塵に埋もれた宇宙の星形成
廿日出 文洋(国立天文台・チリ観測所)

2013年度 天文天体物理若手夏の学校自己紹介
研究歴夏の学校• 野辺山宇宙電波観測所・研究員• 学振研究員• 2005～2008参加– 京都大学– Open University (UK）

• 国立天文台・チリ観測所• 赤外線より長い波長、特にサブミリ波・ミリ波・センチ波を使って遠方銀河を観測

内容• Introduction– ダストに隠された星形成活動– ミリ波・サブミリ波観測の重要性– サブミリ波銀河• ミリ波・サブミリ波探査– サブミリ波銀河の寄与• 宇宙の星形成活動• ミリ波・サブミリ波での背景放射• ALMA– ALMAの成果– 今後

INTRODUCTION

宇宙星形成史• 宇宙における星形成活動の活発さ– optical/UV-selected galaxyの観測からz~7まで(Hopkins & Beacom 06)

ダストに隠された星形成活動• 大質量星から放射された紫外光はダストに吸収 赤外～サブミリ波・ミリ波帯でダストから再放射• 遠方宇宙では、ダストに隠された星形成が増加
 ダストからの放射を捉える観測が必要(Takeuchi+05)

ミリ波・サブミリ波観測の重要性• 数百μm ~ 数mm• cold dust (~10-100 K) からの熱放射• 観測フラックスが赤方偏移によらずほとんど一定 遠方銀河を効率よく検出できるダストを豊富に持ち活発に星形成を行う銀河のSED

サブミリ波銀河 (Submillimeter Galaxy: SMG)
• 高感度のサブミリ波カメラの登場（1990年代終わり）• サブミリ波で非常に明るい銀河種族「サブミリ波銀河」を多数検出

SCUBA 850um image of HDF(Hughes+98)

背景：可視光
コントア：サブミリ波(Blain+02)

サブミリ波銀河• エネルギーの大部分を遠赤外線～サブミリ波・ミリ波で放射– L(FIR) ~> 1012-13 Lsun

• ダストに厚く覆われた爆発的星形成銀河– SFR ~ 100-1000 Msun/yr

サブミリ波銀河の想像図• 星形成のもととなる分子ガスも豊富– Molecular gas mass ~ 1010-11 Msun

• 赤方偏移分布– z ~ 1-4, zmedian ~ 2.5 (e.g., Chapman+05; Yun+12)(e.g.,Capak+08; Riechers+10)– z > 4, 5 でも検出

• 近傍宇宙の大質量楕円銀河の祖先？

Yun+12激しい星形成活動の引き金は？
• Major Merger– 衝突・合体に伴う激しい星形成– 比較的短期間の星形成活動– 近傍ULIRGsのスケールアップ版?

• Smooth Accretion(Dekel+09)– 周囲からガスが連続的に流れ込み、星形成が起こる– 比較的長時間の星形成活動– 一般的な銀河のスケールアップ版?
(Carilli+10)サブミリ波銀河探査の意義
1. ダストに隠された星形成を暴く 真の宇宙星形成史

2. サブミリ波銀河の形成進化や他の銀河種族との関係
 銀河の形成・進化過程の解明

3. 宇宙背景放射への寄与
 銀河進化モデルへの制限 ダークマター分布をトレース
 宇宙論モデルへの制限30 Mpc

4. 宇宙大規模構造との関連

Lagache+05

サブミリ波銀河探査

サブミリ波望遠鏡• 大気吸収の少ない高地に建設– チリ・アタカマ高地(標高5000メートル)ASTE

NANTEN2

APEX

ALMA

– ハワイ・マウナケア山(標高4000メートル)

CSO

JCMT

SMA–他

PdBI

IRAM 30m

AKARI

HerschelAtacama Submillimeter Telescope Experiment (ASTE)• ASTE– 口径10mのサブミリ波望遠鏡– 南米チリ、アタカマ砂漠、標高4860 m– ~230 GHz – 1 THz receivers– AzTEC camera

AzTEC• 1.1 mm wavelength• 144 pixels
ASTE
APEX

ALMA OSFAzTEC/ASTE 1.1mm 探査
ASTE• サブミリ波銀河探査

AzTEC– total coverage >3 deg2
– 1σ ~ 0.5-1 mJy– 1000個を超えるサブミリ波銀河を検出–  850-1100um帯で最大のカタログ– z > 3のサブミリ波銀河も検出可能• c.f., Herschel: z <~ 3 (confusion limit)• South Pole Telescope (SPT): z~1-2Herschel

2 deｇ

GOODS-SCOSMOSSDF

ALMA
AzTEC SPT

ADF-S

SXDF

SSA22

サブミリ波銀河の寄与• 星形成活動への寄与– UV/optically-selectedgalaxiesのおよそ1/10 - 1/5– z~2-3における星形成活動の≈10-20%

UV/optical galaxies

1.1mm sources• 背景放射への寄与– 1.1mm帯での背景放射の~10-20%
より暗い天体が大きく寄与(Hatsukade+11)サブミリ波観測の限界• サブミリ波銀河は非常に明るい特殊な銀河種族– サブミリ波銀河よりも暗い銀河は？
– サブミリ波銀河の内部構造は？

• 感度・空間分解能– 1天体受けるのに～数時間かかる– コンフュージョン限界のため、くらい天体を検出するのは困難– 既存のサブミリ波カメラは空間分解能～10-30”– サブミリ波干渉計では空間分解能<1”も達成できるが、長時間積分時間が必要

R

K

21cm

白丸：
典型的なサブミリ波カメラの分解能

ALMA時代のサブミリ波観測

Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA)• 世界最大・最高性能のミリ波・サブミリ波干渉計– 日米欧を中心とした国際プロジェクト– 南米チリのアタカマ砂漠の標高5000mに建設中– 最終的に66台のアンテナ（口径12m x 50 + ACA）
– 感度・空間分解能ともに既存の望遠鏡の10倍以上！

• 初期科学運用– 2011年9月～– アンテナ数 16 – 32

ALMA初期科学運用の成果• Deep survey of SMGs in Chandra Deep Field South– 122個のサブミリ波銀河をALMAで観測– FWHM ~ 1.5” (c.f., 19” for LABOCA)
 35% - 50% が複数のソースに分解

Hodge et al. 2013, ApJ, 768, 91

ALMA初期科学運用の成果• Dusty starbursts galaxies in the early Universe– 重力レンズを利用して26個のSMGの赤方偏移を測定
 少なくとも10個のSMGがz > 4
 これまで考えられていたよりも高赤方偏移に多く分布

Vieira et al. 2013, Nature 495, 344

ALMA初期科学運用の成果• Faint end of 1.3 mm number counts– 既存のサーベイよりも～10倍暗い天体の個数密度を測定– 1.3mmにおける背景放射のうち、およそ80%が点源に分解– 爆発的星形成銀河であるサブミリ波銀河と、より穏やかな一般的星形成銀河をつなぐ重要な一歩

ALMA

既存のサーベイHatsukade, Ohta, Seko et al. 2013, ApJL 769, 27

ALMAと今後• ALMA cycle 2– 10月下旬にCall for Proposal、締切は12月– 世界最高性能の装置に是非観測提案を！
– 複数の大学でタウンミーティング（説明会）を開催予定• 北大、東北大、IPMU、JAXA、京大、大阪大/神戸大、愛媛大、鹿児島大、Hawaii/Subaru、天文台三鷹• 他波長望遠鏡との連携も必須