第22回銀河進化研究会（名古屋大学）  

レンズクエーサーを用いた
多視線分光観測による金属吸収体の統計的調査	
小山田涼香（信州大学）
三澤透（信州大学）
稲田直久（奈良工業高等専門学校）
大栗真宗（東京大学）	
22001155..  0066..  0044  

概要	
○目的○	
銀河の形成・進化のプロセスを解明するには、銀河周辺物質(;CGM)の性質と構造を知ることが必須である。本研究はクエーサー吸収線を用いて、CGMの形態（サイズ・分布）について理解することを目的とした。	
○手法○	
多視線情報をもつレンズクエーサー13天体の低-中分散分光データを用いて、銀河およびCGMの金属吸収線の統計的調査を行った。
これは空間情報が取得できる多視線分光観測の吸収線調査において最大規模の統計的調査である。
○結果○	
同定した吸収体を高電離吸収体と低電離吸収体のサブサンプルに分割して、傾向を調査した結果、吸収体の典型的なサイズに差異があることがわかった。

1/11

1. イントロダクション	
○銀河周辺物質CGM○	
銀河の形態、星の種族と運動学、化学進化⇔CGMと密接にリンク

CGMからの物質の降着⇒銀河形成・進化の材料供給
銀河内の超新星爆発やAGNのアウトフロー⇒CGMへフィードバック「CGM-銀河の強い繋がり」は様々な研究の議論のアプローチに用いられている（e.g., Weisheit 1978; Lanzetta & Bowen 1992; Charlton & Churchill 1996; Mo & Miralda-Escude 1996;
Benjamin & Danly 1997; Charlton & Churchill 1998; Tinker & Chen 2008; Chelouche & Bowen 2010;
Bouche et al. 2012）

CGMを調べる	

銀河の過去の変遷、将来的な進化両方の手がかり	

包括的な銀河環境の物理学的制約	

2/11○クエーサー吸収線を利用した銀河などの調査○	DLAsやMgII吸収線⇒銀河・CGMに関連する吸収体
MgII吸収体候補の天体（１）銀河のディスク・ISM (e.g., Kacprzak et al. 2013)（２）銀河のハロー (e.g., Charlton & Churchill 1996)（３）超新星残骸 (e.g., Norman et al. 1996)（４）星形成領域のアウトフロー (e.g., Tremonti et al. 2007)
単視線分光観測のデメリット	
（５）原始銀河の降着ガス(Mo & Miralda-Esucude 1996)（６）銀河合体で生じた断片ガス(e.g., Sargent & Steidel 1990)
クエーサーの視線上の情報しか手に入れられない（７）矮小銀河 (Lebrun et al. 1993)（８）低表面輝度銀河 (Phillips, Disney, & Davis 1993)（９）クエーサーのアウトフローガス （e.g., Bowen et al. 2006）（１０）高速度雲 (e.g., Herenz et al. 2013)（１１）分子雲(e.g., Jones et al. 2010) ？		
数々のサーベイでMgII吸収線系は~41,000ほど検出されているが、単視線分光観測のみでの候補天体の特定は限界!!

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○レンズクエーサーを用いた多視線分光観測○	レンズ像をそれぞれ分光観測し、スペクトルを比較して吸収線の有無や強度の違いを調べることによって、吸収体のサイズなどの空間情報を入手することができる
視線間実距離D
吸収体の赤方偏移におけるサイトライン間の実距離	
Aのスペクトル	②	A	①	②	①	QSO	G	B	①	Bのスペクトル	

視線間実距離D	

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○金属吸収線の統計的調査○	
単視線観測での金属吸収線の統計的調査→数多く行われている（Narayanan et al. 2007, Kacprzak et al. 2011, Nielsen et al. 2013, Hidalgo etal. 2012ほか）
多視線観測での金属吸収線の統計的調査→大規模なサンプル数では未だ無く、定量的な評価もされていない

本研究の目的	
我々が持つレンズクエーサー10天体の分光データ＋
過去の文献からのレンズクエーサー3天体の各吸収線データ（Smette et al. 1995, Monier et al. 1998, Ellison et al. 2004）（非一様なデータソースではあるが、）銀河・CGMに関連する金属吸収線の統計的調査を行い、吸収体の空間情報を含んだ一般的な傾向を探る	

5/11	2. データと解析	
u 13天体のレンズクエーサースペクトルから287本の金属吸収線を同定
u 取得したパラメータ•••

サイトライン間の視線間実距離D (kpc)
各サイトラインでの吸収線の等価幅EW
1, EW2 (Å)
【電離度サブサンプルの赤方偏移zと視線間実距離Dの分布】
等価幅変動値dEW ［0 ≤ dEW ≤ 1］
z−D distribution
high ionization
low ionization| EW1 − EW2 |
dEW =10max(EW )SDSS J0904
MgIIh2800 (z=0.55)

110.5

1

Normalized Flux0.1
• 電離度の違い
CIV, SiIVを主とした高電離吸収体
MgII, FeIIを主とした低電離吸収体
0.01• 視線間実距離Dの違い
D<2kpcをSmall separation
0.001
D>2kpcをLarge separation	
00.5

1Normalized Flux

D (kpc)u サブサンプルに分割

SDSS J1131
MgIIh2800 (z=0.87)

dEW~1	0
1.5
4300
4320

sight line1
sight line2	
4340 z2 4360

Wavelength (Å)

2.5

4380

0.5

0

dEW~0	35200

3.5

sight line1
sight line2

45220
5240
5260
Wavelength (Å)

