系外銀河における中性炭素原子輝線観測
筑波大学 D1
保田 敦司 (YASUDA Atsushi)

2019/12/21

研究会「テラヘルツ波が拓く新しい宇宙像」

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水素分子(H2)ガス量の測定• 水素分子(H2)Ø宇宙に最も豊富に存在する分子Ø銀河進化や星形成の理解に重要Ø電気双極子モーメントを持たないため、分子雲(~数十 K)中のH2分子の直接観測は困難。

• 一酸化炭素(CO)Ø分子雲中でH2分子に次ぐ存在量 ([CO]/[H2] ~ 10-4)
Ø12CO(J=1-0): 極低温の分子雲でも容易に励起 (𝐸/𝑘 = 5.5 K)
ØCO-H2質量変換係数 𝑋)* (12CO(J=1-0))

𝑁 H- [cm1- ] = 𝑋)* 𝐼)*
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𝐼)* = ∫ 𝑇𝑑𝑣

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H2ガストレーサーとしてのCOの課題• low metallicity

COLeroy+11𝛼)* [𝑀⊙ 𝑝𝑐 1- K km s 1Q 1Q ]Metallicity

COH2

COで観測されるH2ガスが実際よりも小さくなる• high-𝑧 galaxy

Metallicity (12 + log(O/H))• 12CO(J=1-0)静止周波数: 𝜈:;<= = 115.271 GHz• High-J CO & high-J CO/CO(1-0) line ratioからCO(1-0)を推定→ Line ratio: 銀河のタイプ・銀河内部でばらつき
High-J CO: warm & dense gasをトレース
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中性炭素原子CI• サブミリ波 & テラヘルツ帯で観測
Ø[CI](3P1-3P0) ([CI](1-0)) 𝜈:;<= = 492.161 GHz
Ø[CI](3P2-3P1) ([CI](2-1)) 𝜈:;<= = 809.344 GHz(CO(4-3): 461.041 GHz, CO(7-6): 806.651 GHz)
Photodissociation Region (PDR)

Hollenbach+99
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H2トレーサーとしての[CI]輝線• 臨界密度ØCO(1-0): ~10Y cm1Y
Ø[CI](1-0): ~500 cm1Y [CI](2-1): ~10Y cm1Y (Papadopoulos+04)• 𝜈:;<= ([CI]) > 𝜈:;<= (CO(1-0))ØCO(1-0)よりもhigh-𝑧での観測が可能• Low metallicity領域や強い(FUV, cosmic ray)輻射場でCO光
解離 (CO → C + O)の促進。
ØCの存在量が増加。COに代わるH2トレーサーとして期待

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Simulation (Papadopoulos+18)
𝑛 = 50 cm1Y
𝑍 = 1𝑍⊙ 𝑍 = 0.2𝑍⊙

𝑛 = 100 cm1Y
𝑍 = 1𝑍⊙ 𝑍 = 0.2𝑍⊙𝑛 = 200 cm1Y
𝑍 = 1𝑍⊙ 𝑍 = 0.2𝑍⊙

H2HI

COCI

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Simulation (Papadopoulos+18)
𝑛 = 50 cm1Y
𝜁 ^ = 30𝜁 ^ = 300

𝑛 = 100 cm1Y
𝜁 ^ = 30𝜁 ^ = 300

𝜁 ^ : Cosmic ray energy density
𝑛 = 200 cm1Y
𝜁 ^ = 30𝜁 ^ = 300

H2

HICOCI

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[CI]輝線観測(銀河系内)• Orion A and B clouds (Ikeda+02, 富士山頂サブミリ波望遠鏡)• Integrated intensity of [CI](1-0)/13CO(1-0):
almost constant value (0.5 ~ 0.8)
• Abundance ratio 𝑁 CI /𝑁(CO):almost constant at the interior• Orion A giant molecular cloud (Shimajiri+13, ASTE)• Optically depth 𝜏)b = 0.1~0.75 → optically thin
• [CI](1-0)分布が13CO(1-0)分布と相関が良い→ CIは分子雲内部までCOと共存、dense領域をトレース
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[CI]輝線観測(近傍銀河)
Jiao+19• Herschelによる近傍銀河の[CI](1-0)、[CI](2-1)輝線観測(~ kpc scale)。
• 15 nearby spiral galaxy + Seyfert andstarburst galaxy + LINER• [CI](1-0) ([CI](2-1)) and CO(1-0)
luminosities→ tight and nearly relation

kpc scaleでは[CI](1-0, 2-1)とCO(1-0)は線形相関

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[CI]輝線観測における課題
近傍銀河での[CI]輝線観測• COとの相関(様々な領域(構造)、環境、分子雲の性質に対する変化)• H2ガストレーサーとしての有用性(CO?, [CI]?, Dust?)• High-z galaxy• Low metallicity regionにおける[CI]のH2ガストレーサーとしての有用性• これまでの近傍銀河における[CI]輝線観測
Ø銀河中心の観測 (Israel+05, Krips+16, Miyamoto+18, Salak+19)ØHerschelによる1点 or kpc scale観測 (Jiao+17, 19, Israel+15)銀河の構造が分解可能なスケール(sub-kpc)以下での広域[CI]輝線観測が不足

