SXDF-ALMA 2 arcmin2 Deep Survey:
The properties of faint SMGs and their contribution to the IR EBL
第 3 回銀河進化研究会 @ 東北⼤学 ⻘葉サイエンスホール
2016 年 6 ⽉ 2 ⽇ (⽊)
東京⼤学天⽂センター河野研究室 博⼠ 1 年
⼭⼝裕貴

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SXDF-ALMA 2 arcmin2 deep survey• : ALMA 観測, ソースカタログ:– Kohno et al. 2016, arXve: 1601.0019– Kohno et al. in prep.
• Hα emitters (HAEs):– Tadaki et al. 2015, ApJ, 811, L3• IR EBL の分解と検出された暗いサブミリ波銀河の性質:– Yamaguchi et al. 2016, submitted to PASJ (本講演)• ナンバーカウント:– Hatsukade et al. 2016, PASJ in Press• NIR-selected 銀河のスタッキング解析:– Wang et al. in prep.

もくじ• イントロダクション– 明るいサブミリ波銀河・暗いサブミリ波銀河とは？
• サブミリ波銀河観測の現状・問題点– 研究の⽬的• ALMA 観測– 観測領域・観測諸元• ALMA 連続波源の多波⻑解析– 測光⾚⽅偏移, 星質量, 星形成率の推定• 考察– IR EBL ・宇宙⾚外線星形成率密度への寄与– ALMA 連続波源の星形成モード• まとめ2

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イントロダクション (先⾏研究)• 明るいサブミリ波銀河– サブミリ波帯で明るい (S1.1mm > 1 mJy)
– 単⼀鏡による⼤規模探査で数多く報告されている– 明るいサブミリ波銀河には 2 つの星形成モード• スターバースト– M★ ~ 1010-1011 M¤– main sequence の数倍 ~ 数10 倍程度のSFR

S870 [mJy]1.3 2.8 4.4 5.9 7.5 9.0
log (SFR/M¤ yr-1)• Main sequence (MS)– M★ ~ 1011-1012 M¤

da Cunha + 2015log (M★/M¤)4イントロダクション (先⾏研究)• 明るいサブミリ波銀河– ⾚⽅偏移分布や星形成率密度への寄与は z ~ 2-3 でピークとなる (e.g., Chapman + 2005, Wardlow + 2011)• ~ (1-2) × 10-2 M¤/yr/Mpc3 (@ z ~ 2-3; Chabrier IMF)

– 宇宙⾚外線背景放射 (IR EBL) への寄与は波⻑ 1.1 mm~ 10-20% (Hatsukade + 2011) 明るいサブミリ波銀河の SFRD

(σ ~ 1 mJy; 1.1 mm)のため S1.1mm < 1mJyの検出は難しい

SFRD [M¤/yr/Mpc3]• ⼤部分は説明できていない– 単⼀鏡望遠鏡のconfusion 限界

Wardlow + 2011

Redshiftイントロダクション (先⾏研究と問題)• 暗いサブミリ波銀河– 観測フラックス密度: S1.1mm < 1 mJy– IR EBL へ⼤きな寄与: ~ 50-80% (Hatsukade + 2013,Ono + 2014, Carniani + 2015, Fujimoto + 2016)– ⾚外線星形成率密度への寄与は分かっていない• ⾚外線光度関数の外挿 (LIR <~ 1012 L¤)– e.g., Burgarella + 2013

– 星形成活動は？

• 明るいサブミリ波銀河と同じ？

– 重⼒レンズの利⽤

log(Φ/Mpc3/dex)• ⾚⽅偏移の不定性

Gruppioni + 2013

• 探査体積の減少 (Knudsen + 2008)?
log(LIR/L¤)

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イントロダクション (⽬的)
本研究の⽬的 (暗いサブミリ波銀河)• 暗いサブミリ波銀河を研究するには, レンズモデルの不定性のない領域を広く, 深く, ⾼分解能で観測が必要である– ALMAの登場でようやく本格的に研究できる領域• ALMAによる観測で検出された天体の多波⻑ SED 解析– ⾮常に深い多波⻑データが利⽤できる• 測光⾚⽅偏移・星質量・星形成率の推定• ALMA で検出された天体のIR EBL・⾚外線星形成率密度への寄与を明らかにする• ALMAで検出された天体の星形成モードを調べる

