南極30m級テラヘルツ望遠鏡
で探る近傍銀河（ライン観測）久野成夫（筑波大学）
高野秀路（日本大学）

近傍銀河のSubmm-THz帯でどの輝線・吸収線が受かるか？
Arp220• 最近傍のULIRG(Ultra Luminous IR Galaxy) 𝐿FIR ~1012 𝐿⨀• D=77Mpc (𝑧~0.0181)• 𝑀H2 ~1010 𝑀⨀

CO, [CI], H2O+, H2O, OH+, CH
CH

Hershel: Rangwala et al. (2011)• CO, CI, NII, CH, OH+, H2O+, ArH+, HF, (H2O)

CH

Hershel: Rangwala et al. (2011)•マッピング可能なライン•CO, CI, NII•分子ガスの物理状態の分布•ALMAで苦しい周波数•CH, OH+, H2O+, ArH+, HF

CO Spectral Line Energy Distributions(J=1-0) →(J=13-12)(1497GHz)
近傍銀河17個

NGC253
M82

Luminosity

NGC4038

Hershel: Kamenetzky et al. (2014)M83

• 2成分でフィット (RADEX)• Cool & Warm 成分 （n, Tk, Nco, φ）

M82

NGC253Warm

M83

Kamenetzky et al. (2014)Cool• Cool & Warm成分ごとの質量• より正確な分子ガス質量（スターバースト銀河でのXco∝√n/Tの不定性）• 分子ガスの物理状態の比較（星形成の規模との関係）

NGC4038

M82

M83

Kamenetzky et al. (2014)

NGC4038
Overlap

NGC253

M82:スターバースト銀河（残念ながら南極からは観測できない）• 12CO +13CO → 高精度化
• CO(J=13-12) ~10mK• 南極30m: dV=20km/s

積分時間~10時間（５σ）• ビームフィリングファクターが上がる ⇒ マッピング可能？ （マルチビーム）

12COWarm

K km/s

K km/s

12CO
13COCool

Hershel: Kamenetzky et al. (2012)•M83 SLEDs map （体積密度分布）
Hershel 42”(920pc) ⇒ 南極30m ～5”(110pc)
Bar

Arm

・GMCスケールで温度、体積密度の比較
・SFR∝Σn ⇒ SFR∝ρn中心

ArmBarWu et al. (2015)

[CI](1-0)(492GHz)&(2-1)(809GHz)• 南極：[CI]2輝線観測可能（492GHz, 809GHz）
励起温度：𝑇ex = 𝐸2−1 ln

𝑔2 𝐴2−1 𝑆1−0
𝑔1 𝐴1−0 𝑆2−1−1 A: アインシュタインA係数
g: 統計的重み
E: エネルギー差

近傍銀河17個 (Hershel)・ダスト、分子ガスの温度と相関なし

・分子ガス量のよいトレーサー

Hershel: Kamenetzky et al. (2014)

N(H2)

X(CO)

I(CO)

I(CI)

(U)LIRG & starburst

N(H2)

X(CI)

Hershel: Israel et al. (2015)•比較的高密度ガスをトレース 𝑛 H2 ≥ 104 cm−3
•１輝線ではCOよりよくない？

•CI:分子ガスのよいトレーサー？
• 高密度ガス領域、一部は光学的に厚い• High z で使えるか？
NGC253

ALMA HPBW~3”

Krips et al. (2016)•CI＋CO ⇒ 分子ガスの物理状態

LVG model: Israel et al. (2015)

Arp220
JCMT HPBW~10” ⇒ 南極30m ~5” 0.4 K?

