第３回銀河進化研究会 (2016年6月3日)

TMT時代の高分散分光データを用いた銀河/AGN研究

三澤 透 （信州大学）

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内容
• TMT時代の銀河/AGNの分光学的研究• 銀河周辺物質(CGM)– 吸収線によるCGM調査– 輝線によるCGM調査• 近接効果(PE)– 過去のクェーサー活動の追跡調査

• まとめ

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TMT×高分散分光で挑むサイエンス
1: 基礎物理定数（微細構造定数）の変動可能性
2: 極低温ガスの物理的・化学的状態の解明
3: 銀河間ガスにおける原始金属量の評価
4: 宇宙膨張の観測的検証
5: 吸収体の3次元的構造の解明
6: 銀河/クェーサー周辺物質の探査

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Circum-Galactic Medium(CGM; 銀河周辺物質)© MPIA (G. STINSON / A. V. MACCIÒ)5/32

銀河進化と銀河周辺物質(CGM)
銀河と銀河間空間(IGM)の間の物質循環の役割を担う銀河周辺物質(CGM)は、星形成活動の促進や抑制、銀河間物質の化学進化に大きな影響を与えるため、その理解は極めて重要である。

銀河Accretion（ガスの供給）Outflow（ガス, 重元素の供給）

銀河間物質ＣＧＭ6/32

r (pkpc)

IGM

＞1000

厳密な境界線の定義はない！
HI abs. 超過がみられる限界距離～数100

CGM

rvir

ビリアル半径 (～100pkpc)

HVC (High Velocity Cloud)•～数10••

Milky Way の rotational velocity からの速度差が～100km/s 以上の高電離・高速ガス (Wakker+ 2004)
全天の掩蔽率は70%以上 (OVIの場合, Sembach+ 2003)
銀河からの距離は10kpc程度未満
LMC, SMC, MB, MS(r～50‐60kpc)を含める
場合もある

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吸収線によるCGM調査

クェーサー/銀河（分光）銀河/クェーサー

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背景光源銀河銀河2005年頃～
1D 1990年頃～
Adelberger+ 2005a,Lanzetta+1990,Rubin+2010,
Bergeron+1991,
Steidel+2010,Chen+2001,
Keck
Baryonic
Structure
Survey (KBSS)
Bordoloi+ 2011 など
Stocke+2006 他 多数
2012~ (Steidel, Rakic, Rudie, Turner et al.)
2D 2003年頃～
Adelberger+ 2003
Rakic+ 2012,2013,
Turner+2014

吸収体○: 明るい(高S/N)
×: サンプル少ない
大離角のみ (>100kpc)○: サンプル多い
小離角もOK (<100kpc)
×: 暗い(低S/N)→ stacking法

ＣＧＭ

QSO

2004年～
1D 1990年頃～
Adelberger+ 2004
2D 2013年～（提案のみ）
Quasars
probing
quasars
Quasars
Probing
Quasars(QPQ) project
series papers (QPQ) I – VIII
2006~ (Hennawi, Prochaska et al.)Hennawi, Prochaska et al.
2006～ＣＧＭ
近接効果

QSO

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ねらいめは z～2-3•••z > 4 だとLya forestが混みすぎ, z < 2 だと少なすぎる
星形成率がピークを迎える時期（CGMからのガス供給が活発）銀河のzを正確に評価する際に必要なnebular輝線の検出が容易

Reddy+ 2008

Steidel+ 2012

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Stacking法による2次元分布

optical depth

Impactparameter

foreground galaxies

Rakic+ (2012)brightquasar

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HI gas(Rakic+ 2012,13)

finger of God 効果

Kaiser 効果

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Metal abs.

r  b  v / H  z 2(Turner+ 2015)2

低電離イオンの方が広がり小さい

サンプル>4 pMpc まで広がっている
少ない13/32

CGMの内部構造（半径依存性）
等価幅

柱密度, 光学的厚さ

EWion

Nion,
τ

(e.g., QPQ6)

CfR

掩蔽率
high-ion U

透過率
<f>

RR

(e.g., Rudie+ 12, Rakic+ 12)(e.g., Adelberger+ 03,05)

電離度

吸収線幅
b

low-ion(e.g., Rudie+ 12)

RR(e.g., QPQ8)

R(e.g., Rudie+ 12)

内側ほど 柱密度高い 電離状態低い ガス温度/乱流大きい

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CGM の kinematics
z～2z～0近傍銀河NGC1097の4視線分光の結果
Vrot + Vturb + Vwind = 70 + 20 + 70 km/s
で吸収構造を再現可能 ( Bowen+ 16)
MUSEによる面分光の結果
Rotation は見られない (Borisova+ 16)

CGM の projected 2D map

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観測からCloud scale を“直接”見積もれないか？
→ TMT時代のサイエンス

