Dynamics of Spiral Structures in Disk Galaxies

作成 2016/02/20

改訂 2021/07/14

渦巻銀河の渦状腕を形成し維持する物理機構は銀河物理学の最大の謎の一つです。その最も有力な説に「密度波仮説」 (Lin & Shu 1964, 1966) があります。これは恒星系円盤を連続体と見做し、渦状腕を恒星系円盤を伝わる定常的な「疎密波」とする仮説です (密度波仮説)。Lin & Shu によるきつく巻き付いた渦状腕の局所線形近似による密度波の分散関係の導出を契機に、その後、大局モード解析、減衰や励起機構の解析など恒星系渦状腕に関する様々な理論研究が行われてきました (Bertin et al. 1989a,b; Bertin & Lin 1996; Shu 2016)。さらに Fujimoto (1968) や Roberts (1969) らに始まる銀河衝撃波理論が展開され、渦状腕における星間ガスの圧縮と、それによって引き起こされる大局的星形成が一部の 観測される渦状腕構造を定性的によく説明することが示されました。

しかし、密度波仮説は「線形近似」「局所近似 (きつく巻き付いた渦状腕)」や「定常仮定」を前提に構築されています。一方で現実の渦状腕は振幅も大きく非線形であり、ピッチ角も～20-40度あり、線形近似や局所近似の正当性に疑問が残ります。さらに「定常仮定」は物理的根拠はなく、非定常計算のもと検証されるべきです。このように密度波仮説の物理過程については未解決の問題も多く、十分に解明されたとは言いがたいのが現状です (Dobbs & Baba 2014)。

今後、天の川銀河の恒星系成分の大規模撮像・分光サーベイやアストロメトリが進み、個々の星 の位相空間データから渦状腕構造に関して科学的研究が行われることになるでしょう (e.g. Baba et al. 2018)。したがって、古典的な線形・定常・連続体という扱いから脱却し、非線形・非定常・多体系の視点から渦巻構造の持続性と維持・増幅機構、渦状腕と星間ガスの相互作用などの解明を試みることが渦状腕構造の解明、そして渦巻銀河ダイナミクスの新展開へと導くと考えます。また、ALMAにより近傍渦巻銀河の低温ガスの物理状態や星形成に関する観測が進み、渦状腕構造と分子ガス進化や星形成との関連した研究が進むと期待されます (e.g. Egusa et al. 2017)。これらの最新の観測結果を解釈し、渦巻銀河ダイナミクスと大局的星形成 (銀河進化) を理解するには恒星系円盤+多相星間ガス (低温ガス・星形成・超新星爆発) からなる現実的な理論モデルに基づく研究が必須となります。そこで我々は、銀河円盤の高精度 N 体シミュレーションや N 体/SPH シミュレーションを行い、恒星系渦状腕の形成進化や星間ガスの振る舞い、および星団形成進化への影響を調べています。

渦状腕ダイナミクスに関するレビュー講演資料＠第43回天文・天体物理若手夏の学校(2013/7/30) や レビュー論文 (Dobbs & Baba 2014) もご覧ください。

(2) 棒状渦状腕のダイナミクス (Baba 2015)：

天の川銀河をはじめとした多くの円盤銀河には中心数kpcの領域に棒状構造が存在します。このような棒状渦巻銀河の恒星系渦状腕は、棒状構造と同じパターン速度で回転する構造であると考えられることがあります。しかし、N体シミュレーションによって、棒状渦巻構造の動力学的性質を調べた結果、渦状腕は棒状構造とは異なり、差動回転を行いながら増幅・減衰を繰り返す動的渦状腕であることがわかりました。棒状構造の周辺では、渦状腕は棒状構造の影響を強く受けますが、外側では銀河円盤自身の自己重力と差動回転に起因したスウィング増幅機構が働いているものと考えられます。実際に、棒状構造を持たない渦巻銀河のシミュレーションの動的渦状腕で見られるような星・ガスの運動が、棒渦巻銀河の渦状腕でも見られます (動画)。

動画1：星とガスの運動の様子。

動画2：星の運動とm=2モードの振幅。棒状構造回転系の極座標表示。

動画3：星＋ガスの運動。棒状構造回転系の極座標表示。

(3) 動的渦状腕と星間ガスの銀河衝突流 (Baba et al. 2016; see also Wada, Bada, & Saitoh 2011)：

渦巻銀河 (N 体恒星系円盤+多相ガス円盤・星形成・超新星爆発・低温ガス) の高分解能シミュレーションを行い，恒星系渦状腕と星間ガスの相互作用を調べました．その結果，恒星系渦状腕は各半径ｎの銀河回転に乗った差動回転をしながら，合体や分裂を繰り 返すダイナミックな構造であり，それに誘発される星間ガスの振る舞いは,古典的な銀河衝撃波の振る舞いとは大きくことなることを示しました．古典的な銀河衝撃波 (Galactic Shock) ではガスが剛体回転する恒星系渦状腕を通過する際に衝撃波を経験しますが（左動画）、動的渦状腕では恒星系渦状腕が差動回転しているため、両側からガスが流れ込む銀河衝突流 (Galactic Colliding Flow) を生じ、再び拡散していきます (右動画)。

これらの銀河スケールのガスダイナミクスの研究は、分子雲・星形成の研究とも密接に関係ｓしています。