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7観測領域• SXDF-UDS-CANDELS 領域– 深い多波⻑データが利⽤できる (e.g. VLT, HST, IRAC)• 我々の研究グループによる, AzTEC/ASTE 探査で⾒つかった明るいサブミリ波銀河 (五⼗嵐, 博⼠論⽂)• 多くの種類の星形成銀河– e.g., HAEs @ z = 2.2, 2.5 (Tadaki + 2013; magenta circle)
AzTEC 1.1 mm1.1 mm

SPIRE (HerMES)

250 μm350 μm500 μmIRAC (SEDS; SpUDS)

Subaru (SXDS)

3.6 μm
4.5 μm
5.6 μmBVRc

ALMA 観測
• ALMA 観測のパラメータ– ALMA Cycle 1 (Band 6; 1.1 mm, 2.0 arcmin2)• Project ID: 2012.1.00756.S, PI: K. Kohno– 観測⽇: 2014 7/17, 7/18
– アンテナ台数: 30-32– 基線⻑: 20-650 m– 可降⽔量: 0.42-0.55 mm

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ALMA 連続波源の検出
SXDF-UDS-CANDELS-ALMA 2.0 arcmin2領域
視野数: 19
合成ビーム: 0”.53 × 0”.41
観測波長: 1.1mm
ノイズレベル: 55μJy/b (1σ)
単一鏡の confusion
限界 (~ 1 mJy) 以下
観測時間: 3.8 時間

AzTEC/ASTE 1.1 mm

10ALMA 連続波源の検出
SXDF-UDS-CANDELS S/N > 6 の 5 天体
-ALMA 2.0 arcmin2 SXDF-ALMA1 (HAE @ z = 2.5)
2.02 mJy
領域
視野数: 19
合成ビーム: 0”.53 × 0”.41
観測波長: 1.1mm
ノイズレベル: 55μJy/b (1σ)
単一鏡の confusion
限界 (~ 1 mJy) 以下
観測時間: 3.8 時間

1.38 mJy
SXDF-ALMA2 (HAE @ z= 2.5)

AzTEC/ASTE 1.1 mm

SXDF-ALMA4 SXDF-ALMA5

0.54 mJy

SXDF-ALMA3

1.16 mJy

Kohno, K., Tadaki, K.,
Kodama, T.,
Ikarashi, S., Tamura, Y.,
Hatsukade, B.,
Yamaguchi, Y., Ivison, R.,
Rujopakarn, W.,
et al., in prep.

0.56 mJy11

対応天体の同定• 可視光-近⾚外線
Subaru

HST

HST

VLT

SpitzerSuprime-Cam

ACS

WFC3

HAWK-I

IRAC

B, V, Rc, i’, z’
band

F606W
F814W

F125W
F160W

Y, Ks
band

3.6, 4.5, 5.6,8.0 μm– SXDF-ALMA1, 2, 4, 5 は, Galametz + 2013 のカタログに記載されている (H ~ 22.4-24.5, Ks ~ 21.7-23.4)– SXDF-ALMA3 は⾮常に暗く (H = 25.3, Ks = 24.7),
H バンドよりも短い波⻑の画像では,検出されていない

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測光⾚⽅偏移の推定
測光⾚⽅偏移の推定

2.4+2.5-2.0
3.1+ 3.9-1.8

2.54+0.23-0.51
2.06+0.21-0.08

2.27+0.94-0.87
2.94+0.45-0.32

1.33+0.10-0.16
1.39+0.02-0.02

1.52+0.13-0.18
1.63+0.03-0.0214

測光⾚⽅偏移の推定
測光⾚⽅偏移の推定

2.4+2.5-2.0
3.1+ 3.9-1.8

2.54+0.23-0.51
2.06+0.21-0.08

2.27+0.94-0.87
2.94+0.45-0.32• HYPERZ と EAZY の結果は, 不確かさの範囲内で一致• SXDF-ALMA1 と 2 の測光赤方偏移は, Hα のナローバンド赤方偏移と矛盾しない (z = 2.53 ± 0.02; Tadaki + 2013).
• ALMA天体は, 赤方偏移 1 ~< z <~ 4 に分布している
1.33+0.10-0.16
1.39+0.02-0.02

