2019年12月21日

1

テラヘルツ波が拓く新しい宇宙像＠国立極地研究所

SPICAとTHz観測の協同で挑む銀河天文学の考察

泉 拓磨 (NAOJ)& SPICAサイエンス検討会

次世代赤外線天文衛星 SPICA

2SPICA (Space Infrared Telescope(1) 150万km彼方の宇宙天文台 （@L2）

for Cosmology and Astrophysics)— 宇宙が重元素と星間塵により多様で豊かな世界になり、生命居住可能な惑星世界をもたらした過程を解明する —(3) 高感度MIR
・FIR装置群(2) 大口径冷却望遠鏡（2.5m, < 8K）（SMI・SAFARI）• JAXA + ESA• λ = 12 - 230 μm• 2027-2028年の打ち上げを目指す。

次世代赤外線天文衛星 SPICA

3観測装置のまとめ2019/5/27

SPICA サイエンス検討班3

次世代赤外線天文衛星 SPICA

4SPICAホームページより

SPICA
/SMI
Fact
Sheet
SPICA Mid-infrared Instrument (SMI) covers

Velocity-resolved
with /HRParameter

SMI /LR/CAM/HR

27
18 – 36
1300 – 2300 (b)(1100-1400)

15
12 – 18 (a)33000 (c)3.5”
0.7” x 0.7”
Si:Sb

60” x 3.7”
1 slit
2.7”
0.7”
Si:Sb

4” x 1.7”
1 slit
2”
0.7”
Si:As

13280 (e)1400 (e)1.0~4500

2.8~1.8

Band centre - mm
Wavelength - mm
Spectral resolution R(diffuse source)

27
17 – 36
50 – 150 (b)(20 – 110)

34
34
5

Field of view600” x 3.7”
4 slits
2.7”
0.7” x 0.7”
Si:Sb600” x 720”

Band centre FWHM
Pixel scale
Detector 1K x 1K
Point source sensitivity (5 /1 hr)(d)Continuum - mJy
Line - 10-20 W/m2 (f)Survey speed - arcmin2/hr (g)Diffuse source sensitivity (5 /1 hr)(d)(h)Continuum - MJy/srLine - 10-10 W/m2/sr
Saturation limit – Jy

25 (e)
5~280.04~200.05~10.6~1000

1.5~20000

3520525 30
λ (mm)

35

High-speed spectral mapping
and wide-area survey
with SMI/LR and /CAM

Spectral mappingwith /MR103

Sensitivity for a point source (5 , 1 hr)/HR 10-19-20
10SMI/LR (e)10210-18/CAM
1010-17

Line sensitivity for /MR, /HR (W/m2)/MR

Slit viewer
for SMI /LR

R=30000
18 20 25 301416
λ (μm)λ (mm)

Continuum sensitivity for SMI/LR (mJy)

the wavelength range of 12−36 μm with four channels:
spectroscopy (SMI/LR, /MR, /HR) and imaging (/CAM). 12

R=100 at z=3

R=2000Spec at z=3
R=1000

10-19/MR(j)High backgroundLow background(a) continuous coverage up to 18.1 μm + partial coverage for H2O 18.66 mm.
110-2035302520(b) λ/δλ = 150 (SMI/LR) and 1300 (/MR) at λ = 36 μm.
Wavelength (mm)(c) designed for λ20 mm diffraction limited PSF.
of(d) sensitivity estimated with Fowler-16 sampling for SMI/LR and /CAM (0.5 Hz), (g) survey speed for the 5 detection of a point source with the continuum flux
-19 W/m2100μJyforSMI/LRatλ=30μm(/CAMat34μm)
andtheline
fluxof
3x10
and with ramp curve sampling for /MR (0.5 Hz) and /HR (1 Hz sampling).
for /MR at λ = 28 μm, both in the low background case with overheads of readout(e) continuum sensitivity rescaled with R = 50, R = 1300, and R = 25000 fortime included (32 sec/frame for SMI/LR and /CAM due to Fowler-16 sampling).
SMI/LR, /MR and /HR, respectively.
(h) sensitivity for a diffuse source in a 4” x 4” (SMI/LR , /MR) or 2” x 2” area (/HR).
(f) sensitivity for an unresolved line.
(i) background levels are assumed to be 80 MJy/sr (High) and 15 MJy/sr (Low) at 25 μm.

