近傍渦巻銀河M51の波長による分布の比較

近傍渦巻銀河

M51 の波長

による分布の比較

要旨

目的はM51 の波長による分布の違いを知ることである。本論文では、有名な子 連れ銀河 M51 について、NASA のデータを参考に SAO Image ds９という ソフトでM51 を自ら解析したものである。相互作用銀河の星の分布に興味を持 ち、M51 は代表的な相互作用銀河であるため、研究に適していると考えた。 手法はds９を使用し、波長別に解析した画像から、M51 の若い星と古い星、星 が生まれている場所、それぞれの分布している特徴を Excel によるグラフにし て表した。そのグラフから半値幅を求め、M51 のそれぞれの星の分布を比較し た。 私の当初の予想は、NGC5195 と NGC5194 の間のブリッジは、衝突の際に起こ ったスターバーストによってガスを失っており、NGC5195 は形がわからない程 崩れてしまっていることと、現在は星生成が行われておらず、古い星ばかりが 存在しているということ。そして、古い星と若い星は 1 つの場所に同時に存在 しないことであった。以上のことを結果として考えていたが、ds9 の解析結果よ り、NGC5195 とブリッジの部分には古い星ではなく、若い星が存在しているこ とから、スターバーストによって完全にガスを失っていないことが考察された。 また、まったく形がわからなくなってしまったといわれている NGC5195 の形 が楕円型をしていて、NGC5194 は文献通り、渦巻き型に銀河が構成されている ことがわかった。

目次 要旨 第1 章 イントロダクション 1.1 銀河の構造と種類 1.2 銀河の衝突 1.3 Ｍ51 について 第２章 解析 2.1 使用したデータ 2.2 SAO Image ds９ 2.3 切断面と半値幅 第３章 結果 3.1 J バンド 3.2 H バンド 3.3 B バンド 3.4 U バンド 3.5 NUV バンド 3.6 FUV バンド 3.7 Hαバンド 第4 章 考察 参考 謝辞

第１章 イントロダクション

<1.1＞ 銀河の構造と種類 1.1.1 構造の種類  孤立銀河 単独で存在している銀河。  連銀河 ２個の銀河が重力的に結びついた系の銀河。  多重銀河 銀河３個が比較的接近している場合、これを３重銀河。同様に４個 の銀河であれば４重銀河、５個であれば５重銀河。これらをまとめ て多重銀河と呼ぶ。 また、３個以上数十個以下の銀河集団を銀河群。それよりも大きく、 かつ重力的に結びついた銀河集団を銀河団と呼ぶ。 1.1.2 銀河の分類 ハッブルは、1926 年に銀河をその形から、楕円銀河、レンズ状銀河、 渦巻銀河、棒渦巻状銀河、不規則銀河の５種類に分類し、音叉型の分 類図を発表した。  楕円銀河 単純な回転楕円体の形をしており、これといった内部構造のない銀 河。銀河全体としての回転運動はほとんど持たず、代わりに恒星の ランダムな運動によって重力とバランスし銀河全体が保たれてい る。多くの場合、星間ガスをほとんど含まず、若く青い星も見られ ない。  レンズ状銀河 渦巻銀河と同じような凸レンズ状のディスク構造を持つ。しかし、 ガスや塵などの成分が非常に少なく、渦状腕も見られない点が渦巻 銀河と異なる。星の形成はそれほど盛んでいないと思われている。 星々は渦巻銀河の星と同様に中心核の周りを周回運動している。  渦巻銀河 渦巻銀河は、渦巻く腕を持つ銀河で中心に明るく膨らんだ楕円形 のバルジを持っている。重元素を含み、渦巻腕やバルジ内部では 現在も星が形成されている。星々は中心核の周りを周回運動して いる。  棒渦巻状銀河 銀河中心のバルジを貫くような配置の棒状構造を持つ渦状銀河。