JCMT: Papadopoulos et al. (2004)

NII(1461GHz)• 星形成率のトレーサー• 希薄な電離ガス： 臨界密度～50cm^-3M83 15”(330pc)

Tb~0.1K

Hershel: Wu et al. (2015)

ULIRG・銀河全体：SFR∝L(NII)

M83
・NIIは頭打ち

Log(L(IR))

NIICI

M83全体

CO(1-0)
Log(L(NII))
Hershel: Zhao et al. (2013)

Hershel: Wu et al. (2015)

log SFR

M51

Antennalog F(NII)• SFR vs. F(NII)• 良い相間• 星形成の活発度による違い？
• 強い星形成 ⇒ NIIの放射率が下がる

Hershel: Hughes et al. (2016)

CH(532/536GHz, 1471/1477GHz)• 分子ガスのトレーサー：希薄でUVが透過できるガス• 高密度領域では、C+がなくなる ⇒ CHも形成されない

C + + H2 CH2+ + ℎ𝜈
CH2+ + H2 CH3+ + H

CH2+ + 𝑒 − CH + H
CH3+ + 𝑒 − CH + H2

Hershel: Qin et al. (2010)

• 超微細構造線 ⇒ 光学的厚み• 2輝線 ⇒ 励起温度e.g., Arp220: 𝑇ex = 41 ± 10K

Arp220CH532/536
CH1471/1477

Tb~4mK(Hershel) （点源なら：~0.3K(南極30m)）
Hershel: Rangwala et al. (2014)

どういった領域から放射されるか？
X[CH/CO]• NGC1068(AGN)≫NGC253、M82(Starburst)⇒AGNの指標？

Hershel: Rangwala et al. (2014)

OH+(909GHz, 971GHz, 1033GHz)
H2O+(1115GHz, 1139GHz)• OH+, H2O+: H+が多く、分子の割合が小さいところで多い⇒ AGNで豊富（AGNの指標？）
OH+
H + + O O+ + H
O+ + H2 OH + + H
H + + OH OH + + H

H2O+OH + + H2 H2 O+ + H
H2 O+ + H2 H3O+ +H• P Cygni profiles ⇒ 分子ガスのアウトフロー
噴出速度、分子ガスの放出率
Arp220

Redshift:輝線
Blueshift:吸収線

Hershel: Rangwala et al. (2011)

ArH+(618GHz, 1235GHz)• 希薄なガス：分子ガスの割合10-4-10-3で存在比が最大⇒ 原始ガスの良いトレーサー

38ArH+

36ArH+SgrB2

Hershel: Schilke et al. (2014)

PKS1830-211
z=0.88582

ALMA： Muller et al. (2015)

HF(1232GHz)• 一度形成されると壊れにくい• 分子ガスのよいトレーサー（HF/H2が一定）• 臨界密度が高い：～109 cm-3 ⇒ 吸収線• P Cygni profile ⇒ 分子ガスのアウトフロー
NGC253

NGC4945

Hershel: Monje et al. (2014)

LMC• 距離：～50kpc• Hershel:17”-42”(4-10pc) ⇒ 南極30m：1”.7-5”(0.4-1.2pc)

30Dor

0.5K

CI(2-1)HPBW=26”

0.5K

CI(1-0)HPBW=38”

12CO(7-6)

13CO(4-3)

12CO(4-3)

NANTEN2/KOSMA: Pineda et al. (2012)

NGC159W
CO(5-4)19Jy/beam(42”)~40mK

CI(2-1)
5.4Jy/beam(27”)~14mK

NII(1-0)
2.7Jy/beam(17”)~5mK

Hershel: Lee et al. (2016)

まとめ• CO Spectral Line Energy Distributions：
GMCスケールでの温度、体積密度？
• CI： 分子ガスのトレーサー？ 分子ガスの物理状態？
• NII： 星形成率の指標？
• CH： AGNの指標？
• ON+, H2O+： AGNの指標？ アウトフロー？
• ArH+： 希薄なガス、原子ガスのトレーサー• HF： 分子ガスのトレーサー？ アウトフロー？
• H2O？
• 個別天体：LMC

H2O
NGC253• P Cygni profile ⇒ 分子ガスのアウトフロー

M82
NGC4945

van der Tak et al. (2016)van der Werf et al. (2010)