクの研究 11• ＨＩ観測 Helou et al. 1981 @ Arecibo 　 Warmels 1988 @ WSRT　 Cayatte et al. 1990 @ VLA

　→ 銀河団中心に近い　　　　ほどＨＩガスが少ない

　 logMHI (isolated) = 7.01 + 0.88logDHo

　 HI def = logMHI(isolated) – logMHI (actual) (Giovanelli & Haynes, 1983)

ガスの剥ぎ取り効果ガスの剥ぎ取り効果• Ram Pressure Stripping 銀河間には希薄な高温ガス ← 　Ｘ線による観測 Böhringer et al. 1994

η = fICM/fgrav = (nICM/nISM)(V/Vrot)2cosαsinα → η >1 → ram pressure stripping

ガスディスクの研究ガスディスクの研究２２

• CO ガス観測 Kenney & Young 1988 @ FCRAO Nishiyama et al. 2000 @ NRO45m Sofue et al. 2003 @ NMA

CO ガスディスクはあまり影響を受けていない

未解決問題未解決問題

ram 圧はディスクの内側まで効いているのか？観測事実　・ディスク外縁部でＨＩガスは剥ぎ取られている　・ＣＯガスはほとんど変化無い解釈　１．ポテンシャルの浅いディスク外縁部だけガスが 剥ぎ取られた。内側は普通。　 ２．内側のディスクまで ram 圧が効いているが、　　 　ＣＯガスには ram 圧が効かない

分子ガス比 fmol

から探ってみる

分子ガス比 分子ガス比 ffmolmol

• Elmegreen 1993 　　分子ガス比 fmol ＝ MH2/(MH2+MHI) 　はガス密度 ρ, 金属量 Z, UV 強　　度 U の３パラメータで決まる

• Honma et al. 1995　 Kuno et al. 1995　・上のモデルを実際の銀河に応用　・ある半径で分子ガス優勢から　　 HI ガス優勢へ→　 molecular front　・フィールド銀河では　　 fmol は ρ の一価関数　

M51

Model

おとめ座銀河団銀河へ応用おとめ座銀河団銀河へ応用仮説１．　ポテンシャルの浅いディスク外縁部だけガスが

剥ぎ取られ、内側は普通。→ 　 Elmegreen モデルで再現できるはず

仮説２．　内側のディスクまで ram 圧が効いているが、　ＣＯガスには ram 圧が効かない→ 　 Elmegreen モデルで再現できず、異常に高

い　　　 fmol が見られるはず

HI データと比較可能な CO データが必要　・ VLA 　 C-array HI データが現時点で高分解　　能データ（ 20” 前後）　　　→　 NRO45m＠１１５ GHｚ　とちょうど良い　・ BEARS でマッピング観測　　　→　銀河ディスクの各点で比較可能

ＮＲＯ４５ｍ　ＮＲＯ４５ｍ　 BEARSBEARS 　　ＣＯ観測ＣＯ観測

観測の概要観測の概要• 装置：　ＮＲＯ 45 ｍ＋ＢＥＡＲＳ• 分解能：　 15”（ 1.2kpc @ Virgo)• 視野： 4’x 4’ or 4’x 8’ • 観測天体：

NGC 4192, 4212, 4254, 4402,

4419, 4535, 4536, 4569,

4579, 4654, 4689• 観測期間：　

　 2002年 12月 -2004年１月

結果結果 // ＣＯデータＣＯデータ CO images CO atlas

HH22 v.s. HI v.s. HI 　（　（ N4254)N4254)

　　　　　　 HI＆ CO Σtot. Gas - fmol 　　

普通の fmol曲線

fmol は Σtot. Gas の一価関数

HH22 v.s. HI v.s. HI 　（　（ N4569)N4569)

　　　　　　 HI＆ CO Σtot. Gas - fmol 　　

異常 fmol

N4254 における Σtot. Gas一 fmol

プロットを最小値として上方に分散

HH22 v.s. HI v.s. HI 　（　（ N4402)N4402)

　　　　　　 HI＆ CO Σtot. Gas - fmol 　　

異常 fmol

普通の Σtot. Gas一 fmolプロットよりはるかに大きい fmol

HH22 v.s. HI v.s. HI 　（　（ N4579)N4579)

　　　　　　 HI＆ CO Σtot. Gas - fmol 　　

異常 fmol

曲線状だが、普通の Σtot. Gas一 fmol

プロットよりはるかに大きい fmol

ffmolmol異常の解釈異常の解釈

ガスの圧縮ガスの減少

H2 比の増加（ＨＩ stripping, 分子ガス生成）

H2 比の減少（ H2 の解離）標準的な fmol を示す

NGC ４２５４

ffmolmol異常の解釈異常の解釈

これら異常 fmol は銀河中心の分子ガス優勢領域で

HI ガスの剥ぎ取りが起こっている証拠

Ｎ４４０２　　　　　　　　　Ｎ４５６９　　　　　　　　　Ｎ４５７９

N４２５４

ALMAALMA へ向けてへ向けて遠方銀河団における環境効果の観測的研究遠方銀河団における環境効果の観測的研究　・ z ～ 0.3 より遠方で青い銀河が多い（ Butcher & Oemler 　 1978 ）　　　例外的にかみのけ座銀河団にもある（先週 NMA にて CO(J=1-0) 観測）　　→ ram 圧による星形成の誘発の可能性（ Bothun & Dressler 198

6 ）

　・仮説「 Ram 圧 → ガス密度増大 → 星形成の誘発」の検証

　 明らかにすべきこと 星形成の直接原因＝高密度分子ガスの存在の有無　　 Σgas - fmolプロットから　ガス圧縮の有無（この場合ＨＩも必要）

　　観測の要請　　 z=0. ３以遠の銀河団 CO 観測を 1kpc程度の分解能で観測　　するためには、０．１”台の分解能が必要

ALMA での z=0. ３以遠の銀河団銀河CO 観測が重要

まとめまとめ• NRO ４５ｍを用いておとめ座銀河団の１１銀河を

CO(J=1-0) 観測を行った

• ４銀河について HI データと合わせ、 Σgas ー fmolプロ

　ットを行い、異常 fmol を示す銀河があることを示した

• 剥ぎ取り効果を受けない内側の CO ディスクにおいて HI ガスが剥ぎ取られている証拠をつかんだ

• ALMA を用いて遠方銀河団における環境効果について調べることが重要と考える