SMI Factsheet v12 - 16 May 2019

6- R ≈ 300 for LR case- See for more details: Explanatory Note to SAFARI Fact Sheet on https://spica-mission.org/instruments.html#safari

Sky Visibility Contours (days per year)

Ecliptic poles have the highest visibility, while
the ecliptic plane has the lowest visibility (~167days/year).
HST Frontier Fields

based on the Observation Angle Constraint
Roll +10 deg. -10 deg
new shadow cone with 𝜃𝑆𝐶 = 13 deg

NEP

Galactic
Plane

ELAIS N1EGSGOODS-N

CygnusTaurusCOSMOS
GalacticCentreOphiuchus

UDSOrion

GOODS-S
ADF-S
Chamaeleon

SPICAの現状 (1/2)

8• SPICA実現のためには、ESAの宇宙科学プログラムであるCosmic Visionの中型ミッション5号機（M5）として採択されることが必須。

• M5に応募のあった25計画に対する一次審査の結果、SPICAを含む3つの計画が2018年5月に採択。

•:(M5の最終候補3計画から、2021年の夏頃に1計画が採択予定。

SPICAの現状 (2/2)

9• そのM5に勝ち抜くための様々な活動が、日欧の双方で強く要求されている段階にある。

• ESA側ではSPICA Science Study Team (SST)が設置され、その下にScience Working Groupが発足。2020年に”Yellow Book”を編纂予定（各界への宣伝）。

• 日本では、宇宙研所長の諮問機関として、SPICA研究推進委員会が2018年8月に発足。その下に、「SPICAサイエンス検討会」を設置。国内研究者にSPICAへの理解を深めてもらい、多くの重要サイエンスを洗い出してまとめることで、Yellow Book作成に貢献する。

SPICAサイエンス検討会
w

T P ,ie(10f-8 9048 9tv

zt

8 98 9u558 958 901uu 8 9u8 9uytyv
u8 98 98 9557 HC
8 98 9st

77:8 958 9rt_h_c2bn04

988 901)
b BH

B

3 ag

opkolmOHB@GH GW. NN
PNSO BNLOHB@A .HN@ S RNJ N @B IO
OHB@ R@PENPL@RHN H L.@ RPN RG OG@ N @ S @B IO
OHB@ O @ RENPL@RHN . NN
PNSO BNLOHB@ O @ R . O BH RHR BG @B IO

5d j

SPICA vs 南極THz望遠鏡 (30m)• 同種族の天体？を、redshiftを変えて同様の手法で観測。
• 同一天体を、波長を変えて観測。

南極THz

SPICAホームページより

11

検討その① High-z galaxyのPAHサーベイ

12

Overarching Motivation
Boylan-Kolchin+09

z=4Toft+14

3

SM
Gsz=6→z=2

OsQS

z=0

How do galaxies co-evolvewith cosmic structures?
- (proto-)clusters can be a nice laboratory.

EllipticalDrm yerger←z~0cQ

Gsz=1z~

20 h-1 Mpc

How do environments affect
the galaxy evolution?

銀河とブラックホールの宇宙論的共進化

13Figure 10. L: ψ 0 (lower points) and SFR0 (upper points) as a function of redshift for quiescent galaxies (normal cirrus plus cool dust; blue) agalaxies (M82 + A220 + young starburst; red) as a function of redshift, with simple analytical fits. R: differential 500 µm counts from HerMES ansurveys (Clements et al. 2010; Glenn et al. 2010; Oliver et al. 2010; Bethermin et al. 2012) compared with prediction of evolutionary model dBlack dashed locus: cirrus, blue: cool cirrus, red: M82 starburst, green: A220, black continuous locus: total.

Lookback time (Gyr)log ψ (M year –1 Mpc–3)–0.40246810Herschel (500μm)

12

Cosmic SMBH accretion history–0.8IRX-rayConstant?

–1.2

X-ray

SFRD

–1.6–2

Rowan-Robinson et al. 2016,MNRAS, 461, 1100

Madau & Dickinson 2014, ARAA, 52, 415–2.4012Redshift

34

56Figure 11. Star formation density as a function of redshift. Crosses: optical and ultraviolet data summarized by Madau & Dickinson (2014);
hexagons: FIR data of Gruppioni et al. (2013); filled red hexagons: starburst galaxies from present work derived from 500 µm sample; filled bluquiescent galaxies from present work; open squares: sum of starburst and quiescent contributions; open circles at z > 3: effect of assuming ψ 0 vaz)−1 .

