光天連SPICAタスクフォース報告
系外銀河サイエンス
竹内 努
名古屋大学素粒子宇宙物理学専攻
銀河進化学研究室(Ω研)with 小山祐世,, 松田有一
第2回銀河進化研究会 名古屋大,
第2回銀河進化研究会,
名古屋大 2015年6月5日

SPICAの掲げる科学目標
1. 銀河成長・物質進化過程の解明• ダストに隠された銀河成長最盛期• 星生成と物質進化の相互作用
2. 惑星系形成過程の解明• ガスの精密定量による惑星形成シナリオの検証• 惑星形成における水と氷の役割• 惑星系外縁天体の起源
3. 最高感度の宇宙赤外線天文台の実現

SPICAの掲げる科学目標
1. 銀河成長・物質進化過程の解明• ダストに隠された銀河成長最盛期• 星生成と物質進化の相互作用
2. 惑星系形成過程の解明• ガスの精密定量による惑星形成シナリオの検証• 惑星形成における水と氷の役割• 惑星系外縁天体の起源
3. 最高感度の宇宙赤外線天文台の実現

星生成と物質進化の相互作用
近傍銀河(距離 < 100Mpc)を対象
空間分解
銀河 各部分
物 過程
1. 空間分解した銀河の各部分での物理過程
2. 暗い銀河まで含めた無バイアスな金属量-ダスト量関係の検証
galaxy z=0

superwind

nucleusgas/dust reservoir

z=3z=1z=0.1

stellar population?
ISM
metallicityy
dust/gas ratio
ISRF, shocks
composition

AKARI Spitzer

mergerJWSTHerschel

SPICA

ALMA
4

近傍銀河の遠赤外分光
Spectroscopy with Herschel: only bright regions (giant HII regions,nucleus, etc) and only a few bright gas lines ([OI], [OIII], [CII],etc).
t )De Looze +14(Left) SFR vs [OI] luminosity. (Right) SFR vs [CII] luminosity.
SFRs estimated from FUV and 24 m fluxes.

Very tight correlation between [OI] and SFR over 8 orders of magnitude!
Gas line diagnostics using 10‐20 lines to understand underlying physics.

5矮小銀河の金属量-ダスト量関係
Low-metallicity dwarf galaxy IZw18 (Z = 1/30 ZSolar) with HerschelFisher et al. 2014, Nature 505, 186

Color: 100 µm
Contour: HI

open: local area
filled: whole galaxy

Analogues of galaxies in the early universe. D-to-G ratio~1/200 times lower thane pected ! AlreadyexpectedAlread SF-active.
SF acti e Is ddust
st formation jjustst started? Different star
Blue: mechanism
warm dust from that in local universe
Blue: youngstars
formation(i.e. inefficientdust cooling).
Red: dwarfs
cool dustSBS0335-052: D-to-G 4 times
Red: higher
old starsthan expected!
⇔ low-Z
Hunt+14What determines the relation between D-to-G, metallicity and SFR?

6銀河サンプル
・ “Unbiased view” ⇒ volume-limited sample
・ Fill the parameter space of SFR vs metallicity ⇒ D = 100 Mpc needed.
・C
Cover every
y morphology
pgy ((spirals,p, ellipticals,p, lenticulars,, dwarf/irregular/others).
/g/)
323個、15‐30
323個、1530 Mpc
and a wide range of optical luminosity (stellar mass, age)

Blue: warm dust
Red: cooldust
Blue:warmdust

Blue: young stars
Red: oldstarsBlue:
youngstars

Red: cool dust

Red: old stars
7

銀河サンプル・Full detailed maps for
sub-sample of
100 galaxiesl i
Blue: warm dustwith Red:
D ~10Mpc
cooldust

Blue: warm dust
~7500
7500
galaxies
at z < 0.02
0 02
Red:
cool dust
from SDSS catalog

Blue: young stars
Red: oldstars
Blue:youngstars
Red: old stars
specific SFR（SFR/stellar mass） log (Ṁ☆ / M☆) [1/yr]8g –band magnnitude (mmag)