1.52+0.13-0.18
1.63+0.03-0.02星質量・星形成率の推定 Chabrier IMF

BC03 SED モデル (Z = Z¤)
Calzetti 赤化モデル• SXDF-ALMA1, 2, 4, and 5
SFH ∝ exp(-t/τ) (τ > 300 Myr)
– FAST (Kriek + 2009) による SED フィットで, 星質量を推定– UV と IR 光度から, 星形成率を推定 (Kennicutt 1998)• LIR は Dale & Helou 2002 の SED モデル– β = 1.5, Tdust: PACS の上限値から制限 (20-35 K)

SourceRedshiftM★
[×1010 M¤]

SFRUV[M¤/yr]SFRIR[M¤/yr]

SXDF-ALMA1

2.53

9.5+2.8-7.3<2200+200-100

SXDF-ALMA2

2.53

9.3+1.1-6.7

6±2100+100-80

SXDF-ALMA4

1.33

3.5+1.6-0.9

0.6 ± 0.2

30+20-20

SXDF-ALMA5

1.52

4.1+3.2-2.2

1 ± 0.4

50+50-40

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SXDF-ALMA3• 可視光/近⾚外線で暗い– zphoto = 2.4+2.5-2.0 (EAZY), M★ < 109-1010 M¤• cf. SXDF-ALMA1, 2, 4, 5 では, M★ ~ 1010.5-1011.0 M¤• Herschel で未検出, JVLA で検出 è z ~ 2-3Herschel
ALMA
JVLA VLA
6 GHz
MIPS

IR EBL・IR SFRD への寄与
• AzTEC/ASTE で選択された天体を除いた 3 天体 (SXDFALMA3, 4, and 5; S1.1 mm ~ 0.5-1 mJy) の IR EBL への寄与
– 4.1+5.4-3.0 Jy/deg2
è S1.1mm > 1 mJy の明るいサブミリ波銀河による寄与(~ 2.9 Jy/deg2; Hatsukade + 2011) とほぼ同等• SXDF-ALMA1, 2を除く3 天体 (LIR ~ 1011.5-1012.3 L¤) の IR
SFRD への寄与– ~ (0.3-2) × 10-2 M¤/yr/Mpc3 (1 < z < 4)
• 明るいサブミリ波銀河と同程度の寄与 (e.g., Wardlow + 2011)– Herschel では捉えきれない明るさ (LIR <~ 10 12 L¤) まで分解することができた17

18

ALMA 天体の星形成モード• SXDF-ALMA1, 2, 4, 5 は星形成の MS に乗っている– MS 星形成銀河

ALMA天体 は全て MS に属する星形成銀河なのか? è No!

ALESS SMGs

Faint 1.3 mm sources
BzK

ALESS SMGs (da cunha + 15)
Faint 1.3 mm sources (Hatsukade + 15)
BzK (Rodighiero + 15)

ALMA 天体の星形成モード• SXDF-ALMA3: z ~ 2-3 のスターバースト銀河– 星質量が⼩さい (M★ < 109-1010 M¤)• 明るいサブミリ波銀河 M★ ~ 9 × 1010 M¤ (Hainline + 2011)– ALMA でようやく検出され始めた種族• SFRD への missing contributor

SXDF-ALMA3SFR ~ 100 M¤/yr

ALMA による輝線観測で, 分光⾚⽅偏移を決定する必要

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まとめ• SXDF-ALMA 探査で検出された 5 天体の多波⻑観測– 暗いサブミリ波銀河 3 天体が CIB, IR SFRD に与える寄与は明るいサブミリ波銀河と同程度• Herschel や可視光・⾚外線による, 従来の探査では分解されていない種族の銀河による寄与を分解できた– ALMA 天体の星形成モード• 5 天体中 4 天体は MS 星形成銀河• SXDF-ALMA3 は z ~ 2-3 にある, 星質量の⼩さいスターバースト銀河– ALMA の登場でようやく検出され始めた種族– ALMA cycle 3 で分⼦輝線の分光観測が採択済» 分光⾚⽅偏移・ガス質量・ガス質量⽐ etc…

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