ALMA CYCLE ２
サーベイデータを用いた
z=6 [CII] 輝線探査
早津夏己 (東京大学),and ALMA deep field in SSA22 team12

目次
背景 ; [CII]輝線探査で探る遠方星形成史
観測 ; ALMA Deep Field in SSA22 (ADF22) (Umehata et al. 2015)
手法 ; 遠方輝線銀河を検出しやすくする 'S/N cube' の精製
結果 ; ２x 遠方[CII]輝線銀河候補 + 1x CO(4-3) emitter @ z = 0.7
議論 ; 本当に[CII]か？ 個数密度, equivalent width の比較; [CII] 輝線による星形成率密度 (SFRD) の見積もりまとめ3

遠方(z>4)星形成史の相補的な理解を目指す• 紫外線によるSFRDの見積もり☺ ライマンブレーク法⚠ 紫外線で暗い星形成銀河の寄与• サブミリ波連続光 (ダスト再放射成分)☺ 負の K 補正⚠ 測光赤方偏移の不定性⚠ ダスト起源の情報のみ• サブミリ輝線 (e.g., [CII]輝線158μm)☺ 分光赤方偏移が得られる☺ ガス起源の情報も手に入る⚠ [CII] deep survey は行われていない

Behroozi et al. (2013)
Oesch et al. (2013)

4[CII]158μm

２
密度 の寄与
衝突による励起金属量の寄与
炭素イオン組成OB star(SFR tracer)

FUV
photonIonization
photon

電離度の寄与電子との衝突HIIregion

dust absorption& heating

温度の寄与
ボルツマンファクター

HIregion

PDR

molecularcloud~11eV
C+ /C/ CO< 3000 /cc> 92 K[OIII] cooling
dust cooling[CII] cooling

光解離領域(PDR)を主とする星形成領域の冷却源 = 遠方でも明るい, 星形成活動の指標

5(Capak et al.2015)

・ LBG, SMGの追観測
によりz ≤ 7.1 で検出(e.g., Maiolino et al. 2015)

・ z~7 LAE の [CII] 非検出(e.g., Ota et al. 2014)

L[CII] / LFIR

遠方[CII]輝線銀河・ z~6 LBG の追観測
→赤外線連続光が暗い[CII]輝線銀河の発見

LFIR / L◉(Capak et al.2015, nature)→ [CII] 輝線で遠方星形成史を議論できないか？

6ALMA Deep Field in SSA22
z = 3 protocluter 中心を狙ったサーベイ観測(Umehata et al. 2015)••••

Central frequency = 263 GHz (1.14 mm)z[CII] = 5.97-6.51
Synthesized beam = 0.′′70 × 0.′′59
r.m.s. of sensitivity = 0.61 - 0.86 mJy/beam@ 36 km/s velocity resolution• Observed area = 2’ x 3’
• [CII] survey volume ~ 2200 comoving Mpc3

7'S/N cube' の精製 + スムージング'CLFIND' する前に, 輝線天体を検出しやすくする2つの処理をする:• 各データスライスのRMSで規格化したデータキューブの精製• スペクトル方向のスムージング(18 ~ 400 km/s)
250 km/s smoothingNN

Original datasigma

sigma

8

偽天体・他輝線との区別9目次
背景 ; [CII]輝線探査で探る遠方星形成史
観測 ; ALMA Deep Field in SSA22 (ADF22) (Umehata et al. 2015)
手法 ; 遠方輝線銀河を検出しやすくする 'S/N cube' の精製
結果 ; ２x 遠方[CII]輝線銀河候補 + 1x CO(4-3) emitter @ z = 0.7
議論 ; 本当に[CII]か？ 個数密度, equivalent width の比較.
; [CII] 輝線による星形成率密度 (SFRD) の見積もりまとめ10輝線スペクトル(Hayatsu et al. in prep)

11

ADF22-LineC; CO(9-8) emitter
ADF22-LineD; CO(4-3) emitter at z = 0.69
protocluster 中の既知の銀河と, 偽天体でない輝線天体の検出に成功→ 解析手法は妥当 !