・Spectral map for everygalaxy ⇒templates for studies ofdistant galaxies

Metallicityy 12 + logg (O/H)
M

・Before SPICA, Euclid will detect a huge number of low-Z dwarf galaxies.
To study dependence on each parameter of SFR (10 grids), metallicity (10),323個 15-30
323個、1530 Mpc
optical luminosity (10) and morphology (4), we assign one galaxy to one cell in
the 4-D parameter space. ⇒ ~4000 galaxies needed. They are also needed
for multivariate analyses.
y口径2 mのインパクト
Sensitivity
IZw18 (lowest metallicity, faintest) => [CII] 6 x 10-18 W/m2 (Herschel)=> x1/10 => 6x10-19 W/m2 => OK for SMI,, but not for SAFARI ((9x10-19 W/m2)).
0.5 MJy/sr @ 20 mm, 10 MJy/sr @ 100 mm => OK.
Spatial resolution
100 pc @ 10 Mpc (10 mrad) ~ 20 mm / 2 m (10 mrad),mrad) =>> barely
barel OK.
OKSpectral resolution
R ≥ 1000 => OK forf SAFARI,SAFARI bbutt nott ffor SMI
FoV size≥ 2’ x 2’ =>> OK.
OKObservation time
SAFARI
3900 galaxies x 1 pointing x 0.4 hrs (average) ~ 1600 hrs
10 Mpc sub-sample: 100 galaxies x 9 pointing x 0.3 hrs (average) ~ 300 hrs
SMI Cam: 4000 galaxies x 1 pointing x (0.05 hrs x 2 filters) ~ 400 hrs
SSpec:
4000 galaxies
l i x 3 pointing
i ti x 0.1
0 1 hrsh (average)() ~ 1200 hrs
h9Total: 1900 + 1600 = 3500 hrs

まとめ期待できる点• 近傍銀河の物質循環は重要なテーマ。
近傍銀河の物質循環は重要なテ マ。
• このために近傍銀河の空間分解した観測、および矮小銀河まで含めた無バイアスなサンプルを遠赤外線分光。
• 実現すれば2ば mの口径でも十分なサイエンスのレベルを達成でも達成きることはよく検討されている。
今後も検証すべき点• 口径が小さくなる⇒
径が小さくなる 観測時間、観測時間、コンフュージョンリミットの増大
ンフジョンリミットの増大⇒ 他のテーマと共存してサンプル数は保てるか?
• 現時点で人気のサイエンスである⇒SPICA以前の装置、データでかなりのところまで前 装置 デ タ かなとま検証されてしまう恐れは?

SPICAの掲げる科学目標
1. 銀河成長・物質進化過程の解明• ダストに隠された銀河成長最盛期• 星生成と物質進化の相互作用
2. 惑星系形成過程の解明• ガスの精密定量による惑星形成シナリオの検証• 惑星形成における水と氷の役割• 惑星系外縁天体の起源
3. 最高感度の宇宙赤外線天文台の実現

SPICAの掲げる科学目標
SPICAチームから提示されたサーベイ案

MIR: R = 50で10平方度
FIR: ターゲット型のグリズム分光

今後はこれを念頭に置いて考える必要がある.

レガシーサーベイの一例

MIR shallow SED (R~20)~ 5 deg2 ? [~2000 hrs]
g g ((R~3)
3)
MIR broad‐band imaging~ 20 deg2 ? [~2000 hrs]
FIR confusion‐limited
f i li it d imaging
i gi g (R~3)(R 3)~ 100 deg2 ? [~2000 hrs]

“HSCC wide” 相当
相MIR deep SED (R~20)~2 deg2 ? [~2000 hrs]

“HSCC deep” 相相当

Full spec~0.5 deg2 ?
[~1000 hrs]

“HSC ultra‐deep” 相当

これでほぼ１年間の観測になる。どのタイプのデータをコミュニティが求めているかが求めるかをきちんと整理し、レガシーサーベイを作り上げていく必要がある。

レガシーサーベイの一例
FIR targeted obs (?)

Full spec~0.5 deg2 ?
[~1000 hrs]

MIR deep SED (R~20)~2 deg2 ? [~2000 hrs]

MIR R=50

MIR shallow SED (R~20)~ 5 deg2 ? [~2000 hrs]
g g ((R~3)
3)
MIR broad‐band imaging~ 20 deg2 ? [~2000 hrs]
FIR confusion‐limited
f i li it d imaging
i gi g (R~3)(R 3)~ 100 deg2 ? [~2000 hrs]サイエンスターゲット
1. 星形成バースト銀河出現の「時間」と「環境」と「原因」

サイエンスターゲット
1. 星形成バースト銀河出現の「時間」と「環境」と「原因」
z>2における星形成密度へのDSBの寄与の変遷？
DSBの出現環境は？原始銀河団での超過？（楕円銀河の形成現場）
DSBの原因は？銀河の合体またはガスリッチバースト？
DSBの原因は？銀河の合体またはガスリッチバスト？
AGN活発化との関係は？

サイエンスターゲット
1. 星形成バースト銀河出現の「時間」と「環境」と「原因」

サイエンスターゲット
2. 銀河進化の激動期(z~2)の解明
FMOSによる大規模な近赤外分光サンプルの構築• 星質量-金属量-星形成率関係• 輝線比診断によるAGNの活動性/銀河の物理状態

サイエンスターゲット
2. 銀河進化の激動期(z~2)の解明
ダストに隠された星形成• FMOSでは減光された天体は厳しい• ダストの影響を受けない方法での銀河の物理性質の解明

サイエンスターゲット
2. 銀河進化の激動期(z~2)の解明
WISHの立場から
WISH ExS (0.25平方度)(0 25平方度)

WISH UDS (100平方度)

サイエンスターゲット
3. サブ/ミリ波輝線銀河探査 (CO/[CII] Tomography)とSPICA
Cosmic star formation history: ダスティ銀河の役割は?

