重⼒レンズ銀河団のALMAデータを⽤いた
無バイアス輝線銀河探査
Yamaguchi et al. 2017, ApJ, submitted

銀河進化研究会 2017 @ ⼤阪⼤学豊中キャンパス
2017/06/08 (⽊)
東京⼤学天⽂センター D2
⼭⼝裕貴

もくじ
• イントロダクション- ミリ波・サブミリ波輝線の重要性- 先⾏研究 & 本研究• ALMA データ- 我々の観測データ + ALMA アーカイブデータ• 輝線探査の⼿法と結果• 考察- CO & [CII] 輝線光度関数への制限
• まとめ

1

イントロダクション“ミリ波・サブミリ波輝線銀河の重要性”

2• 宇宙星形成率密度 (SFRD) の進化

SFRD が z ~ 0 に向けて減少する
理由は？
分⼦ガス質量密度の進化?
銀河の星形成効率の低下？

⾼⾚⽅偏移 (z > 3-4) におけるダストに覆われた星形成活動の寄与？
ダスティなスターバースト銀河はSFRD にどの程度寄与するのか？

Madau & Dickinson 14

イントロダクション“ミリ波・サブミリ波輝線銀河の重要性”

3• 宇宙星形成率密度 (SFRD) の進化

SFRD が z ~ 0 に向けて減少する
理由は？
分⼦ガス質量密度の進化?
銀河の星形成効率の低下？
è CO 回転遷移輝線

⾼⾚⽅偏移 (z > 3-4) におけるダストに覆われた星形成活動の寄与？
ダスティなスターバースト銀河はSFRD にどの程度寄与するのか？
è [CII] 158 μm 輝線

p ミリ波・サブミリ波輝線は SFRD の進化を研究するために⾮常に有⽤なツールの⼀つ！
Madau & Dickinson 14

イントロダクション “先⾏研究”• 先⾏研究における問題点 è 観測バイアス- 他波⻑で選択された銀河に対する追観測がその多くを占めている (e.g., 可視光/近⾚外線で明るい銀河)
ü 星質量や星形成率 (爆発的星形成銀河等) にバイアスがかかるè無バイアス輝線銀河探査が必要！
• ALMA によって無バイアス輝線銀河探査が現実的に- ALMA SPECtroscopic Survey in HUDF (ASPECS;Walter+16, Decarli+16, Aravena+16)
ü スペクトル・スキャン観測 (観測周波数幅 > 数⼗ GHz)
ü 総観測時間が膨⼤になる…
Ø e.g., ASPECS では ~ 40 hours (観測⾯積 ~ 1 平⽅分)

4

イントロダクション “本研究”• 重⼒レンズ銀河団の ALMA データを⽤いた無バイアス
ミリ波輝線銀河探査- 1 周波数チューニング (観測周波数幅 ~ 8 GHz)
ü 我々の観測データ + ALMA アーカイブデータ 計 4 領域

è スペクトル・スキャン観測よりも効率的- CO & [CII] 輝線光度関数の制限• なぜ重⼒レンズ領域なのか？
- 重⼒レンズによる増光を利⽤して輝線光度関数のfaint-end 側を制限できるü “普通の” 星形成銀河が⽀配的ü 銀河中のISMの性質が反映されている (励起状態等)

5

6ALMA データ “4 つの銀河団”

RXJ1347
zcluster = 0.451

Abell S0592
zcluster = 0.222

MACS J0416
zcluster = 0.397

Abell 2744
zcluster = 0.308

背景:HST 画像

ALMA データ “我々の観測+アーカイブ”

RXJ1347
zcluster = 0.451

MACS J0416
zcluster = 0.397

Abell S0592
zcluster = 0.222

Abell 2744
zcluster = 0.308

我々の観測
ID: 2013.1.00724.S
PI: H. Ezawa
Band 6
σcont ~ 150 μJy/b
beam ~ 1’’.3 × 0”.7
fobs = 255-259 GHz
271-275 GHz

ALMA アーカイブ
ID: 2013.1.00999.S
PI: F. Bauer
Band 6
σcont ~ 70-90 μJy/bbeam ~ 1’’.5 × 1”.0
fobs = 254-257 GHz269-272 GHz

7

ALMA データ “我々の観測+アーカイブ”

RXJ1347
zcluster = 0.451

Abell S0592
zcluster = 0.222

我々の観測
ID: 2013.1.00724.S
PI: H. Ezawa
Band 6
σcont ~ 150 μJy/b
beam ~ 1’’.3 × 0”.7
fobs = 255-259 GHz
271-275 GHz~ 16 平⽅分 (⾒かけ上)

