微細構造線を用いたサイエンス--SPICAの検討を南極テラヘルツ望遠鏡に活かす--

橋本拓也
筑波大学

目次
l SPICA の微細構造線のサイエンス検討
l ATT12 の微細構造線のサイエンス検討• テラヘルツ帯の分光の利点• ALMA (Band 9, 10) と ATT12 の分光性能の比較(時間があれば)• サイエンス案1 : [CII] 158 μm-based cosmic density of molecular gas• サイエンス案2 : 銀河の星間物理学 (重元素量/電子密度/電離パラメータ)

SPICAの微細構造線のサイエンス検討
https://www.ir.isas.jaxa.jp/SPICA/SPICA_HP/suishin/docs/SPICA_final_report_20201201.pdf
4.2.3 稲見さん

• これまでにないほど高い空間分解能 (< 1 kpc) で (U)LIRGの化学状態を調べる• ATT12 で Higher-z (U)/LIRGs? (江草さん発表)
3.6 橋本FIR微細構造線と、電離光子 (LyC: λ < 912 Å) の脱出の物理を結びつける (波長横断)• z = 0 – 0.4 にある LyC 放射天体の赤外線の性質 (宇宙再電離)• 準備研究 ： SOFIA/FIFI-LS による観測 (PI: 橋本) è SPICA へè ATT12 [OIII] 88 + [CII] 158 の同時観測

SPICAの微細構造線のサイエンス検討
ATT12①宇宙望遠鏡とは異なり、「大気の窓」が重要
複数輝線の同時観測 は 一部の z に限られる
例: [OIII] 88 + [CII] 158 の同時観測は、 z ~ 1.2, 3.2, 6.0②分光の感度が違うため、同様のサイエンスは難しいかもしれない[OIII]88 + [CII] 158 の同時観測は、ULIRG – HyLIRG クラス
metal-poor dwarfs を利用した LyC 放射研究のコンテクストとはずれるので、微細構造線のサイエンス一般の話をします。

ATT12 による微細構造線のサイエンス
分光の重要性 (連続波の観測は中井さんスライド参照)• 赤方偏移の確定
ダスト SED による photo-z は不定性 「大」 (Casey 2020, ApJ, 900, 68)z > 5 SMGs の分光例は 20-30 天体しかない (e.g., Riechers+2020 ApJ, 895, 81)z_spec の確定自体、重要• 複数の輝線による星間物理学
ALMA などを待たず、自前で分光できる
ただし、「大気の窓」の影響が大きい (以下は例)

Ton = 10 hrs x Nline 程度
Δv = 100 km/s

ATT12 による微細構造線のサイエンスl MIR/FIR 微細構造線 や high-J CO 輝線の feasibilityl NASA Origins Space Telescope と同じ手法 (M. Bonato+19 PASA, 36, 17), 26 輝線を検討• LIR vs. L_line 関係• 空間分解を考えず、１点観測を想定

テラヘルツ波の利点 (分光)① ALMA で観測できない周波数帯は、ATT12 が大きな威力を発揮する
THz 帯で観測できる、FIR 輝線の例
ΔV = 100 km/s を想定

感度計算, 要確認
è z ~ 0 – 3 の研究テラヘルツ波の利点 (分光)② MIR 輝線 ([Ar III]22, [OIV]26, [SIII] 34, [SiIII]35など)
à再電離期のMIR輝線を狙える ``可能性” (OST-6 m サイエンスケースの主テーマの一つ)
Line[OIV]26[SIII]34[SiIII]35

Lower
redshift~5~3.5~3.5
Marrone+18 Nature, 553, 51• z = 6.90 lensed SMG “SPT 0311-058”• LIR/Lsun = 4e+13 (total)[OIII] 88 vs. [OIV] 26 à AGN 診断TON ~ 10,000 hrs!!!!
より明るい z ~ 7 SMG サンプルが見つかるかが鍵