 その他の銀河 ハッブルの分類図には載っていないが他にも、cD 銀河、矮小銀河、 マゼラン型銀河、特異銀河などの存在が明らかになっている。 ※ 図１：ハッブルによる銀河の分類図 この分類に入らない銀河は不規則銀河と呼ばれている。 ＜1.2＞ 銀河の衝突 1.2.1 銀河同士が衝突すると 互いの重力で引き合い衝突する。 例えば、2 つの大きな渦巻銀河だと、銀河は互いに変形しながら近づ いていく。そして、銀河同士が衝突すると、銀河内の星間ガス同士も 衝突し、星間ガスが圧縮され密度が高くなることにより、衝突場所の 周辺では星の形成が活発になる。これをスターバーストと呼ぶ。衝突 後、2 つの銀河は一旦離れるが、お互いの重力で引かれ合い、再び衝 突する。このような衝突を何度も経ることで、銀河全体で星形成が起 き、最終的には星間ガスを消費しきってしまう。そして、一つの巨大 銀河になると言われている。しかし、星同士がぶつかることはほぼな い。

＜1.3＞ M51 について 図 2：M51→ 1.3.1 M51 のプロフィール  地球からの距離：2300 万光年 （※参考文献：大宇宙SCALE）  赤経：13ｈ29.9ｍ  赤緯：47°12´  種別：渦巻銀河  明るさ：8.38 等級  見かけの大きさ：９分角  星座：りょうけん座  別名：NGC5194 1.3.2 成り立ちと今 銀河の形が特異なのは2 つの銀河が今から 4 億年ほど前にすれ違ったの が原因と推測されている。現在では、大きな銀河(NGC5194)が手前にあ り小さな銀河(NGC5195)は実際には後方に位置していることがわかって いる。2 つの銀河が接近・遭遇した時、お互いの引力で双方の銀河から ガスが引きずり出され、長く歪んだ腕が形成された。それが地球から見 たとき、ちょうどうまく重なり合って、2 つの銀河が手を繋いだような 形に見えているだけであると考えられている。 また、接近遭遇を繰り返し、相互作用によってNGC5195 は分類が不可 能なほどに形が壊された。M51 の渦巻腕では、星生成が起きている。

第２章 解析

＜2.1＞ 使用したデータ 2.1.1 NASA のデータ

NASA/IPAC EXTRAGALACTIC DATABASE というサイトのＭ５１を Ｊ、Ｈ、Ｂ、Ｕ、ＮＵＶ、ＦＵＶバンド、それぞれでとった画像を解析。 2.1.2 使用したバンド

以下の図3 はバンドを 1 つの帯状にして見やすくしたモノである。

2.1.3 観測できる星の特徴と波長の関係 図４は散開星団（プレアデス星団、ヒアデス星団、大熊座星団 ）の色－ 等級 図であるが、星を年齢ごとに曲線の上に表している。絶対等級は数値が低いと 明るく、高いほど明るいことがわかる。尚、B-V は可視光であり、数値が低い ほど星が青く光っていて、数値が高いほど赤く光っていることがわかる。ここ から、1.3 億年前に生まれたときに明るくて青い星は 4.0 億年、5.2 億年と時が経 つにつれて点が右に移動しているので、赤い星になっていくことがわかる。す ると、観測できる波長も変わる。つまり、波長の大きさによって観測される星 の年齢が違うということが言える。

＜2.2＞ SAO Image ds9

2.2.1 操作方法 Ｒバンド(望遠鏡：WIYN0.9m)の場合 ①見方

図５：R バンド① WCS：fk5 座標

②スケールの調節

わかりやすい画像にする為スケールを対数にする。

それでも見にくいならば、スケールの設定からピクセル頻度分布の下限と上限 を、図７から図８のように変更する。

図８：R バンド④

ノイズをキャンセルする意味を持つ作業。 ピクセル頻度分布

下限：0 上限：20000

③色の変更

色を変えることにより、カウント数の違いをわかりやすくする。

図９：R バンド⑤

＜2.3＞ 切断面と半値幅 2.3.1 半値幅とは 半値幅とは山形の関数の広がりの程度を表す指数であり、数値が小さいほど星 が集まっている。反対に、数値が大きいほど星が広がっていることがわかる。 2.3.2 操作方法 ①切断面の線を引く。 領域から形を選び、更に切断面を選択する。 図１０：R バンド⑥