爆発的星形成活動もSMBH降着も同様の赤方偏移進化を示す。
•
best-fit star-formation history (thick solid curve) with the massive black hole accretion[red•curve(Shankar et al.>2009);
lightluminosity
green shading (Airdet al. 2010)]
andには大きな不定性がある。
infrared (lightただし、z4のIR
function(SF)cchio et al. 2014) data. The shading indicates the ±1σ uncertainty range on the total
ity density.
The radiative efficiency has been setstar-forming
to ϵ = 0.1. The comoving
ratesof black
暗い天体も含めた、dusty(+ AGN)
activityの全貌を理解したい。
•been scaled up by a factor of 3,300 to facilitate visual comparison to the star-formation
Downloaded from https://academic.oup.com/mnras/article-abstract/461/1/1100/2595247
by National AstronomicalObservatory, Japan user
on 26 March 2018

→ 銀河が先か？BHが先か？

MNRAS 461, 1100–1

Imanishi-san’sslide

Obscured AGNs in (U)LIRGs

SPICA
SMI“PC”
Deep
SurveySPICASMIDeepSurvey?
2Kaneda et al.
15

 ALMA deep field in SSA22 (ADF22) as an example.

Kaneda et al. 2017

Umehata et al. 2019

2’ × 3’R2’(HU+, Plan: SPICA deep survey in proto-clusters:- one CAM field (10’x12’) would be sufficient to cover most of proto-cluste- Such observations should be very cost-effective.

（メモ）SPICAによる熱源診断

16

Spinoglio & Malkan 92, Spinoglio+17• 多様なIR微細構造線を用いた熱源診断も可能。

• ただし、AGNの場合だとNarrow Line Regionが形成されている必要あり = 「埋もれたAGN」とは言い難い天体のみに適用可能。

SPICA SMI Deep PAH Survey?
サーベイ計画案

17• 非常に大量の銀河がPAH分光でz ~ 2-4に発見されると期待。

Kaneda et al. 2017

Deep

• AGNもあって興味深い。
• ただし1 fieldでの話。
→ vs. protoclusterの統計 （久保さん）

PAHで検出される銀河数の期待値（括弧内はAGN有の銀河）

w/ SAFARI

18• 各PAH featureについて、SMIの波長域を外れても、SAFARIで十分にカバーできている。

• z > 4 でも十分な数の星形成銀河が検出される（各光度binで>100個くらい…？）。
Kaneda et al. 2017

→ Dust-obscured
activity at z > 4

Science
Case:
unbiased
MIR
view
MIRで見えてくる世界…？
(HU+. Sci, 19)?
MUSE

ALMA Band6

Chandra

SMI/CAM=> Deep survey at various wavelengths provides new pictures for years.
• ダストに埋もれて、かつ、活動的な現象が効率よく発見される。
=> Are there ‘missed’ MIR-selected populations?
• 若いphaseのAGN、爆発的星形成活動の現場、…

19

Dunlop et al. 2017

THz - submmの重要性• Cold dust SEDのpeakやRJ tail側を、まんべんないredshift範囲で抑えることはダスト質量・温度の制限、ISM進化の理解において重要。

> MIR wavelengths are missing pieces in characterizing SEDs of high-z galaxies.
> We can(i) obtain more accurate SEDs and specify each contribution (SF/AGN).
(ii) use PAHs as an independent SFR tracer.
Riechers et al. 2019
(VLA COLDZ survey)• SFR(D)の赤方偏移進化を、ガス量の観点から理解したい。
→ ダスト連続波、CO・[CI] 輝線等を用いた広域サーベイ？？

THz - submmの重要性

21とあるSMGのSED例（真喜屋さん作）
102• 高周波数帯は南極の方がFigure 1: The expected

Td = 60 K
50 K

大気条件が有利。
SXDF-ALMA01 (one ofFlux [mJy]

40 K
101

Herschel/SPIRE
confusion limit(500μm, 5σ)

30 K

20 K
10ALMA
Band 90200

1000

400
λ [µm]

2.1

SXDF-ALMA 01→PWVsolid~ 0.2mm
アタ thcolorlines(!?;showwith various dust tempera
カマのbest値)

40 K, 50 K and 60 K. Th• Herschelのconfusion(i.e., total IR luminositylimit以下なことが重要！
the observed 1.1mm flux ohorizontal
dashedlinesh
高周波観測でTに制限
dust• of Herschel /SPIRE at 50をつけることが可能
cal solid line is the repre→
より正確なダスト量のALMA
band 9.
推定へ。

Science goals

Our main aim is to unveil the true nature of SMGs in the peak era of cosm

南極望遠鏡（KIDカメラ）？

22

連続波電波カメラ（NKID）（案）NEP = 6×10-18 W Hz-1/2 → TRX = 1.5 K for B=40GHz

周波数帯
GHz230
ポー 400ト１ 650850

ポー 1300
ト２ 1500•感 度 (5σrms) （τ=積分時間）

角分 素子数解能 N

Mapping speed[deg2 hr‐1 mJy‐2]