サイエンスターゲット
3. サブ/ミリ波輝線銀河探査 (CO/[CII] Tomography)とSPICA
SIXER (SCUBA-2(SCUBA 2 Imaging Exploration of the Epoch ofReionization)•850mでの広域(33平方度),
広medium-deep (σ = 3 mJy/B)
サーベイ•発見からコンプリートなフォローアップへ•4つの有名深探査領域: XMM-LSS, ECDF-S, E-COSMOS,
ELAIS-N1

サイエンスターゲット
3. サブ/ミリ波輝線銀河探査 (CO/[CII] Tomography)とSPICA
SIXER: サイエンス•Herschel (HerMES)が探査できなかった z ~ 7までのSMG探査•ダストで隠されたSFH, 金属量進化、銀河計数•z ~ 7までのダスト減光則•SMBHとぼ銀河の共進化•Low-zの低温度ダスト
Lの低温度ダスト•VIPERSのz
VIPERSのz ~ 1銀河サンプル(1銀河サンプル(~ cosmic high noon)etc.

サイエンスターゲット
3. サブ/ミリ波輝線銀河探査 (CO/[CII] Tomography)とSPICA
Continuum 撮像• 低resolving power (R ~ 50) での中間赤外線高感度撮像 /
低分散分光 (SMI)• PAH/silicate による SIXER SMG の redshift 推定/決定• AGN 診断 (PAH vs power law)
分光：中間/遠赤外線の分光 (SMI, SAFARI)• Spitzer/IRS は感度に限りがあり、PACS 分光はあまりに波長範囲がせまか た ほぼ未開拓の中間(遠)赤外線広帯域長範囲がせまかった。ほぼ未開拓の中間(遠)赤外線広帯域
分光は, サブ/ミリ波から魅力的• SIXER SMG (そこそこ明るく, そこそこ沢山ある) に対する,
輝線診断 (metallicity, UV hardness, e-/H density)サイエンスターゲット
3. サブ/ミリ波輝線銀河探査 (CO/[CII] Tomography)とSPICA
Powerful wide (>10-deg2) survey for high-z sourcesサイエンスターゲット
3. サブ/ミリ波輝線銀河探査 (CO/[CII] Tomography)とSPICA
LSTサイエンスターゲット
3. サブ/ミリ波輝線銀河探査 (CO/[CII] Tomography)とSPICA
LST
分光：中間/遠赤外線の分光 (SMI, SAFARI)• LST CO/[CII] 輝線銀河に対する,輝線銀河に対する 輝線診断 (metallicity,( t lli it
UV hardness, e-/H density)• Spitzer/IRS は感度に限りがあり、PACS 分光はあまりに波長範囲がせまかった。ほぼ未開拓の中間(遠)赤外線広帯域
分光は, サブ/ミリ波 (CO, 遠方[CII] etc) から魅力的• 中間赤外からミリ波に至るまでの (所々サブ/ミリ波に大気吸収があるものの) 連続的なスペクトルを高波長分解能 (R~10102–10103) でcompleteできる。星間物質由来の主要輝線を全でl t できる 星間物質由来の主要輝線を全て検出し, 電離領域 ~ PDR ~ 分子雲に至るまでの物理診断を行う点は重要サイエンスターゲット
3. サブ/ミリ波輝線銀河探査 (CO/[CII] Tomography)とSPICA

LST輝線診断
SIXER

サイエンスターゲット
4. サマリー
塵に埋もれた銀河種族が、いつ、どこで、どのように現れるのか というテーマは共通。
特に星形成/AGNのエネルギー 源の切り分けという点には高特に星形成/AGNのエネルギい関心がある。

その意味でR=50の MIR分光は魅力的。
FIRがターゲット型のグリズム分光にFIRがタゲット型のグリズム分光に なり、興味深い天体をなり 興味深い天体をSPICAで徹底的に調べるというイメージが持ちやすくなった。

SPICA広視野サーベイへの戦略
SPICAでの広視野サーベイは、様々なサーベイとのシナジーという 点で一定の需要はあるが、それだとやや自明すぎ。
MIR広視野サーベイ“だからこそ” 見つかるような種族が宇宙にどのくらい存在するのか それは果た して面白いのか?
どのくらい存在するのか、それは果た

SPICA広域サーベイへの戦略

松田さん作成(比較: Casey et al. 2012)

SPICA広視野サーベイへの戦略
SPICAでの広視野サーベイは、様々なサーベイとのシナジーという 点で一定の需要はあるが、それだとやや自明すぎ。
MIR広視野サーベイ“だからこそ” 見つかるような種族が宇宙にどのくらい存在するのか それは果た して面白いのか?
どのくらい存在するのか、それは果た

そのような天体は相当数宇宙に存在し、LFのluminous endのような種族には限らない。

SPICA広視野サーベイへの戦略

FIR targeted obs

MIR R=50