そして、切断面の始まりと終わりのfk5 の座標を定めて引く。（以後、この座標 はバンドごとに変えず、固定のものとする。）

座標 始まり→α 13：30：02，653 δ +47：17：51，66 終わり→α 13：29：45，163 δ +47：06：52，61

そして、線を引いて出て来るグラフが以下の通り。

図１２：R バンドグラフ①

縦軸はカウント値、横軸はピクセル単位の座標である。始めの大きな凸が NGC5195 の中心あたり。二個目の大きな凸は NGC5194 である。このデータを 保存する。保存したデータをエクセルによってグラフにおこす。

② Excel へのデータ起こし ① で保存したデータを起動させた Excel で開く。 図１３：R バンドエクセル① この時、A 列はピクセル単位の座標。B 列は光のカウント数である。 次に、グラフにするために必要な情報はカウント数と天文学単位であるパーセ ク(pc)単位の座標なので、ピクセル単位の座標をパーセク単位の座標に直す必要 がある。ピクセルをパーセクに直す為に、まずはピクセルを秒角に直し、次に 秒角をパーセクに直す。

ピクセルをパーセクに直す。 式１）秒角単位の座標＝ピクセル単位の座標×１ピクセルあたりの角度(°)× 3600 ピクセル単位の座標は②のエクセル画面の A 列から、１ピクセルあたりの 角度(°)は ds9 のヘッダーから得ることができる。よって求められた値に 式２） 𝐷[𝑝𝑐] × 1” = 𝑑[𝑝𝑐] 式２より求められるd[pc]をかける。尚、このとき、 式３） D[pc] = M51 の地球までの距離 = 7,1 × 106_[𝑝𝑐] M51 の地球までの距離は光年単位をパーセクに変換する。 1 光年 = 0.306601[𝑝𝑐] M51 の地球までの距離は 2300 万光年なので（※1.3.1 参照） 23000000[光年] = 7051832.0575 ≑ 7.1 × 106_[𝑝𝑐] よって、距離は7.1 × 106_{[𝑝𝑐]である。} 式４） 1″ =₃₆₀₀1° =₃₆₀₀1 ×₁₈₀𝜋 [𝑟𝑎𝑑](弧度法) 式５） d[pc] = 1 秒あたりの長さ 式２に式３、式４を代入し、1 秒あたりの長さ d[pc]を求める。 出てきた値、1 秒あたりの長さ d[pc]に式１よりもとめた数値をかけて、パーセ ク単位の座標にする。

上記より、それぞれ、始まりから終わりまで求める。 これをグラフに起こす。

③ グラフ ｙ軸をカウント数、ｘ軸をパーセク単位の座標とする。 図１５：R バンドグラフ② 最初の大きな凸がNGC5195。次に大きな凸が NGC5194 である。 2.3.2 半値幅とは 半値幅とは、山形の関数の広がりの程度を表す指数である。ここでは、 半値幅が大きければ星が広がっていることがわかり、半値幅が小さい ほど星が集まっていることがわかる。これをバンドごとに示す事によ って、星の分布の違いがわかる。 2.3.3 半値幅の求め方 Excel によって出したグラフを使う。凸のピークの半分になる所の幅が 半値幅になる。その数に近い数字をカウント数（B 行）から 2 つ探し、 その始まりと終わりの同じ列のパーセク単位の座標（D 行）の数字を 引き算して求める。詳しい説明は以下の画像通りに行う。

（１）半値を求める。 図１６：R バンドグラフ③ 四角に囲まれた黄色の部分にあるy の値（カウント数）「18615.61523」がピー クの値になる。この数の半分が半値なので、半値は約 9307.5。この数字と近い 数字をカウント値(B 行)から探す。 （２）黄色で囲まれた部分からNGC5195 の半値幅を求める。

160〜165 の D 行：37840〜39023 が半値幅になる。 これを引き算すると、1183 という値が出る。これが R バンドの NGC5195 の半 値幅である。同じ作業をNGC5194 でも繰り返す。 （３）NGC5194 の半値幅 図１８：R バンドグラフ④ 頂点の値：2469.631348 半値：約1234

