ダスト放射「原始」銀河

榎 基宏（国立天文台）
竹内 努（名古屋大学）
石井 貴子（京大花山天文台）

§1. Introduction*Galaxy Formation
星形成が進むとdustも形成される。
⇒ 星からの輻射はdustに吸収され、赤外線（IR）で再び輻射される。
⇒ 銀河形成・星形成史を理解するためには、銀河の赤外線領域のSEDを評価することが重要。

*Forming Galaxies
high-z ( z>4) にある形成途上の銀河（Forming Galaxies）は直接見えるか？
⇒個々の銀河からの赤外線輻射の積分は、IR-submmの背景輻射（Cosmic Background Radiation: CBR）として観測できるのではないだろうか？

Cosmic background radiation*宇宙背景輻射とその揺らぎ
宇宙には様々な波長の「背景放射」が満ちている

Hauser & Dwek 2001

⇒ 銀河からの寄与を引き出せれば、銀河の形成と進化について重要な情報が得られうる。
◎特に、銀河として分解できない遠方の暗い銀河の情報

Forming Galaxies
どのくらいの赤外線輻射強度があるのか？
⇒ dustの種類 (size分布)に依存⇒ high-zは、low-zと異なる（※ Forming galaxies = Young metal-poor galaxies）*dust の主な供給源
AGB/RGBSNIa
SNII

high-zでは効かない
high-zでは主⇒ high-zではdustの種類(size分布)が異なる⇒ SEDは近傍銀河と異なるそこでSNII のみから形成されたdustがあるForming galaxiesのSED

準解析的銀河形成モデル

z=5～20に存在するForming galaxies のNumber counts、相関函数、
IR-submm 背景輻射とその揺らぎを計算し、観測可能性を議論する。

§2. Galaxy Formation Model• Galaxy Formation in Hierarchical Clustering Scenario
CLUSTERLING OF DARK HALOSHOT GASDARK HALOGALAXY;*COLLAPSE OF
COLD GAS, STARDARK HALOS*SHOCK-HEATING*RADIATIVE COOLING*STAR FORMATION* SN FEEDBACK* MERGERS OFGALAXIESINTRA CLUSTERGAS*PRESENT UNIVERSEGALAXY CLUSTERSFIELD GALAXIESStar Formation & Dust Production*Star Formation Rate (SFR)
cold gas → disk star・cold gas mass と 銀河のcircular velocity で決める
・個々の銀河のSFRをSA modelで計算*Spectral energy distribution (SED)
Forming Galaxies (tage < 10^8 yr )> dust供給源はSNIIのみ＞SEDは近傍銀河と異なる
SFR (SA model)
Dust formation model (Hirashita et al. 2003)
SED （Takeuchi et al 2003）

SED of Forming Galaxies
・dust size分布(1)Single-size (Todini & Ferrara 2001)
a = 6 × 10 −4 μm ; Silicate, a = 2 × 10 −2 μm ; Carbon(2)Power-law （Nozawa et al. 2003)dn∝
daa − 2 .5

5 × 10 − 4 ≤ a ≤ 10 − 2 ( μm)a − 3 .5 10 − 2 ≤ a ≤ 5 ( μm)0otherwise

power lawはsingle sizeに比べると、 ⇒large scale のdustもできる⇒small dust が相対的に減るので、短波長側で暗くなる

SFR ⇒ IR luminosity
SFRが大 ⇒ dustが増える⇒ L_IR も大しかし、dust が増えすぎると自己吸収が効いて、（中間赤外領域で）L_IRは減少する。

§3. Clustering & cosmic background radiation of galaxies*Cosmic background radiation (CBR)*Correlation function of CBR fluctuation
CBR揺らぎの相関函数：⇒（θ << 1 を仮定）

ξgal (r,z) ; galaxy correlation function

* Clustering of galaxies

beff : Effective bias (Baugh et al. 1999)
bgal ,effb (M ) N (M ) n(M )dM∫=∫ N (M ) n(M )dM
halo

gal

galbHalo(M) : 質量Mのdark halo のbias<N_gal(M)>: 質量Mのdark haloにあるgalaxyの平均個数← SA-modelにより求める
n(M) : dark halo の mass function* 異なるdark haloに存在するgalaxy からの寄与を考えている→large scale で有効

