将来計画 JWST, TMT, WISHに向けた様々な輝線検出の可能性
今日の話は z ~ 7 以上の HII region 起源の輝線のみ
清水 一紘 （東京大学）

Detectability of Line emission at Very High-z
 Lyα line z > 8 を超える観測例はなし
 IGM 吸収が強く効くため？

Brammer et al. 2013., Treu et al. 2013., Finkelstein et al. 2013

 [CII]158μm line
 ALMA の良いターゲット
 多くの high-z LAEs で [CII] 輝線が受かっていない
 High-z に行くほど LAE like な天体が増えてくる 主に PDR 起源の輝線のため放射機構が複雑

 [OIII]88μm line Metal (Z > 0.01Zsun) と HII region があれば出てくる
 HII region 起源の輝線のため放射機構が簡単
 ALMA の良いターゲット (Inoue, IS, et al. 2014)

 UV to optical line
 JWST, TMT の良い分光ターゲットになりうる
 WISH 等によって広域探査でターゲットを見つけられる
 CII]1909 は実際観測されている (Stark et al. 2014)
 [OII]3727, [OIII]4959, 5007 等明るい輝線がたくさんあるCosmological Hydrodynamic Simulation
 Cosmology (Plank 1st year) Simulation code :Gadeget3
radiative cooling/heating, star formation, SN & galactic wind feedback,radiation pressure, AGN like feedback (Okamoto et al.2008, 2009, 2014)high-z から low-z における様々な観測を再現するモデル
 Stellar mass function (0 < z < 7)
 Star formation history
 Mass-metallicity relation
 Downsizing
 Star formation efficiency (Moster plot)
 Simulation setup
Boxsize :50Mpc/h
Number of particles : 2 × 12803
Mdm :4.4 × 106 Msun
Mgas :
8.1 × 105 Msun

Minimum halo mass: ~108 Msun
Minimum stellar mass: ~106 Msun

Calculation of Galaxy SED

Simulation で出来た銀河内の各 star cluster data (星自体は分解できない)
IMF (Chabrier IMF)
Current Mass (SN で mass loss するため)
Age
Metallicity

Calculation of intrinsic SED of galaxyA) PEGASE2 であらかじめ作っておいた、SED data を各 star cluster にアサイン
B) 各 star cluster の SED を足し合わせるC) Nebular continuum も PEGASE2 で計算
D) 水素の輝線は case B でその他の輝線は Inoue 2011 を使う (Lline = αLHβ)Intrinsic SED = stellar continuum + nebular continuum & line

Example of High-z Galaxy SED
Stellar continuum+ nebular continuum & line

Calculation of Galaxy SED
Calculation of dust attenuation at UV (= 1500A)

simulation から求める
a:dust grain size (0.05 μm), s:dust grain density (2.5 g/cm3)

UV luminosity function を再現するように、パラメータ eτ を調整
Calculation of dust attenuation at the other wavelength Calzetti law (Calzetti et al. 2000) ⇒ さまざまな Extinction law 対応可能

Calculation of dust attenuation for line
 Calzetti law, e.g., E(B - V)* = 0.44E(B - V)gas

Calculation of IGM absorption (λ < 1216A)
 Madau 1994 ⇒ Inoue, IS et al. 2014 に変える予定Calculation of Galaxy SED

Calculation of dust emission (e.g., Hirashita & Ferrara. 2002)
 Dust mass は、metal mass の 50%
 Dust に吸収された、光子は FIR ですべて再放出 Dust temperature Dust emission

Example of High-z Galaxy SEDStellar continuum+ nebular continuum & line + dust emission

Stellar Mass Functions (7 < z < 15)

UV Luminosity Functions (7 < z < 15)Transmission

Hubble Broad Band Filters

Y850

J125
J110
J105

Wavelength [Angstrom]

JH140

H160

Color Selected Galaxies in Light-Cone
観測と同じ color selection で各赤方偏移の銀河を同定(z=7, 8, 10:Bouwens et al. 14, z=9:Oesch et al. 13)
H160 < 30 (for Hubble)

