三木洋平（筑波大学）森正夫（筑波大学） R. Michael Rich (UCLA)

Collision tomography: • physical properties of • possible progenitors for • the Andromeda stellar stream 三木洋平（筑波大学）森正夫（筑波大学） R. Michael Rich (UCLA)

Contents アンドロメダ銀河（M31） • Introduction • アンドロメダ・ストリーム • N体シミュレーションの結果・解析 • 議論 • まとめ http://www.ccs.tsukuba.ac.jp/Astro/Members/mmori/M31/M31-j.html　より転載

マゴリアン関係 Marconi & Hunt 2003 • 銀河の中心領域には106-1010 M 程度の超巨大ブラックホール（SMBH）が存在 • MBH ～ 0.002Mbulge • SMBHの形成・成長過程はまだよく分かっていない 109 SMBHの質量[M] 107 109 1012 バルジの質量 [M]

階層的構造形成 • CDMモデルの下では、小さい構造が先にでき、衝突・合体を繰り返して銀河が成長 • 銀河中心のBHも合体すれば、MBH ∝ Mbulgeが成り立つ

BH連星の合体に関する理論 • 等質量のBH連星は宇宙年齢以内に合体できない（Begelman et al. 1980） • 周囲の星に角運動量を輸送して軌道を縮める • BH連星の周囲から星がいなくなる • 軌道進化のtime scaleは緩和時間（>>宇宙年齢） • 非等質量のBH連星（岩澤さん講演）、 BHが多数いる場合（谷川さん講演）、3軸不等ポテンシャルなどが考えられている

非等質量BH連星の離心率進化 • Matsubayashi et al. 2007 • 質量比 1:1000 • 軌道長の進化が止まっても、離心率が大きくなれる軌道長半径 1-離心率 0.01 5 Myr 10Myr 5 Myr 10Myr

アンドロメダ･ストリーム イーストシェル • アンドロメダ銀河（M31）周辺の詳細な観測により、ストリームやシェルといった構造が見つかっている（Ibata et al. 2001, 2007etc.） • ストリームの視線速度が測定されている（Ibata et al. 2004; Chapman et al. 2006 etc.） • ストリームは、M31の中心から 150kpc 以上にわたって延びている (McConnachie et al. 2003) • 銀河中心から遠方でのDMの質量分布を探る手がかりになる • N体シミュレーションを用いた先行研究 (Fardal et al.2007; Mori & Rich 2008) • 1 Gyr 前にM31に衝突した矮小銀河の残骸 • 矮小銀河の軌道、質量は調べられた • 空間構造はよく再現されている • ストリームの速度構造についてはあまり調べられていないウェストシェルアンドロメダ・ストリーム McConnachie et al. 2009

ストリームの速度構造（観測） • Trethewey et al. (in prep.) • M31周辺のRGB星の分光観測データを用いてストリームの速度構造を解析 http://www.ari.uni-heidelberg.de/meetings/milkyway2009/talks/posters.html Radial velocity [ km s-1]

Trethewey et al. (in prep.)の結果 Radial velocity [ km s-1] Projected radius [kpc]

N体シミュレーションの概要 • 矮小銀河モデル • King sphere （M、rt、cがパラメータ） • 65536体、全246パラメータセットのパラメータサーベイ • M31モデル • Fix potential を仮定 • 先行研究（Fardal et al. 2007）と同じモデル Hernquist バルジ、Exponential disk、NFW ハロー • 矮小銀河の軌道 • 先行研究（Fardal et al. 2007; Mori & Rich 2008）と同じ • FIRST（筑波大CCS）を用いて計算

構造の形成過程

Results of Simulations Data from Irwin+2005 50 kpc

矮小銀河の軌道を変えた場合 • 青が今までの軌道、赤が変化させた軌道 • 多少軌道を変化させても、空間構造はあまり変化しない 50 kpc

ストリームの速度構造の解析 • Ibata et al. 04; Guhathakurta et al. 06; Trethewey in prep. • 観測をよく再現できた • M31ハローの密度分布が遠方で∝r-3となっていることを示唆 • 宇宙論的シミュレーションから示唆されるDMハローの密度分布がM31で成り立っていることを示唆 Fardal らの軌道 Radial velocity [ km s-1] 変化させた軌道 Projected radius [kpc]

議論: 現在のBHの位置 • ～109 Mの矮小銀河 • 105-6 M程度のBHが銀河中心に存在 • BHは常にprogenitorのコアに付随すると仮定 • 銀河ハロー内にBHが漂っている！？ • BHの運動を正しく追いかけるためには • BH粒子をおいた計算 • M31のディスクを粒子で表現した計算 progenitorのコア 50 kpc

まとめ • ストリーム・シェルなどの空間構造をうまく再現した • 矮小銀河のポテンシャル・エネルギーが重要 • ストリームの速度構造についてもよく再現している • 宇宙論的シミュレーションから示唆される密度分布がM31のハローで成り立っていることを示唆 • M31ハロー内に105-6 M程度のBHが漂っている可能性がある

三木洋平（筑波大学）森正夫（筑波大学） R. Michael Rich (UCLA)