3 6 6.1: ALMA 6.1 galaxy, galaxies the Galaxy, our Galaxy, Milky Way Galaxy

G. Galilei W. Herschel cm J.C. Kapteyn H. Sharpley 30 E.P. Hubble 6.2 6.2.1 b l 6.2 b = 0

6.2: l = 0 6.2.2 6.1 6.3 ( 60-100µm) µm 10-40 GHz 21cm

図 6.3: いろいろな波長での天の川の画像 上から 電波連続 波 408MHz 水 素 21cm 線 電 波 連 続 波 2.5GHz 一 酸 化 炭 素 輝 線 遠 赤 外 線 中 間 赤 外 線 近 赤 外 線 可 視 光 X 線 http://mwmw.gsfc.nasa.gov/ さまざまな分子輝線 原子輝線 は 中性や電離星間ガスの分布を示 している これらはもっぱら銀河面から強く放射されている つまり 銀河系の星や電離ガス 中性ガス 分子ガスや磁場は 銀河面に集中 しているということである 銀河面から離れれると星間ガスの密度は 下がるが その分布は一様ではなく スパー構造やループ構造など複 雑なサブストラクチャーが観測される ただし これらの構造は一般 に距離を決めるのが難しいため 太陽系近くの小さな構造なのか 遠 く離れた大きな構造なのかについては論争がある COBE (COsmic Background Explore) 衛星による近赤外線画像

6.3 6.3 6.4: I 6.3.1 6.4 1) 2) 3) 100-200 4) 5)

10 12 M COBE j disk j bulge j disk (x, y, z) = I d sech 2 (z/2z 0 )e R/R d (1 e m β 2z 0 j bulge (x, y, z) = I b a z sech 2 (m b )e (R R bar)2 /h2 bar 6.5 I d = 867L pc 2 I b = 1300L pc 2 R d = 2.5 kpc z 0 = 0.17 kpc R bar = 2.97 kpc h bar = 0.44 kpc m h a z, m b, β 2.2 10 10 L, 0.62 10 10 L h ) 6.3.2 6.5 NGC 891

6.5: Freudenreich 6.5 4 3 Boxy bulge 20-30 10

6.3.3 15 j disk e R/R d 0.3 1 100 1M yr 1 6.3.4 10 9 M 300 20 1 cm 3 100 cm 3 * * M * pc

6.8 15 30 20 6.3.5 200-300 I II 100 km s 1 1926 J.H. Oort II Ia 6.6.1 6.3.6 150 10-100 1

M15 10 6.3.7 LSR: Local Standard of Rest Θ Π Z 6.6 LSR Θ 0 LSR LSR (U, V, W ) (U, V, W ) = (Π, Θ Θ 0, Z) (U, V, W )

6.6: l v R LSR LSR 1 15000 (U, V, W ) = (11.1, 12.2, 7.3) km s 1 Schonrich, et al. 2010) (U, V, W ) (1, 2, 0.5) km s 1 LSR R 0 Θ 0

1980-90 R 0 7 9 (Reid 1993) R 0 = 8.0 8.4 kpc (Ghez+2008, Gillessen+2009), Sgr B2) R 0 = 7.9 +0.8 0.7 kpc (Reid+ 2009) R 0 = 8.0 kpc Θ 0 200-280 km s 1 Θ 0 /R 0 30 km s 1 kpc 1 R 0 Θ 0 Θ 0 /R 0 = 30 km s 1 kpc 1 R 0 = 8 kpc Θ 0 = 240 km s 1 V = 12 km s 1 252 km s 1 LSR Θ 0 /R 0 6.3.8 1958 (HI) 21cm 6.7

local arm (2003,2006) 6.8 17 25 1.5% 0.5 2 1.5 10 50-160

6.7: 4-arm Georgelin & Georgelin (1976)

6.8: (Nakanishi & Sofue 2003, 2006) 6.9 COBE 6.3 6.10

6.9: Baba et al. 2010) 6.7 10-20

km s 1 10% 6.10: 6.11

6.11: Nakanishi & Sofue 2003) ( 6.9 8

6.3.9 6.12: Clemens(1985) (M(r)) v(r) GM(r) r 2 = v2 (r) r G v(r) R v(r)

0 < l < 90 270 < l < 360 v term v(r) R = v term + Θ 0 sin l R = R 0 sin l R 0 Θ 0 R 0 Θ 0 R 0 Θ 0 6.5 6.9 v(r) 6.12 v(r) 6.4 100 10

関連している 銀河系の中心は太陽系から わずか 8 キロパーセク にあるために その中心部の構造を詳しく観測することができ 多く の興味深い構造が発見されている 6.4.1 Sgr A*付近の構造 図 6.13: 銀河中心付近の 90 cm 電波画像 銀河系の中心の数パーセクには 高密度で明るい星のクラスターや 中性ガス 電離ガス さらに非常に高温のガスが存在している 図 6.13 中心の直径１パーセクの領域はほとんど電離している そこ

Sgr A West X 100 K 6.14 1.5-4 CND CND Sgr A East 5-100 6.14: Sgr A Sgr A* 10 A* Sgr A* 6.14 VLBI 0.4 1.2 Sgr A*

Sgr A* 6.4.2 Sgr A* VLA Sgr A* 30 Sgr A* 10 1000 km/s VLBI Sgr A* 6.15 Sgr A* (Gillessen et al. 2009, Ghez et al. 2008, Genzel et al. 2010) 125 430 6.5 1 M31 50 75

6.15: Sgr A* S2 1992 2010 (Large Magellanic Cloud: LMC (Large Magellanic Cloud: LMC 10 13 M 6.5.1 LMC SMC 2 10 10 M 2 10 9 M

6.16 1987 2 1987A 10 ATCA 6.16 7 10 8 M CO 1.2m 2400 m 4m 4800 m NANTEN2 ASTE 270 LMC 6.16 2 100 LMC 30 Dor ( 30) 400 pc 80 LMC SMC

SMC 5 10 8 M LMC 1% 6.16: CO 6.5.2 LMC/SMC SMC LMC LMC/SMC 100 Magellanic Stream

LMC SMC LMC 30 Dor 6.6 6.6.1 [X/Y] X Y n(x), n(y) [X/Y] log 10 n (X)/n (Y) log 10 n (X)/n (Y) [Fe/H] = 1 10 1

6.17 [Fe/H] = 0 1/50 6.17: Fulbright et al. 2006; Yoshii et al. 1996;Tsujimoto et al. 1999

6.6.2 (near field cosmology) 100 Near-Field cosmology 60 km 6.6.1 ELS) 1962 ELS SDSS ELS SDSS [F e/h] < 1) 6.18

6.18: SDSS/SEGUE [Fe/H] (Calloro et al.2010) SDSS References ALMA http://alma.mtk.nao.ac.jp/j/news/alma/2010/0222post_289.html Fujii et al. (2011) Baba et al. (2010) Wada et al. (2011) (Georgelin & Georgelin 1976) Schoenrich, Binney, Dehnen (2010) Chiba, M. 101 11, 645 II Sofue, Rubin (2001) ARAA 39, 137

Genzel et al. 2010 Galactic Astronomy, Binney & Merrifield (1998) http://rsd-www.nrl.navy.mil/7213/lazio/gc/ Tsujimoto et al. 1999 Bulge Fulbright et al. 2006 Disk Yoshii et al. 1996 halo star: metal-eccentricity Carollo et al. 2010