ATT12 と ALMA B9, B10の比較 (分光)Band 9 = 650 GHz (450 um)
Band 10 = 850 GHz (350 um)
THz 帯に比べ、同一の輝線をより遠方まで見る (主に z ~ 1 - 4)
THz 帯に比べ、大気透過率が良いので、 限界光度は同程度

ATT12 と ALMA B9, B10の比較 (分光)
具体的な比較

850 (650) GHz 帯でz = 1.15 (2.0) 天体の[CII] 158μm輝線log(L[CII]/Lsun) = 9.0および輝線幅(FWHM) 300 km/sを仮定
100 km/s ビンあたり5σ検出を達成するために必要な観測時間
ΔV = 100 km/s 、それぞれ 冬季 50% PWV のフェアな条件

30-300倍30-300倍

1/3倍

1/5倍

l ALMA (2030年代に10 ビーム程度) に比べビーム数を増やせば、視野で有利
l 南極の感度ゆえ、感度はアンテナ数ほどの分光感度の差が出ない (ATT12 に追い風)

ATT12 と ALMA B9, B10の比較 (分光)l ALMA サイトで Band 9, 10 の長時間観測は、難しいBand 9Band 10

メジアン Ton [hrs]

0.3

0.4

最大 Ton [hrs]

3.2

1.1

ALMA Cycle 9 – 7 で実行された Band 9, 10 観測を網羅

ATT12 のアドバンテージを活かすためには…
①マルチビームによる広視野の分光観測②ALMA で長時間観測が必要なサイエンス à 3-5 倍 Ton が大きくても ATT12 に利点①’ QSO 周辺の環境 (可視 1-100 平方度級: S. Kikuta+19, PASJ, 71, 2、H. Uchiyama+20, 905, 125z ~ 1-3 で、QSO 周辺の [OIII] 88, [CII] 158 輝線天体のサーベイ観測
多波長/広視野による QSO の環境 (Decarli+17 Nature, 545, 457; Champagne+18, ApJ, 867, 153)
(久保さん発表 参照) メンバー銀河の分解は難しい②’ 再電離期の天体の [OIII] 52 um は ALMA で次のフロンティア (Cy 6-7, PI: 松尾さん)
しかし、採択されても観測実行されにくい… à ATT 12

Cosmic density of molecular gas
ALMA large program, ASPECS (F. Walter)

HUDF 1.2 & 3 mm survey
H2 mass based on CO
A frontier of the galaxy
formation and evolution(c.f., Cosmic SFR density evolution)

R. Decarli+20, ApJ, 902, 110

[CII]-based cosmic density of molecular gas?
•[CII] 158 um as a tracer of molecular gas masse.g., Zanella+18, MNRAS, 481, 1976•

[CII] 158 um as a tracer of CO-dark molecular gas

Madden+20, A&A, 643A, 141

α[CII] = Mmol/L[CII] = 30

Vizgan+22 (arXiv: 2203.05316)“[CII] is a better tracer of the molecular gas than CO J = 1-0,
especially at the lowest metallicity…”

Lower α[CII]

[CII]-based cosmic density of molecular gas?
①Bright-end of the [CII] luminosity function
c.f., Y. Matsuda+15, MNRAS, 451, 1141l A huge [CII]158 sample at z = 0 – 6 in 20,000 deg2l N ~ O(106) photo-z objects with log(LIR/Lsun) = 12 at Δz = 1
l Follow-up obs: 10 hrs/source à SFR ~ 100 Msun/yr② [CII]-based ρH2 evolutione.g., Uzgil+21, ApJ, 912, 67 ([CII] upper limits for z ~ 6 LBGs; ASPECS)

Naturel FIR-based metallicity based on SOFIA‘s [OIII] 52 + Herschel’s [NIII] 57 & [OIII] 88l ULIRGs lie ON the mass metallicity relation (No evidence for low Zgas)
l 可視光だけでなく、MIR/FIR 輝線によるダストの影響を受けにくい星間物理学は重要