7.74 σ12ADF22-LineA, LineB; [CII] 輝線銀河候補

6.52 σ✓ 対応天体なし, 1.1mm 連続光も非検出

6.16 σ13[CII]以外の輝線である可能性
CO(3-2) at z = 0.3
CO(4-3) at z = 0.8
近傍なのでfluxを稼ぎやすいCO(5-6) at z = 1.2（しかし, 観測体積は小さい）...
CO(9-8) at z = 3.1← protocluster 内の銀河
[NII]205 μm at z = 4.6 ← e.g., Nagao et al. (2012) の追観測
[OI] 146 μm at z = 7.0 ← [OI]/[CII] ~ 0.5 (Smail et al. 2011)[NII]122 μm at z = 8.4 ← [NII]/[CII] ~ 0.7 (Smail et al. 2011)

14

数密度の見積もり; CO 輝線 z < 3.1

Jup ≥ 5 の検出可能性は低い
CO(3-2), CO(4-3) 以外の検出可能性は低い

Obreschow et al. (2009)15

equivalent width vs 連続光High-z [CII] emitter (SMG, LBG) とLineA, LineB は同じ所に分布
LineC. LineD; CO(4-3), (9-8) はEWが小さい⇒ 今回のCO emitters と [CII] 候補はEWで区別できる
CO(3-2) と[CII] はEWで区別できそうにない⇒ 連続光の検出から区別できる

Seaquist et al. (2004), Yao et al. (2003),
Decarli et al. (2014), Swinbank et al (2012),
Capak et al. (2015)

16

数密度の見積もり; z > 4[NII]輝線の検出可能性は低い(Orsi et al. 2004 の理論予測より)[CII] 輝線は説明できる！
[CII] の数密度の分布は,観測的な星形成率分布 at z = 6 にSFR - L[CII] の関係を仮定して変換(Smit et al. 2012,
DeLooze et al 2014; low-metal dwarf )[OI]146 um の可能性は追観測で棄却する (PI: 早津)。

17

ダスト光度, 星形成率と[CII]輝線光度の関係[CII]候補天体の特徴を議論するには, ダスト光度により強い制限が必要.

18[CII] 輝線光度関数[CII] SFRD の見積もりには光度関数への制限が重要.
ALMA Cycle 4[CII] deep survey
Large program
100時間超えの大型観測で各 10個程度の検出見込み!
(PI: 河野さん)

Swinbank et al. 2012, Blain et al. 2008, Matsuda et al. 2015

19[CII] SFRD > UV SFRD at z = 6 ??
２個の検出 + low metal dwarf の仮定で計算した [CII] SFRD の下限値
~ ダスト補正無しの UV SFRD
High-z [CII] emitter の仮定をした SFRD
> 補正済みの UV SFRD
[CII] LF を仮定して積分した SFRD
> 補正済みの UV SFRD
※ ただし, まだまだ不定性の大きい議論
Capak et al. 2015

20

[CII] SFRD > UV SFRD at z = 6 ??
結局, ダストの存在を[CII]によって間接的に見ている可能性
その場合, 紫外線でも赤外線連続光でもトレースできない,ダストに『隠された』遠方星形成史の存在を示唆
ダスト・ガス比↓↓ → 高い輻射場を形成 → ダストの光電加熱 ↑↑→[CII] の冷却↑↑(以下, 講演中, 後の議論)
ダスト・ガス比↓↓ だけを仮定して, 吸収するtotalの FUV photon が変わらなければ, continuum が暗いことを説明できないのでは.
⇒ ダストサイズ分布, dust temperature ↑↑, dust-to-metal ratio ↓↓などの寄与を考慮して説明できるかも.

21

まとめ : 世界初 [CII] blind detection ?
• 遠方輝線銀河を見つける解析法 'S/N cube'• ２x 遠方[CII]輝線銀河候補 + 1x CO(4-3) emitter @ z = 0.7• サブミリ波輝線で遠方SFRDを測ることができる！
• [CII] SFRD > UV SFRD at z = 6 ??

今後は
• 解析手法の自動化,輝線探査 (観測的研究を一段落)• 追観測で検出を確定, [OI]146um と区別 (8月に採択結果)• 他の輝線も入った理論モデル (修論の理論モデルを進化