*Fluctuation of the CBR temperature
CBR温度揺らぎの定義：
温度揺らぎの相関函数：

温度揺らぎのpower spectrum：

温度揺らぎの多重極展開：

*計算の流れCosmological Model
SA modelSFR of a galaxy

SED of a galaxy

Number of galaxies in a dark halo
Mass function of dark halos

Luminosity function

Bias parameter of dark halos
Effective bias of galaxies

CBR ; IDark matter correlation function
Galaxy correlation function; ξgal
Fluctuation of CBR ; C(θ)

§4．Results*Number Count of forming galaxies at 5< z <20

power lawはsingle sizeに比べると、 ⇒large scale のdustもできる⇒small dust が相対的に減るので、短波長側で暗くなる*CBR of forming galaxies at 5< z <20

CBRへの、Forming galaxies からの寄与はほとんど無い。

*Clustering of forming galaxies at 5< z <20
Evolution of bias parameters

power lawはsingle sizeに比べると、 ⇒large scale のdustもできる⇒small dust が相対的に減るので、短波長側で暗くなる*Clustering of forming galaxies at 5< z <20
Evolution of correlation functions

*Clustering of forming galaxies at 5< z <20
Evolution of correlation length(a) 200μm(b) 350μmr0 [Mpc]151010500(c) 450μm(d) 650μm

15r0 [Mpc]*dust size 分布
power law は
single sizeに比べると、1510105500510z

15205DM
Single-size Sν > 10 -8 [Jy]Power-law Sν > 10 -8 [Jy]Single-size Sν > 10 -7 [Jy]Power-law Sν > 10 -7 [Jy]

10z

1520

⇒large scale の dust もできる
⇒small dust が相対的に減るので、短波長側で暗くなる⇒短波長側の相関がより強くなる。

* Correlation function of the CBR contribution
from forming galaxies at 5< z <20Forming galaxies のC(θ)の形はSCUBA天体のC(θ)と似ているが、強度は弱い。しかし、波長依存性は異なる。

*Power spectrum of the fluctuation of the CBR temperature contribution
from forming galaxies at 5< z <20Single-size

長波長（λ＞450μm）の high-l （l ～104 - 105）でforming galaxies の寄与が銀河系内ダストの寄与をなんとか超える*Power spectrum of the fluctuation of the CBR temperature contribution
from forming galaxies at 5< z <20Power-law

長波長（λ＞450μm）の high-l （l ～104 - 105）でforming galaxies の寄与が銀河系内ダストの寄与をなんとか超える§5．Discussion* Observational strategy
High-zにある銀河からの赤外線輻射
⇒IR-submmで観測される揺らぎの観測⇒銀河系内ダストの寄与より大きいスケール⇒ high l （l ～104 - 105） [ θ < 10”]⇒ 高分解能の観測が必要⇒ 干渉計による観測が最適
干渉計によるdiffuse radiation の観測の感度⇒ 波長/基線長で決まる → compact configuration が必要
1. 小口径のアンテナを使う （ALMA ACA）
* FOVは大2. 単一鏡で空をmapping し基線長～0のデータとして使う （BIMA array, NRAO 12-m, VLA, BGT）

* CMBのsecondary anisotropy との比較
より長波長[ミリ波 (850μm ～ 3mm) 領域]の方が観測可能性は高い？
今度はCMBのsecondary anisotropy と比較する必要が出てくる。
・Thermal SZ effect が圧倒的
217 GHz (1382μm)での寄与なし→これで差っ引ける。
・Kinetic SZ effects
δTl ~ 3 × 10-6 K at 3000 < l < 10000
・Inhomogeneous IGM reionization
δTl ~ 10-6 K at 3000 < l < 10000(Zhang et al. 2004)(Salvaterra et al. 2004)

λ > 1000μm だと、これらの効果が勝ってしまう。
でも、ダストからの放射はこれらの測定のノイズ源になる。