Cloud size を 5kpc に固定
EW, Cf 分布の半径依存性を再現するように配置
400x400kpc (QPQ7)

光電離モデルの結果に基づきCf, Z/Zʘ, ρmax 分布などを再現するように配置
rcloud~6 pc‐35 kpc, nH~10‐5‐1 cm‐3 (Stern+ 16)

TMT① : CGMを構成するcloudのサイズ評価

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重力レンズクェーサーを背景光源とした小離角高S/N多視線観測• 小スケール(<1pkpc)における内部構造の調査が可能• Stacking法に頼らず個々のCGMの情報が得られる
Shen+ 2013

低電離イオン

高電離イオン

Ellison+ (2004)

Koyamada et al.
(in prep., HSC‐project 144)

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吸収線によるCGM探査 の現状2大プロジェクト（QPQ, KBSS）が進行中。ターゲットは z～2-3CGMのスケール
視線方向：±240 km/s 程度に広がる⇒ ハローガスの固有運動によるもの（finger of God 効果）
接線方向：2 Mpc 程度に広がる⇒ large scale のガスの infall（Kaiser 効果）
内部構造
高電離イオンの方が広がりが大きい⇒ 銀河/QSOからの紫外光によって電離されているわけではない
高電離ガスの方が外部まで広がり掩蔽率も高い
電離状態（ガス密度）に依存した階層構造も持つ可能性がある
CGMの kinematics に redshift evolution があるかもしれない

小スケール(<1pkpc)の内部構造 ⇒ TMT[分光]CGMの全体像 ⇒ 輝線検出が不可欠18/32

輝線によるCGM調査
蛍光輝線
散乱光
冷却放射

（撮像）

クェーサー（銀河）19/32

Deep NB imaging による検出例r ≤ 100 pkpc での検出例は多い（検出率はおよそ5割; e.g., QPQ6）
r > rvir （銀河ハローとは無関係な領域）での明確な検出例は２つだけ
The Slug Nebula(Cantalupo+ 14)

UM287

CGM withd ~ 460pkpc,
LLya ~ 1.4x1045 erg/saround pair quasar

The Jackpot Nebula(Hennawi+ 15)

J0841

CGM withd ~ 310pkpc,
LLya ~ 2.1x1044 erg/saround quadruple quasar

スタッキング法と面分光 による検出例≤ 100pkpc では面分光
100-500pkpc ではスタッキング法

SB
IFU Survey with VLT/MUSE, MEGAFLOW
2016~ (Bouche, Schroetter et al.)

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が（現時点では）有効SBLy  r 1.8(Borisova+2016)

pkpc

SBLy 500 pkpc   3  10 20
LLya~1044 ergs/s (検出率100% in 100pkpc)(Borisova+ 16; MUSE group)

SBLya~5.5x10‐20 ergs/s/cm2/arcsec2(Arrigoni Battaia+ 16)

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CGM の Lya光度-サイズ関係
SBLya ~10-18 ergs/s/cm2/arcsec2 → r < rvir のものが大半

SBLya ~10-20 ergs/s/cm2/arcsec2 → r~500pkpc まで広がっている可能性

Diffuse SBLya(Arrigoni Baitta+ 2016)

genuineCGM

r>rvirまで広がるCGMからのLya輝線を天体ごとに検出できないか？
rvir at z~2-3→ TMT時代のサイエンス

EELRs ?

(e.g., Fu+ 2009)

Borisova+ 2016

TMT② : r > rvir に広がるCGM/IGMの撮像

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当面はVLT/MUSE, [Keck/KCWI] による面分光の独壇場
TMTでは, NB撮像による diffuse CGM の直接検出をめざす
totalinflow

outflow
シミュレーション“zoom‐in” simulation
with Mhalo~1012Mʘ
at z~2.8(Shen+ 2013)

分光＋光電離モデル＋統計
Spectroscopic data &photo‐ionization modelat z~0.2(Stern+ 2016)

TMTによるLya,(C IV,He II)
輝線の直接撮像へ23/32

輝線によるCGM探査 の現状
long-slit 分光：～100H積分 with VLT/FORS2 （明確な検出なし）
NB撮像：Keck/LRIS, Gemini/GMOS （明るいものは検出成功）
面 分 光：VLT/MUSE（ビリアル半径程度以下の検出多数）
CGMのスケール・ビリアル半径を超えるサイズの検出は数例のみ（Slug nebula at z=2.3, Jackpot nebula at z=2.04）
・ビリアル半径程度以下 (< 100 pkpc) の検出例は多い­radio-quiet quasar 周辺で50%(NB)～100% (IFU)­Extended emission line regions (EELRs) かもしれない
・faint (SBLya ~ 6x10‐20 ergs/s/cm2/arcsec2 ) なCGMは, 最大で500 pkpc 程度まで広がっている可能性がある（stacking法）
・多視線分光観測 (QPQ6), zoom-in simulation (Shen+ 2013),
光電離モデル (Stern+ 2016)の結果は, 500 pkpcスケールに広がるCGMの存在を示唆