図１９ 531〜558 の D 行：125583〜131968 131968-125583=6385 よって、NGC5194 の半値幅：6385 以上の作業を各バンドで行う。 ※説明の過程のデータと結果は全てR バンドのものである。

第３章 結果 ＜3.1＞Ｊバンド（1200nm）／望遠鏡：２MASS ① SAO Image ds９ スケール：対数 ピクセル頻度分布 下限：0 上限：600 図２０

② 切断面 図２１ NGC5195 頂点：1038.637329 よって、半値：約519 図２２ よって、半値幅：1377

NGC5194 頂点の値：335.8825989 よって半値：約167

図２３

＜3.2＞ H バンド（1600nm）／望遠鏡：２MASS ① SAO Image ds９ スケール：対数 ピクセル頻度分布 下限：0 上限：500 図２４

② 切断面 図２５ NGC5195 の頂点の値：1020.751221 よって、半値：約510 図２６ 半値幅：2066

NGC5194 の頂点の値：521.4677124 よって、半値：約260

図２７

＜3.3＞ B バンド（440nm）／望遠鏡：KPNO2.1m ① SAO Image ds９ スケール：対数 ピクセル頻度分布 下限：1800 上限：15000 図２８

② 切断面

座標のデータと１ピクセルあたりの角度のデータが不明だった為、パーセク でのグラフデータが解析不可能だった。

座標は他のモノと違うが、切断面のデータだけ得ることができたので表示す る。

図３０

＜3.4＞ U バンド（365nm）／望遠鏡：Palomar60in ① SAO Image ds９ スケール：対数 ピクセル頻度分布 下限：0 上限：2000 図３１

②切断面

座標のデータと１ピクセルあたりの角度のデータが不明だった為、パーセク でのグラフデータが解析不可能だった。

座標は他のモノと違うが、切断面のデータだけ得ることができたので表示す る。

図３３

＜3.5＞ NUV バンド（227nm）／望遠鏡：GALEX ① SAO Image ds９ スケール：対数 ピクセル頻度分布 下限：0 上限：1 図３４

② 切断面

図３５

＜3.6＞ FUV バンド（152nm）／望遠鏡：GALEX ① SAO Image ds９ スケール：対数 ピクセル頻度分布 下限：0 上限：0.2 図３６

② 切断面

図３７

＜3.7＞ Hαバンド（656nm）／望遠鏡：WIYN0.9m ① SAO Image ds９ スケール：対数 ピクセル頻度分布 下限：0.1 上限：10 図３８

② 切断面 図３９ NGC5195 の頂点の値：13.42648888 よって、半値：約6.5 図４０ 半値幅：945

NGC5194 の頂点の値：2.430975914 よって、半値：1.2

図４１

第４章 考察 ＜4.1＞ SAO Image ds９ 考察①古いが観測できる、J バンドと H バンド  NGC5195、NGC5194 共に中心付近に古い星が沢山見られる。  古い星の広がりはほぼない。  NGC5195 は楕円形でデータを得られている。

考察②若い星が観測できる、B バンド、U バンド、NUV バンド、FUV バンド  NGC5195、NGC5194 共に中心に若い星が沢山見られる。  中心だけではなく、全体的に若い星が広がって見える。  NGC5194 では、中心だけではなく、赤い部分が散らばって見える。  NGC5195 は形が歪んでいる。NGC5194 は渦巻状である。  NUV バンドと FUV バンドにおいては、NGC5195 自体が観測されてい ない。 考察③星が生まれている場所がわかる、Hαバンド  NGC5195、NGC5194 共に中心に星生まれているのが密集して見られる。  NGC5195 は楕円形になっている。NGC5194 は渦巻状になっているが、 あまり生まれている場所は広がってはいない。そして少ない。  NGC5194 は星が生まれている場所が渦巻状に散らばって見える それぞれのバンドの特徴ごとに画像を比較した。

