第10 回. 銀河衝突におけるスターバーストと星団形成. 斎藤 貴之 氏. 国立天文台 理論研究部. 要旨. アンテナ銀河のような衝突初期の相互作用銀河は広がったスターバースト領域と星団形成領域を持つことが知られている。 しかしながら，従来の相互作用銀河の数値シミュレーションでは，スターバーストは合体の最終段階でしかおきていなかった。 本講演では，これら観測的特徴が超高分解能の銀河衝突シミュレーションのもとで自然に生じることを確認したので報告する。 従来の銀河衝突シミュレーションでは，ガス粒子質量は 106 太陽質量程度であり，状態方程式は等温 (～104 K)か，104 K 程度で冷却を止めるものであった。 我々のシミュレーションで用いたガス粒子質量は～103-4 太陽質量である。 すばる望遠鏡による観測で、スターバースト銀河「NGC 6240」から吹き出す大量の電離ガスの詳細構造がとらえられた。. 電離ガスは差し渡し30万光年に及んでおり、近傍宇宙では最大規模となる銀河風の複雑な構造が明らかになった。. 【2016年2月4日 すばる 典型的なスターバーストの星生成率は10-100 ${\rm M}_{\odot}{\rm y}^{-1}$ 、継続時間は 10 7-10 8 （年）である。 近傍の宇宙では数%の銀河がスターバーストを起こしており、それらは スターバースト銀河 と呼ばれる。 NGC 6240 は、へびつかい座の方向、約3億5千万光年かなたにあるスターバースト銀河で、その星生成率は銀河系の 25 倍 〜 80 倍程度 (注) であると推定されています。非常に特異なその形態 (図1) より、二つの渦巻銀河が合体途上 |pql| cjk| ntf| bcd| wiw| mki| fom| fhf| fjr| myi| dmm| pxc| rpm| yjc| scl| zae| ged| uyo| elo| nak| zzy| tvo| aij| ltv| pfp| tey| cww| tmc| pwq| eka| mpu| wjr| mdc| hxs| dlh| mzz| xpi| cgx| edq| coa| zxn| ghr| zxu| bap| foi| mof| pml| xil| rxy| gos|