τ=60
sec

1 hour10 hours

Confu
sion

0.67
mJy
1.12

0.087
mJy
0.15

0.027
mJy
0.046

0.19mJy
0.22

11”4000×2

128×2

6.2”

6300×2

22×2

レンズ

1.68

0.22

0.069

0.052

3.8”

16600×3

9.8×3

レンズ

2.45

0.32

0.10

0.011

2.9”

27000×2

4.4×2

レンズ

13.6

1.76

0.48

0.00035 1.9”10800×2

0.024×2 ホーン

46.4

6.00

1.890.00009 1.7”14400×3

0.0022×3 ホーン

レンズ

Total 7.2万素子＋11.9万素子N:Mapping speed (MS)NEFD 2
基本的に高周波はconfusion limitの影響なし。10h積分で、sub-mJy source@submmのdust放射peak (数百μm) は十分おさえられるだろう。

• （サブミリ波帯がconfusion limitに達しがちなのは気になるところ）• [CI]輝線の話はこの後の保田さんtalk参照。

検討② AGN outflow

23

The Astrophysical Journal Letters, 729:L27 (7pp), 2011 March 10

Velocity

Mrk 231[OIII] FWHM

Neutral gas

Fig. 9. Top: [OIII]λ5007 emission line morphology of MRC0406-244 at z = 2.42 with
contours showing the 1.4 GHz morphology.
Top right: [OIII]λ5007 emission line morphology with contours showingthe line-free restQSO
frame optical continuum. Bottom left: velocity
map. Color bar shows the relative velocities inkm s−1 , contours indicate the 1.4 GHz morphology. Bottom right: maps of the line widths, color
bars show the FWHM in km s−1 , contours inRupkeNorthet al. is2011,
dicate the 1.4 GHz morphologies.
up,ApJ, 729, L27
east to the left in all images.

[kpc][OIII] velocity
SDSS
composite

Nesvadba et al. 2008, A&A, 491, 407•A&A 518, L155 (2010)[kpc]

AGN駆動された高速outflowは頻繁に観測されnce for AGN-induced masている。銀河を超える広がり。
(see for a recent0.3
n powerful radio galaxies,0.03

review in King & Pounds 2015, ARA&A, 53, 115)s, i.e. the molecular phase,
0.2
outflowsも多数発見されてきていe of• theMolecular
AGN. Indeed,mosthost galaxies of QSOs and0.1
る。各種outflowのうち、質量の大部分を担w CO lines (with a widthacing い、星形成の抑制に寄与。
regular rotation pat(e.g., Feruglio et al.
0prominent molecular out-1000-500 A&A,
0 562,
500 21)1000
L155, Cicone et al.
2014,
Wilson 2010,
et al. A&A,
2008;518,
ScovilleVelocity [Km/s]

CO(1-0)Feruglio et al. 2010,A&A, 518, L155

0.02

0.01

0-1000 -5000500

Velocity [Km/s]

1000

SPICAで調べるAGN outflow（中心核編）

CO ro-vibrational lines (~4.7 µm)

馬場くん＠天文台’s slide• vibration: v=1‒0• rotation: ∆J= 1• simultaneous observation of multiple J• basically observed in absorption• can eﬀectively probe the vicinity of AGNs

24

SPICAで調べるAGNoutflow（中心核編）
prior observations (ground-based)prior observations (ground-based)• Shirahata+13, PASJ, 65, 5, Onishi+ in prep.
• CO振動回転遷移線の高速度分解能観測は、すSubaru IRCS (R=5,000) observations• でに近傍ULIRGに対してSubaruで実例あり
ULIRG IRAS 08572+3915 (z=0.058)• (Shirahataet al. 2013)。
• each line velocity resolved• 多遷移輝線解析から、温度・体積密度・柱密度18‒218‒2)outﬂowing gas (~300 K, NCO~5x10cm• の制限が可能。
CO• likely originating from the nuclear region25

a model (decelerating)

SPICAで調べるAGN outflow（中心核編）

26

馬場くん＠天文台’s slidev = 200 → 50 km s−1
T = 800 → 600 KnH(initial) = 1 × 106 cm−3
nr 2v = const .
[CO]/[H] = 10−5·−1
MOF ∼ 30 M⊙ yrblackbody
1500 K90º