考察④ J バンド（左）と B バンド（右）

図４２：古い星(J バンド)と若い星(B バンド)の画像の比較。

 NGC5195、NGC5194 共に中心には古い星と若い星、両方見られる。  若い星が多く広がっている場所では古い星は多く見られない。

考察⑤Hαバンド（左）と B バンド（右） 図４３：星が生まれている場所（Hαバンド）と若い星（B バンド）がわかる画 像の比較。  中心以外は B バンドの黄色い部分で星が生まれていることがわかる。  中心では若い星の方が集まっている。  星が生まれている場所は NGC5194 の渦巻腕状にネックレスのようにな っている。  若い星が多く見られるからといって、その場所で星が生まれているとは 限らない。

考察⑥Hαバンド（左）と J バンド（右） 図４４：星が生まれている場所（Hαバンド）と古い星（J バンド）がわかる画 像の比較。  星が生まれている場所と古い星がある場所はまったく違う分布をして いると考えていたが、全体的に似ている。これはHαバンドの画像から R バンド(古い星の光)が除去されていないためと考える。  NGC5194 の渦巻腕状で古い星があまり見られない場所でも星が生まれ ている。

考察⑦J バンドと FUV バンド

図４５：古い星（J バンド）と特に若い星（FUV バンド）がわかる画像の比較。  若い星が多く存在する場所に古い星があまり見られない。

 特に若い星の方が広範囲に分布している。  NGC5195 に若い星が全くない。

考察⑧NGC5195 と NGC5194 のピーク値比較  R バンドが 1 番数値が大きい。  Ｊ、Ｈバンドから NGC5195 の方が古い星が多いとこがわかる。  Hαバンドから NGC5195 の方で星が生まれている場所が多いことがわか る。  古い星が NGC5195 の方が多いことは、M51 が衝突時に NGC5195 の銀河 は形がわからないほど破壊された、と文献よりいわれていることから理解 できる。 考察⑨半値幅 数字が小さいほど星が密集している。数字が大きいほど星が広がっている。  Hαバンドより、NGC5195 の中心では“生まれている星”が若い星、古い 星と比べて密集している。  Hαバンドより、反対に NGC5194 の中心では“生まれている星”が若い星、 古い星と比べて広がっている。  J バンドと H バンドより、NGC5195 と NGC5194 どちらでもほぼ均一に 分布していることがわかる。  NUV バンドと FUV バンドが複雑なグラフになったのは、ds9 の解析結果 より、若い星の固まりが散らばっているので、鋭くて複雑なグラフになっ たと考える。  どの波長においても NGC5195 の半値幅の方が NGC5194 よりも小さくな っている。つまり、NGC5195 の方が NGC5194 よりも古い星が中心に密集 している。 考察⑩まとめ  わからない情報があると詳しく調べることができないので、今回半値幅を 求められなかったバンドも解析してあるデータがほしい。  ds９で１つの画像から銀河の沢山の情報を得られることを知れたので、他 の銀河や、M51 について他の解析をしてみたい。  M51 の特徴について、色々な本に載っていることと同じことを確かめるこ とができた。

 参考 シリーズ 現代の天文学（４） 谷口義明・岡村定矩・祖父江義明［編］ シリーズ 現代の天文学（15） 家正則・岩室史英・舞原俊憲・水本好彦・吉 田道利[編] ハッブル望遠鏡がとらえた驚きの宇宙 銀河〜宇宙に浮かぶ不思議な天体〜 沼澤茂美・脇屋奈々代 共著 宇宙物理 高原文郎 著 宇宙の仕組みを天体の距離から探る 大宇宙SCALE 沼澤茂美・脇屋奈々代 共著 NASA/IPAC EXTRAGALACTIC DATABASE

http://ned.ipac.caltech.edu/cgi-bin/imgdata?objname=MESSIER+051&hcons t=73.0&omegam=0.27&omegav=0.73&corr_z=1 あかりNET amp-soujitu.com/akarinet_info2.html 謝辞 今回の研究において、沢山のアドバイスをご教授して頂いた、小野寺先生、井 上先生、日比野先生、院生の先輩、一年間ありがとうございました。 卒業研究を通して、他の友人とも協力して意見を出し合う大切さを知りました。 貴重な経験をすることができたこと、心より感謝申し上げるとともに、ここに 謝辞として示させていただきます。