MACS J0416
zcluster = 0.397

Abell 2744
zcluster = 0.308

ALMA アーカイブ
ID: 2013.1.00999.S
PI: F. Bauer
Band 6
σcont ~ 70-90 μJy/b
beam ~ 1’’.5 × 1”.0
fobs = 254-257 GHz269-272 GHz89輝線銀河探査の⼿法• CASA の CLEAN コマンドを使って, 3次元のデータキューブを作成- 60, 100 MHz ビニング (~ 67, 111 km/s @ 270 GHz)
- 1σ ~ 0.7-1.4 mJy/beam (⾒かけ上)• ピークが S/N > 5 となる輝線天体候補を探査

CO CO CO CO CO CO CO CO(3-2) (4-3) (5-4) (6-5) (7-6) (8-7) (9-8) (10-9)[CII]
158 µm10

輝線銀河探査の⼿法
60・100 MHz ビニングの 3D データキューブ
60・100 MHz ビニングの 3D S/N キューブ
CLUMPFIND (Williams + 94) を⽤いて, ピーク
S/N > 5 となる輝線天体候補を探査
Yes

No

ピークに隣接するチャンネルでS/N > 3 で検出されている?
Yes

輝線天体検出!

No

輝線天体未検出!

11輝線銀河探査の結果• ピーク S/N > 5 となる輝線候補天体は未検出…
S/N = -5

S/N = 5

S/N = -5

S/N = 5

12

輝線銀河探査の結果• RXJ1347 で検出された輝線天体候補？
- ピークチャンネル S/N ~ 4.5, ピークに隣接するチャンネル S/N ~ 4.3 (60 MHz ビニング)- ピークチャンネル S/N ~ 5.8 (100 MHz ビニング)
ノイズ分布は S/N <-4.5 に広がっている

ピークチャンネル
のみでの検出13

輝線銀河探査の結果• RXJ1347 で検出された輝線天体候補？
- ピークチャンネル S/N ~ 4.5, ピークに隣接するチャンネル S/N ~ 4.3 (60 MHz ビニング)- ピークチャンネル S/N ~ 5.8 (100 MHz ビニング)
ノイズ分布は S/N <-4.5 に広がっている

ピークチャンネル
のみでの検出14

輝線銀河探査の結果• RXJ1347 で検出された輝線天体候補？
- 本研究では検出天体として扱わないè検出 or 未検出を確かめるには新たな観測が必要

ノイズ分布は S/N <-4.5 に広がっている

ピークチャンネルのみでの検出考察 “探査体積の推定”• 輝線光度関数を制限するために実際の探査体積を推定- 重⼒レンズ銀河団の質量分布モデル
ü RXJ1347 (Kitayama + ), Abell S0592 (Oguri + ),MACS J0416 & Abell 2744 (Kawamata + 16)
ü 重⼒レンズモデルは GLAFIC (Oguri 2010) を使⽤- 重⼒レンズモデルの不定性の推定
ü MCMC を使って, 重⼒レンズモデルの不定性を推定 (by⼤栗さん)

15

16

Vcom [Mpc3]

考察 “探査体積の推定”
CO(3-2) @ z = 0.3

CO(4-3) @ z = 0.7

CO(5-4) @ z = 1.2[CII] @ z = 6μVcom [Mpc3]

考察 “探査体積の推定”
CO(3-2) @ z = 0.3

CO(4-3) @ z = 0.7

CO(5-4) @ z = 1.2[CII] @ z = 6σint [mJy]17

考察 “輝線天体の個数密度の推定”※ [CII] 輝線の単位は [L⦿]18

考察 “CO 輝線光度関数”• 得られた上限値 (⾚いシンボル) は過去の観測値や準解析的モデルの計算結果と⽭盾しない- CO 輝線光度関数の進化も準解析的モデルと無⽭盾• ⼀⽅で, 過去の観測よりも > 0.5 dex 程度暗い範囲まで制限することに初めて成功

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考察 “CO 輝線光度関数”

ALMA データは
CO 輝線光度数•è重⼒レンズ銀河団の得られた上限値 (⾚いシンボル)
は過去の観測値や準解を制限するのに有⽤な⼿段である！
析的モデルの計算結果と⽭盾しない- CO 輝線光度関数の進化も準解析的モデルと無⽭盾• ⼀⽅で, 過去の観測よりも > 0.5 dex 程度暗い範囲まで制限することに初めて成功

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考察 “[CII] 輝線光度関数”• 上限値は準解析的モデルの数桁上に位置するが, 依然として観測値と無⽭盾- 準解析的モデルは [CII] 輝線天体の数密度を過⼩評
価？

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まとめ
• 重⼒レンズ銀河団の ALMA データを⽤いた無バイアスの輝線銀河探査- S/N > 5 となる輝線天体は未検出
ü S/N ~ 4.5 (60 MHz ビニングキューブ) の “輝線候補天体”• CO・[CII] 輝線光度関数に対する制限- 過去の観測・準解析的モデルと無⽭盾- 従来の観測よりも > 0.5 dex 程度暗い領域に初めて制限を与えた (特に CO 輝線)- 準解析的モデルは [CII] 輝線銀河の個数密度を過⼩評価している可能性がある

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