200 km/s 50 km/s
1 pc

2.5 pcSPICA/SMI-HR

1.5
Normalized Flux

Normalized Flux

1.5

1.0

0.5

0.0

R~33,000
4.4

4.6
4.8
5.0
Rest Wavelength (micron)

5.2

P(8)

1.0

0.5

0.0

-300
0300
Velocity (km/s)

SPICAで調べるAGN outflow（銀河スケール編） 27
Herrera-Camus
et al.:outflows
OH Molecular gas inflows and outflows
Herrera-Camus et al.: OH Molecular gas
inflows andHerrera-Camus+19; Veilleux+13SDSS

Fig. C.1. Total molecular mass loss rates inferred from models of multiple OH transitions in 12 local ULIRGs by G
gray circles) as a function of the observed OH 119 µm equivalent width for gas with velocities v < 200 km s 1 (Eroot of the FIR luminosity. The implied mass outflow rates for IRAS F13352+6402, IRAS F20036-1547, and QSO
as red, green, and black diamonds, respectively.

•

基本的にはOH absorptionを使って、blueshift成分をfitし、outflowに言及。

•OH 119 μmがメイン。その他、65, 79, 84, 119 μm（more is better!）•SPICA/SAFARIの波長範囲 (~230um)の制限 → z ~ 1くらいまで観測可能。

ownloaded from http://mnrasl.oxfordjournals.org/ at University of Tokyo Library on August 26, 2014

ded component.
e spectrum shows a clear narrow [C II] 158 µm emission line,
was already detected by previous observations (Maiolino

THz観測：Higher-zへ！
SDSS
J1148+5251
composite(z = 6.4)
Maiolino et al. 201228

Bischetti et al. 2018

現状、cold outflowは、z <~1でCOやOH、
z ~ 6で[CII]、を使ってしか調べられていない。

•[CII] outflow@J1148+5251- Mout > 3500 Msun/yr•

実はz > 6 QSOでは[CII] outflowの個別検出はこれしかない。

•[CII] stacking解析の結果、かなり低いoutflow rateが平均的描像。
→ ~100 Msun/yr (Bischetti+18)

48天体をStackTHz観測：Higher-zへ！

29

A&A proofs: manuscript no. OHoutflow_accepted

Herrera-Camus et al. 2019

following Equation C.1 we expect the1Ṁ
⇠290
Myrand ⇠ 570 M yout,molz=
6.13
QSOでのtentative•
Both IRAS F20036-1547 and IRAS
sified as AGN
accordingto theirdetection(ALMABand7) WIS
that the outflows could be driven by a c
starburst activity. For IRAS F13352+64• 吸収線なので、背景光源がto the bolometric luminosity may be as
明るければfeasible…？
et al. 2010), so if we convert the far-inf
ated to the starburst into a SFR we fin⌘ & 1.5. For IRAS F20036-1547 there> 1の宇宙で、「OH• zAGN
contribution to the luminosity, sofar-infrared emission is associated to thabsorption→ outflowの定
mass loading factor
lower limit of ⌘ &ing factors are consistent with outflow
量化」の流れを確立する。
formation (e.g., ⌘ ⇠ 1 3 in NGC 252013;al. 2015) or mixed→z =Leroy
1 - 3et のcosmic
noonAGN⌘ ⇠ 1 3 in IRASF 10565+2448 or2014), so additional information is needがちょうど観測できる。
nant source behind the wind.
In terms of outflow incidence, if weFig. 2. OH 119 µm spectrum of ULAS J131911+095051 (black and 4 ULIRGs at z ⇠ 0.2 0.3 with the sellow). The shaded grey rectangles show the ±1 uncertainty on the z ⇠ 0.3 from Calderón et al. (2016), w

まとめ30• ダストに埋もれた宇宙の活動性を理解するため、従来の同波長帯装置を凌駕する圧倒的感度をもつSPICA計画が進行中。

• 多くの若手を中心に、サイエンス検討会も発足（天文学会企画セッション）。研究者向けdocumentの編纂に向けて活動中。

• SPICA自身が作るdeep fieldで、大量のdusty galaxyが発見される。ただし、それらのcold componentはやはりTHz - submmで抑えるべき。
→ ISM量の定量評価。ISM進化と紐づけたSFRD進化の理解。

• AGN-drivenのアウトフローもSPICAで中心核から母銀河に至るまで観測可能。…ただし！赤方偏移の範囲が狭めな気がする。

• THz - submm観測では、OH吸収線の高感度観測を広い赤方偏移範囲で実施。最も活動性が高くなるz = 1 - 3でのcold outflowの定量評価を確立。