2008年度 光学赤外線天文連絡会 シンポジウム『地上大型望遠鏡計画：２０２０年のための決心』

TMTで拓かれるクェーサー吸収線研究の新時代
三澤 透 (理化学研究所) & Team JQAL

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クェーサー吸収線とはクェーサーに対する我々の視線上に存在するさまざまな吸収体が、クェーサーのスペクトル上につくる吸収構造。

クェーサー

吸収体

マゼラン雲
銀河
銀河系

銀河間ガス

クェーサー

クェーサー吸収線研究の歴史～1990年代初頭

1990年代初頭～現在

主鏡 8m クラス
主鏡 4m クラス
R~3000吸収線の計数R~45000

クェーサー吸収線研究の歴史～1990年代初頭

主鏡 4m クラス
R~3000吸収体の詳細な物理状態
吸収線の計数クェーサー吸収線研究の歴史
1990年代初頭～現在

主鏡 8m クラス
R~45000

2020年～

主鏡 30m クラス
R>100,000

よりNarrowな吸収線へな吸収線へ [高分散高分散]
より高分散

よりWeakな吸収線へ
な吸収線へ [高高S/N比比]より

テーマ１： 微細構造定数の変動を探る
基礎物理定数（万有引力定数Ｇ、真空中の光速ｃ、素電荷ｅ、プランク定数ｈなど）は本当に全宇宙で不変か？
現代素粒子物理学は、これら物理量が不変のものであると仮定した上に成り立っている。

微細構造定数大統一理論(GUT)、超対象性理論(SUSY)、超弦理論などの現代基礎物理理論は、これらの物理量の変化を許容している

α ≡ 2πe 2 / hc

クェーサー吸収線（共鳴吸収線）を用いて、遠方宇宙での変動の有無の確認が可能。
at z < 1, radio/mm spectra: HI-21cm, molecular transitions
at z < 4, optical/NIR spectra: resonance doublet lines
at z > 10, MIR/FIR spectra: sub-levels of the ground states−17(year-1)∆α/α=(−1.
6±2.
3)
×10
地上実験室系

Fe II

Fe II

Mg II

Mg II

赤方偏移により、すべての吸収線が長波長側にシフトするが、微細構造定数に変動がある場合、イオンによりシフトの度合いが異なる。
Fe II, Zn II: αの影響が強い
Mg II, Si II: αの影響が弱い

両者を比較してαの変動を探る

Chand et al. (2005)

Murphy et al. (2003)∆α / α = (−0.57 ± 0.11) ×10∆α / α = (−0.15 ± 0.44) ×10 −5
at ~2−5at 0.2 < z < 3.5

Levshakov et al. (2006)∆α / α = (−0.07 ± 0.84) ×10 −6
at ~1

α は過去に遡るほど小さくなっている！
α は不変だ！
吸収線フィッティングに不備がある！
Murphy et al. (2007)

エラーの評価に不備がある！
Srianand et al. (2007)

Keck+HIRES,
targeted for Northern hemisphere

VLT+UVES,
targeted for Southern hemisphere

観測装置による影響が考えられるが、両者の直接比較は困難

短期的には．．． Subaru+HDS でKeck/HIRESの結果を検証
ただし、R~100,000のクェーサースペクトルを高S/Nで多数確保することは極めて困難なため、根本的な解決にはならない
将来的にはTMTでKeck/HIRES, VLT/UVESの結果を検証
V~17 のクェーサーであれば、１時間積分でR~100,000, S/N~50 のスペクトルの取得が可能

微細構造定数の変動に決着

テーマ２：極低温ガスの物理

Not resolved
Narayanan et al. (2006)

Partially resolved

極低温ガスの存在
b ~ 1km/s(T ~ 1500 K)

1 km/s スケールの極細吸収構造の存在を示唆する観測結果1. 小さな星間物質 (l < 1 pc, ∆v < 3 km/s) の存在 (Na I D; Points et al. 2004)
2. HVCにT<900[K]の極低温ガスが存在 (HI 21cm; Richter et al. 2005)
3. DLAに極低温状態を示唆するHI 21cm 吸収線を検出 (Lane et al. 2000)
4. DLAに対する光電離モデルが超低温状態を示唆 (Wolfe et al. 2003)
5. Mg I / Mg II 比が低温状態のガスの存在を示唆 (Churchill et al. 2003)