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近傍棒渦巻銀河 M83
Morphology1SAB

Ra. (J2000) 113c 37d00< . 48

Dec. (J2000) 1−29∘ 51^ 56^^ . 48

Distance [Mpc] 14.5

PA [deg] 145

Inclination [deg] 124

1: Kuno et al. (2007)© Subaru Telescope (NAOJ), Hubble Space Telescope,
European Southern Observatory

豊富なCO multi-line data
• 干渉計(ALMA):Ø 12CO(1-0, 2-1, 3-2) (PI: Hirota)
Ø 13CO(1-0) (PI: Sakamoto)2019/12/21•単一鏡：Ø 12CO(1-0) (NRO45m, Kuno+07)
Ø 12CO(3-2) (ASTE, Muraoka+09)

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近傍棒渦巻銀河 M83
Telescope

ASTE (PI: Miyamoto)

Observation line[CI](3P1-3P0)(492.160651 GHz)

HPBW

17^^ ×17^^ (= 387 x 387 pc)

Main beam efficiency

0.45 at 490 GHz

Observation seasons

2017/07~08, 2019/07

Data Reduction

COMING-ART (Sorai+19)

V-band image (gray) & observation region withASTE (yellow rectangle)• 領域毎での[CI](1-0)/CO line ratioの変化• Line ratioを変化させる要因(環境・分子雲の性質など)の解明
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近傍棒渦巻銀河 M83• CO archival data
Ø12CO(1-0): NRO45m (CO Atlas), Kuno+07
Ø12CO(3-2): ASTE, Muraoka+09• 領域区分
• ピクセルごとで[CI](1-0)/CO lineratio(積分強度・ピーク温度、3𝜎以上)を測定• 銀河中心(center)と円盤(disk)領域での[CI](1-0)/CO line ratioの変化を議論• 青点：center 青点以外：disk
V-band image (gray) & Hi intensity (red contour)
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結果 - [CI](1-0) – COピーク温度
𝑇j;kl,)*(Q1n) ∝ 𝑇j;kl,[)b](Q1n) n.npp

imilerP[CI](1-0)/CO(1-0)

yran𝑇j;kl,)*(Y1-) ∝ 𝑇j;kl,[)b](Q1n) n.qY-[CI](1-0)/CO(3-2)

Black contour: Hi intensity
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結果 - [CI](1-0) – COピーク温度𝑇j;kl,)*(Q1n) ∝ 𝑇j;kl,[)b](Q1n) n.nppimilerP[CI](1-0)/CO(1-0)

yran𝑇j;kl,)*(Y1-) ∝ 𝑇j;kl,[)b](Q1n) n.qY-[CI](1-0)/CO(3-2)(sub-kpcスケール観測) [CI](1-0)がトレースするBlack contour: Hi intensity

ガスは、CO(3-2)がトレースするガスに近い

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議論 - [CI](1-0) – COピーク温度分布

Pyranimilre[CI](1-0)/CO(1-0)

Pyranimilre[CI](1-0)/CO(3-2)• [CI](1-0) vs CO(1-0)
以下の領域で比が増加傾向(1) Armの上流 → 下流
(2) Bar → 銀河中心• [CI](1-0) vs CO(3-2)
Hi peak付近で比が減少傾向• ガスの性質(ガス温度・密度・CI/CO存在比)• 環境(輻射場強度)との関連は？

Black contour: Hi intensity
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[CI]/CO強度比とガスの物理状態• RADEX for non-LTE analysis (van der Tak+07)
Ø[CI]/CO強度比を増減させるガス密度・温度・CI/CO存在比の条件を推定
ØCI/CO存在比 = CI柱密度 𝑁)b / CO柱密度 𝑁)*→ 観測結果から制限• CI柱密度 𝑁)b : CI励起温度𝑇;r に依存• CI励起温度

𝑇;r =Ys.stu∫{)b -1Q ~•|}
with𝑅≡v.ww∫{)b Q1n ~•x|}→ 𝑇;r 測定には[CI](2-1)輝線観測(= 809 GHz) も必要

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まとめ
• 中性炭素原子輝線[CI](3P1-3P0): 𝜈:;<= = 492.161 GHz), [CI](3P2-3P1): 𝜈:;<= =809.344 GHzはCO光解離が活発な領域(low metallicity, high FUV・cosmicray rate)で、COに代わるH2トレーサーとして期待。
• これまでの近傍銀河[CI]輝線観測：銀河中心、Herschelによる> kpc scale観測→銀河構造が分解可能なスケール(sub-kpc)以下での広域[CI]輝線観測が不足• ASTEによる近傍棒渦巻銀河M83の[CI](1-0)輝線観測(~0.4kpc)• [CI](1-0)がトレースするガスは、CO(3-2)がトレースするガスに近い• ピーク温度比分布 [CI](1-0) vs. CO(1-0)：(1) arm領域 (2) bar ~ center領域 で勾配[CI](1-0) vs. CO(3-2) ：Hi peak付近で減少傾向• [CI]/CO強度比とガスの性質との相関をより正確に議論するなら、[CI](2-1)輝線も必要

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