5280

6/11	

3. 結果 その１【各サブサンプルにおけるEW1とEW2の比較】	
Small separation	
High ionization Small separation

32.5

1.5

1.5	

1

1

0.5

0.5

our sample
literature
00.5

1

1.5
EW1rest (Å)

2

2.502.5

11.5
EW1rest (Å)

22.5

3R=0.908	

2EW2rest (Å)

20.5

Low ionization Large separation

3R=0.936	

2.5literature03

Low ionization Small separation

3EW2rest (Å)

R=0.963	

2EW2rest (Å)

20

低電離吸収体High ionization Large separation

3R=0.970	

2.5

EW2rest (Å)

高電離
吸収体

Large separation	

1.5

1.5	

1

10.5

0.5

our sample
literature

000.5

11.5

EW1rest (Å)

22.5

our sample
literature

0300.511.5

EW1rest (Å)

22.53※×点：一方のサイトラインのEWが3σ(EW)以下	

7/11	

上 高電離吸収体
下 低電離吸収体

1

our sample
literature
0.8
fitting line
0.6dEW

その2【電離度サブサンプルの視線間実距離Dと等価幅変動値dEWの傾向】	

High ionization

0.4
0.2
0

fitting line：
Dの増加に伴うdEWの上限値の変遷を示す包括線

−0.2
0.001

0.01

0.1

D (kpc)110110

Low ionization
10.6dEW※×点：一方のサイトラインのEWが3σ(EW)以下	

our sample
literature
0.8
fitting line

0.4
0.2
0−0.2
0.001

0.01

0.1

D (kpc)8/11	

4. 考察	
○サブサンプルごとのEW-EW分布から○	² 高電離より低電離の吸収体、small separationよりlarge separationの場合でEWの差が大きくなる。
⇒高電離吸収体に比べ、低電離吸収体はより小さいサイズでガスの物理状態が変化しやすい² 高電離吸収体はDの大小でEW-EW分布に大きな差は生じない⇒高電離吸収体はサイズが数十倍になってもガスの物理状態に大きな違いは現れない	
High ionization Small separation

2.5

2.5

221.5

11.5

10.50.5

our sample
literature

000.5

11.5

EW1rest (Å)

22.5

022

EW2rest (Å)

2.5

1.5

10.50.5

our sample
literature
0.5

11.5
EW1rest (Å)

22.5

11.5

EW1rest (Å)

2.53

our sample
literature

0321.5100.5

Low ionization Large separation

32.50literature03

Low ionization Small separation

3EW2rest (Å)

High ionization Large separation

3EW2rest (Å)

EW2rest (Å)

300.5

11.5
EW1rest (Å)

22.5

3

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○電離度サブサンプルによるD-dEW分布から○	² 「fitting lineとdEW=1の交点が吸収体の典型的なサイズの上限値」と考えると…
⇒高電離吸収体は小さくとも数十kpc以上のサイズを持つ、一方で低電離吸収体はその100分の１の数百pcのサイズで分布しているHigh ionization

Smette et al. (1995)やEllison et al. (2004)に一致

10.80.6dEW² 本研究のサンプルはS/N比や検出限界などが非一様ではあったが各プロットを見る限り、観測的バイアスは影響していない⇒今後サンプルを増やす場合、非一様なデータソースでも可能というメリット⇒サンプルを増やすことでより定量的な議論が可能

our sample
literature
fitting line

0.40.20−0.20.001

0.010.1

D (kpc)110110Low ionization
1

our sample
literature
0.8
fitting line

dEW

0.6
0.4
0.2
0−0.2
0.001

0.01

0.1

D (kpc)10/11	

5. Future Work	○D-dEW分布モデル○	
中心からの距離rに依存する球対称のEW分布を持つガス球を仮定し、ランダムに2本のサイトラインを選択。視線間実距離Dと等価幅変動値dEWを仮想的に算出する。
【例：１次関数的なEW分布を持つ中心EW=2.5Å、直径10kpcのガス球モデル】	
EW(r)	
² 観測値を最も良く再現するHigh ionization
EWmax	
EW分布及びガス球のサイズをobservation定量的に評価する。
simulation² 単一のガス球だけでなく、r	Multipleなガス球分布モデルも試行する予定。
1dEW

0.8

0	0.6R/2	 r	

多視線分光観測による空間情報を最大限に生かし、CGMの構造の特定に挑む

R	

0.4

0.2

00.001

0.01

0.1

D (kpc)110

11/11	

まとめ	

○目的○	
l 銀河の形成・進化のプロセスを解明するために、レンズクエーサーを用いた多視線分光観測でCGMの形態調査を目的とした。	
○手法・解析○	l レンズクエーサー13天体の低-中分散分光データを用いて、銀河・銀河周辺物質の金属吸収線の統計的調査を行った。	
l 287本の金属吸収線を同定し、視線間実距離D、等価幅EW、等価幅変動値dEWのパラメータを評価した。さらに電離度と視線間実距離Dごとにサブサンプルに分割し、傾向の違いを確認した。	
○結果○	l EW-EW分布より、高電離吸収体より低電離吸収体、Large separationよりSmallseparationで等価幅の違いがより大きくなることがわかった。	
l D-dEW分布より、典型的な吸収体のサイズは、高電離吸収体で 数十kpc以上、低電離吸収体で数百pc以下であると推察される。	
○将来の展望○	l D-dEW分布モデル計算を行い、観測値と再現しうるガス球のサイズ、EW分布、multiple gasモデルを定量的に評価する。	
l サンプル数を増やし、吸収体の赤方偏移進化なども検証する予定。