辺縁部まで含めたCGMの全体像 ⇒ TMT[撮像]24/32

Proximity Effect(PE; 近接効果)© ESO/M. Kornmesser

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クェーサーによる近接効果近接効果

クェーサー/銀河（分光）銀河/クェーサー

クェーサー近接効果 (Proximity Effect)26/32

視線方向(LoS)に対してクェーサーの近傍では HIの平均吸収強度が低下する(LPE)。UV背景放射強度の評価にも利用できる。

接線方向でも同様の効果
Transverse Proximity Effect (TPE)はみられるか？
ΔR≦1.5 Mpcで欠乏 (>5σ)

QSO

L
EBR
 4J
24 R EBRJ 7.0 10

22(Scott+ 2000)

27/32近接効果の異方性をほのめかす結果
1. 光学的に厚いHIガス（LLS/DLA）の検出率がQSO近傍で高い
2. クェーサー光度から期待される Lya蛍光輝線が検出されない
3. クェーサーからの距離と電離状態に正の相関（逆センス）28/32

AGNトーラスによる非等方輻射 (LPE vs TPE)
AGN統一モデルに基づく非等方フィードバック効果の可能性(QPQ６)

異方性の原因として・HI 吸収の超過
クェーサーの光度変動を・HI Lya蛍光輝線が追跡できないか？ 検出されない・低電離イオンの超過→ TMT時代のサイエンス
視線方向⇒ 低電離状態（逆近接効果）・HI 吸収の欠乏⇒ 高電離状態（近接効果）

あるいは光度変動の影響

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TMT③ : LPE によるQSO光度変動の追跡
クェーサー年齢が 106–108 yrs 程度であれば, LPEの半径依存性からクェーサー年齢の見積もりが可能 (Dall’Aglio+ 2008)<optical depth>r
log J  21.03log(ω)<optical depth>

Flux‐scaled distance

68 Myrlog(ω)

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TMT③ : TPE によるQSO光度変動の追跡
LPEとTPEの両方の効果を考慮に入れた3次元的な近接効果の調査。
クェーサー光度(電離光子)の変動の追跡が可能 (Adelberger+ 2004)

クェーサー光度銀河による多視線観測 (S/N~4, Δλ~7Å 程度でOK)

平均透過率t (Myr)31/32近接効果とクェーサー異方性調査 の現状
クェーサー近傍におけるIGMの電離状態
視線方向：クェーサー近傍 (< 1.5h‐1 Mpc) で­HIガスによる透明度が上がる (LPE; e.g., Bajtlik+ 1988)
接線方向：クェーサー近傍 (≤ 1Mpc) で­HIガスによる透明度が下がる (e.g., QPQ6)­期待されるHIガスによる蛍光輝線が未検出 (e.g., QPQ4)­電離状態が下がる(e.g., QPQ8)⇒ いずれも期待される傾向とは逆 (TPE はみられない)
近接効果にみられる異方性の原因
・AGNトーラスによる非等方輻射 による影響⇒ CGM(CQM) の分光, 撮像観測を継続
・クェーサーの光度変動（クェーサー年齢）による影響⇒ LPE によるクェーサー光度変動の追跡 (Dall’Aglio+ 2008)
TPE によるクェーサー光度変動の追跡 (Aldenberger+ 2004)

クェーサー背景銀河の高密度多視線分光 ⇒ TMT[分光]まとめ• TMT時代の高分散分光観測によるサイエンス（抜粋）• CGM探査（吸収線）–

QPQ (for CQM), KBSS (for CGM) が進行中–

finger of God 効果 (～240 km/s), Kaiser 効果 (～2 Mpc) がみられる–

多視線観測 + 光電離モデルにより、内部構造の解明が進展• CGM探査（輝線）–

蛍光輝線の検出成功率は long-slit < NB撮像 < 面分光 (VLT/MUSE)–r < rvir での検出率 50-100% (SBLya ～10-18 –10-19 ergs/s/cm2/arcsec2)–

スタッキング法 ⇒ 500 pkpc まで広がる成分 (SBLya ～10-20 ergs/s/cm2/arcsec2)• 近接効果の異方性とクェーサーの光度変動–

クェーサー近傍 (<1 pMpc) でのCGM/IGMの電離状態は視線方向で上がり(LPE),接線方向で下がる (期待される効果(TPE)とは逆の傾向)–

AGNトーラスによる非等方輻射 or クェーサーの光度変動の影響•TMT時代のサイエンス–

小スケール(<1 pkpc)の内部構造解明[分光], 辺縁部まで含めたCGMの全体像[撮像],近接効果の４次元分布(3D + 時間)[多視線分光]

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