近傍渦巻銀河における局所的星生成史の統計的性質

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本研究の目的は、渦巻銀河の渦状腕構造の起源を明らかにすることにある。1960年代に提唱された密度波理論は、銀河の渦状腕が長い間一定であることを説明するために広く受け入れられてきた。しかし、最近の数値シミュレーションによる研究では、密度波でなくとも渦状腕を説明できると考えられている。また、最近の観測研究においても、密度波理論と一致しない結果が報告されるようになっている。そのため、観測による理論の詳細な検証が必要とされている。平成27年度は、2つの手法を用いて密度波理論の検証を行い、その結果を学位論文にまとめた。一つ目の手法では、近傍渦巻銀河12天体を用いてガス分布と星形成領域のずれを調べた。銀河には、2本腕が比較的顕著な渦巻銀河を選んだ。先行研究では、ガス分布を求めるためにHIやCOの電波による観測データが用いられてきたが、本研究では、より空間分解能の高い可視・近赤外の撮像データを用いてガス分布と相関の強いダスト分布を求めた。その結果、比較的大きな棒状構造を持つ5天体で、星形成領域とダスト分布にほとんどずれが検出できないことを発見した。二つ目の手法では、比較的大きな棒状構造を持ち、先行研究でガス分布から100 Myrまでの星団の分布に違いが見られないことが報告されている渦巻銀河NGC 4321において、ハッブル宇宙望遠鏡で撮られた高空間分解能の可視の撮像データを用いて個々の星団を検出し、若い星団と古い星団の分布を調べた。その結果、密度波理論が予言する星団の年齢分布に一致する、10Myr以上の古い星団が6Myr以下の若い星団に比べて渦状腕の下流に分布する傾向を発見した。本研究により、NGC 4321のような比較的大きな棒状構造を持つ銀河では、主に渦状腕が共回転共鳴の近くに位置する理由で、従来の手法では密度波理論に予言されるずれを検出することが難しい可能性があることが示された。