R=120,000 vs. R=45,000log N(Mg+) = 12 [cm-2]

Partially resolved

Not resolved

R=120,000 vs. R=45,000b(Mg+) = 2.0 km/s
log N(Mg+) = 12 [cm-2]b(Mg+) = 1.0 km/s
Partially resolved

Normalized Flux

R=120,0000.0016 Å/pix
S/N=35/pix
R=45,0000.04 Å/pix
S/N=80/pix
Not resolved

R=120,0000.0016 Å/pix
S/N=70/pix
R=45,0000.04 Å/pix
S/N=160/pix

R=120,000 vs. R=45,000b(Mg+) = 2.0 km/s
log N(Mg+) = 12 [cm-2]b(Mg+) = 1.0 km/s
Partially resolved

Normalized Flux

R=120,0000.0016 Å/pix
S/N=35/pix
R=45,0000.04 Å/pix
S/N=80/pix
Not resolved

R=120,0000.0016 Å/pix
S/N=70/pix
R=45,0000.04 Å/pix
S/N=160/pix

Tgas = 1500 K

Tgas= 6000 K

b (Mg+) = 1 km/s+-2
R=120,000 logN(Mg ) = 12 cm

R=45,000b (km/s)

S/N

Very cold gas の温度（柱密度）が過大（過小）評価されていた。
DLA System などの金属量評価に影響をあたえる。

Extremely high density regionsの物理量を正確に再評価

log N (Mg+) = 11.7

Log N (Mg+) = 12

R=45,000
R=120,000

S/N
R=45,000log N (Mg+) [cm-2]

S/Nテーマ３：銀河間ガスの金属量

DLA, LLS
logNHI > 17

Metallicity floor by Pop III enrichment ?

Lya forest

C IV

LyαStacking method
Pixel-by-pixel method
Not detectedNot
detecteddetecteddetected[Z/Zʘ]~ -2.5 at logNHI > 14.5
No detection at logNHI < 14.5

Cowie et al. 1995, 1998

Simcoe et al. 2004
logNHI =13.6

O VI 1032

Notdetected

O VI 1038
LyαFitting method

Pop III ?

detected[Z/Zʘ]~ -2.85 at logNHI > 13.6
No detection at logNHI < 13.6

Metallicity Floor の存在を探るテーマ４：初期宇宙における有機物探査
Diffuse Interstellar Bands (DIBs):
銀河系内の星間物質による吸収線のうち、比較的線幅の大きい未同定吸収線群

宇宙空間でも安定して存在できる高分子ガスによる吸収？

Carbon nanotube

fullerene

Carbon chainPAH

テーマ４：初期宇宙における有機物探査

organic matterslife

Amino acidprotein銀河系外におけるDIB探査の幕開け
探査の幕開け銀河系外における
Extra-galactic DIBs are detected in LMC/SMC and several DLA
systems at z > 0.5(at z~0.5, 5 billion yrs ago)
York et al. (2006)

銀河系外におけるDIB探査の幕開け
探査の幕開け銀河系外における
Candidates of DLAs with DIBs

宇宙空間の有機物の歴史を遡る

初期宇宙における生命の起源に迫る

微細構造定数の変動に決着
redshift

Metallicity Floor の存在を探る
Extremely high density regionsの物理量の再評価
初期宇宙における生命の起源に迫る

第２回クェーサー吸収線研究会
＠長万部
１０月１１日（土）・１２（日）hosted by(質疑応答 — Q:質問, A:回答, C:コメント — 氏名無しは発表者の発言, 敬称略)
(Q) もっとクェーサーを探して、サンプルを増やす必要はないのか？ (土居)(A) その必要はある。
(Q) 講演で R〜45000 と 120000 の比較の話があったが、それは R〜120000 が限界という意味なのではないか？もっと高い R が必要ということはないのか？また超低温ガスが持つ astrophysical な意味は？ (吉田み)(A) これ以上の高分散分光スペクトルはわかっていない、というのが現状。低温ガスについては、これが集まってDLA 天体を形成するという話もある。