Herschel 望遠鏡による SMG 分光
データ stacking の現状
微細構造線勉強会@天⽂文センター 2014/12/3!
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⼭山⼝口裕貴，⽥田村陽⼀一，河野孝太郎郎 (東京⼤大学)

1. Introduction• SMG ような dusty な銀河の物理理化学状態 (e.g. 電離離度度，密度度) を調べるためにはダストによる減光の効果が⼩小さい
微細構造線を調べるのが良良い!
• 代表的な微細構造線の多くは FIR の領領域で放射される!
• SMG の⾚赤⽅方偏移分布がピークとなる z~2 付近で放射される微細構造線は地上から観測しにくい!
• 今回は Herschel 宇宙望遠鏡の SPISE FTS の分光アーカ
イブデータを利利⽤用した!
• SMG の統計的性質を調べるためと S/N 値を改善するた
めに stacking 解析を⾏行行なった!

1. Introduction• Herschel 宇宙望遠鏡 SPIER FTS (Griffin+10)!
– 観測周波数: SLW 447 – 990 GHz (303 – 671 um)!
!SSW 960 – 1550 GHz (194 – 313 um)!
– 分解能: ~ 1.44 GHz (FWHM)!
~ 270 – 970 km/s!
Δλ / λ ~ 370 – 1300!
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• アーカイブデータ!
– ⽣生データから  calibration 済みのもの!
までダウンロード可能!
• データ解析環境!
– Herschel Interactive Processing Environment (Ott+10)!

2. Sample selection• 本研究では stacking 解析を⾏行行なうため分光⾚赤⽅方偏移 (CO輝線観測) が正確に分かっている SMG のみを対象にする!
サンプル数23 天体!
内訳

H-ATLAS × 18!
SPT-S × 3!
MMJ2135!
IRAS F10214+4724

⾚赤⽅方偏移の中央値

z median = 2.3

⾚赤⽅方偏移の最⼩小値z min = 1.027

⾚赤⽅方偏移の最⼤大値

z max = 3.634

3. Data analysis• calibration 済みのデータ (LEVEL 2 data) を解析!

Flux density [Jy]	

• まずはベースラインを決めるFrequency	3. Data analysis• ⾚赤⽅方偏移をそろえて stacking する (Spilker+14)!
– 遠い銀河が過⼩小評価されないようにファクターをかける!

– 重⼒力力レンズ等の不不定性をなくすために静⽌止波⻑⾧長 350
um のフラックスで規格化!
– 重み付き平均をとる

Scaled flux density + const.	

4. Results

Rest flame frequency	

4. Results

4. Results• z < 2.3 と z > 2.3 それぞれで stackingz < 2.3	z > 2.3	

4. Results• フーリエ変換によって⾼高周波成分を落落として (i.e. smoothingを⾏行行ない) stacking したスペクトル4. Results• 検出 (S/N > 5) は  [CII] 158 um のみ!
• [CII] 158 um で規格化した line flux ratio (3σ upper limit)[NII] 205
um

[NII] 122um

[OIII] 88um[OI] 63 !
um[OIII] 52umnormal

< 0.27< 0.19< 0.27< 0.36< 0.85z < 2.3< 0.26< 0.25< 0.35< 0.62-z > 2.3-< 0.30< 0.38< 0.42< 0.86

FT< 0.30< 0.21< 0.30< 0.38< 0.93

4. Results• Herschel SPIER FTS で分光観測された 23 天体のstacking 解析を⾏行行なったが [CII] 158 um 線以外の⽬目⽴立立った検出はなかった．!
• z > 2.3 の天体の  stacking 結果では [NII] 122 um 線と[OIII] 52 um 線が S/N ~ 3 となっている．!
• ⼀一⽅方で[OIII] 88 um 線は S/N < 3!
• [OIII] 52 um 線のフラックスが [CII] 158 um と同等程度度に強い!

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– 物理理的にあり得る？ノイズによって強調されているだ
け？!

5. Discussion• 得られた結果は先⾏行行研究と⽭矛盾？!
– Farrah+13: z < 0.27 の ULIRG での微細構造輝線観測!
• [CII] 158 um と [OI] 63 um が最も明るい微細構造輝線!

– Spinglio+14: 近傍  Sayfert 銀河の微細構造輝線観測!
• [OIII] 52 um よりも [OI] 63 um の⽅方が明るい傾向!

• ほとんどの微細構造輝線が未検出なために細かい議論論はできない!
– Herschel SPIER FTS では限界？!
– [CII] との⽐比をとることである程度度物理理状態を制限できるかもしれない!

5. Discussion• [CII] 158 um 線と⽐比をとることで分かること!
– [CII] 158 um vs. [NII] 205 um!
• Metallicity (Nagao+12)!
• Ionization factor (Decarli+14)!

[NII] / [CII]	

[CII] / [NII]	

• The relative contribution of [CII] arising in PDRs and in ionizedgas (Bernard-Salas+12)!

Decarli+14!

Nagao+12	
Z / Z¤	5. Discussion• [CII] 158 um 線と⽐比をとることで分かること!
– [CII] 158 um vs. [NII] 122 um!
• The relative contribution of [CII] arising in PDRs and in ionizedgas (Bernard-Salas+12)!

Line ratio	!

Bernard-Salas+12	
Density [cm^-3]	

5. Discussion• [CII] 158 um 線と⽐比をとることで分かること!
– [CII] 158 um vs. [OI] 63 um!

[CII] / [OI]	

• Hydrogen gas density (Spinpglio+14)

Spinpglio+14	5. Discussion• [CII] 158 um 線と⽐比をとることで分かること!
– [CII] 158 um vs. [OIII] 88 um!

[OIII] / [CII]	

• Indicator of ionization states in galaxies ?

cf. Brauher+08!
Carmier+12	

6. Summary• Herschel SPIER FTS の分光⾚赤⽅方偏移が分かっているデー
タについて stacking 解析を⾏行行なった!
• [CII] 158 um line 以外に⽬目⽴立立った輝線の検出はなかった!
• [OIII] 58 um line が [CII] 158 um line と同等程度度に強い?!
– 特に z > 2.3 のデータを stacking した場合!
• [CII] 158 um line と輝線⽐比をとることによって物理理状態を制限!
– 上限値または下限値を与えたが細かな議論論はできない!
• QSO サンプルを加えることで改善の余地？!

– ⼀一⽅方で [CII]158 / [OI]63, [OIII]88 / [CII]158 ⽐比は近傍銀河とはことなる領領域に来ていると考えられる!