6789101213

89101213

H160 < 32 (for JWST)67

FOV ~ 0.1 deg2

HST+ JWST & TMTJWST/NIRSPEC
TMT/IRMS0.6 ～ 5 μm
0.8 ～ 2.5 μm

H160 magnitude-AUVz～7z～8z～9z～10

CII]1909

CII]1909 → ～ 2 micron for z ～ 9GN-108036@z=7.2 (Stark et al. 2014)

JWST/NIRSPEC 30ks S/N=5TMT/IRMS 30ks S/N=5z～7z～8z～9z～10A383-5.2@z=6.0 (Stark et al. 2014)

[OII]3727[OII]3727 → ～ 4 micron for z ～ 9JWST/NIRSPEC 30ks S/N=5z～7z～8z～9z～10

[OIII]4959 & [OIII]5007[OIII]4959, [OIII]5007 → ～ 5 micron for z ～ 9JWST/NIRSPEC 30ks S/N=5z～7z～8z～7z～8z～9z～10z～9z～10Hγ & HβHγ, Hβ → ～ 4 - 5 micron for z ～ 9JWST/NIRSPEC 30ks S/N=5JWST/NIRSPEC 30ks S/N=5z～7z～8z～7z～8z～9z～10z～9z～10HαHα → ～ 7 micron for z ～ 9JWST/NIRSPEC 30ks S/N=5z～7z～8z～9z～10WISH + JWST & TMTJWST/NIRSPEC
TMT/IRMS

0.6 ～ 5 μm
0.8 ～ 2.5 μm

WISH Broad Band Filters
WBF03

WBF04

Transmission

WBF00 WBF01 WBF02

Wave length [Angstrom]

WBF05

Simulated Galaxies in Light-Cone

WBF05 < 28

FOV ~ 0.1 deg267891011121314151689101112131415168910111213141516

WBF05 < 3067WBF05 < 3267

Spatial Distribution of Simulated Galaxies

WBF05 < 326789Point size = band magnitude

10111213141516dz = 0.2

FOV ~ 0.1 deg2

[CII]1909

CII]1909 → 2 ～ 3 micron

WBF05 < 32JWST/NIRSPEC 30ks S/N=5TMT/IRMS 30ks S/N=510 < z < 1111 < z < 1212 < z < 1313 < z < 1414 < z < 15

[OII]3727[OII]3727 → 4 ～ 6 micron

WBF05 < 32JWST/NIRSPEC 30ks S/N=510 < z < 1111 < z < 1212 < z < 1313 < z < 14
14 < z < 15

[OIII]4959 & [OIII]5007[OIII]4959, [OIII]5007 → 5 ～ 8 micron
WBF05 < 32JWST/NIRSPEC 30ks S/N=5JWST/NIRSPEC 30ks S/N=510 < z < 1111 < z < 1212 < z < 1313 < z < 1414 < z < 15

Hγ & HβHγ, Hβ → ～ 5 ～ 8 micron
WBF05 < 32JWST/NIRSPEC 30ks S/N=5JWST/NIRSPEC 30ks S/N=510 < z < 1111 < z < 1212 < z < 1313 < z < 1414 < z < 15

HαHα → 7 ～ 10 micronWBF05 < 32JWST/NIRSPEC 30ks S/N=510 < z < 1111 < z < 1212 < z < 1313 < z < 1414 < z < 15Summary
[OIII] 88 micron は ALMA の良いターゲット
WISH 等で観測ターゲットは今後増えていくはずH < 28 で z～10 でも余裕で ALMA で観測可能

CII]1909 は TMT/ELT の良いターゲット
銀河内構造を分解してしまうと、観測できない可能性もOptical [OIII], Hα, Hβ は JWST の良いターゲット
ISM physics や chemical condition
[OIII]5007 line は H < 29 であれば観測可能

WISH で今後 10 < z < 13 の銀河が多く発見されるはずJWST や TMT/ELT などでフォローアップが必要不可欠
CII], Hα, Hβ, [OIII]5007 が良い輝線ターゲットか？