宇宙電波懇談会シンポジウム2013「SKA計画」
2013年12月18日-19日、於・国立天文台

SKAとALMAの連携	
河野孝太郎	  （東京大学・IoA/RESCEU）	

次の10年は宇宙再電離期が面白い	  SKAとALMAの連携が鍵	
中性水素原子ガスは21cm線で	  è	  SKA-­‐Low＋熊崎さん、高橋さん他	  （但し個々の銀河は見えない）	

分子ガスはCOで！	  

èLow-­‐J	  CO輝線銀河をSKA-­‐Highで広域探査	  èALMAでfollow	  up	

光乖離領域（PDR）は[CII]158μmで	  è次世代35-­‐50m大型ミリ波サブミリ波単一鏡で広域探査	  èALMAで徹底観測（田村陽一さん？）	

Lyα？	

電離領域（HII）は[OIII]88μmで	  è すばる＋TMT、JWSTで候補天体を広視野で探査	  èALMAで徹底観測（松尾さん、井上昭雄さん？）	

Q:	  なぜ	  low-­‐J	  CO	  ?	

A:	  High-­‐J	  COが強いのは	  AGNや強烈なスターバースト。	  	  再電離期で、そういう天体の	  前駆体を探したいのだから、	  High-­‐Jではダメ。	
Obreschkow	  et	  al.	  	  2009,	  ApJ,	  702,	  	  1321	

HCN	  line	  SED	  in	  galaxies	

w/ AGN	w/ AGN	w/ AGN	w/ AGN	NGC 1097
nucleus	• ExcitaXonは銀河により非常に多様性がある（その原因はまだ分かっていない）	  • è	  たとえばJ=4-­‐3が1本あるだけでは、励起状態について何か推定することは極めて困難。	
Knudsen et al. 2007,
ApJ, 666, 156
Izumi et al. 2013,
PASJ, 65, 100	

Q:	  COはあるの？	  

A：恐ろしくgas	  richな人が	  z＝1〜3にかけて増えているようです。	

Tacconi	  et	  al.	  2013,	  ApJ,	  748,	  74	  	Q：CMBの影響でlow-­‐J	  COは見えない？	  
A：確かに苦しくなるセンス。でもSKA2なら可能性はある。（熱源次第？）	
CO	  Luminosity	  FuncXons	  (LFs)	
z=5	Millennium	  SimulaXonにもとづく	  準解析的モデルからの予測	  Z=10	

Obreschkow	  et	  al.	  2009,	  ApJ,	  702,	  1321	

CO, HCO+, HCN等、基本的かつ重要な分子のlow-J遷移@3mm帯è 宇宙再電離期は10-30GHz帯	
ALMA	

10-­‐30GHz	è z=2.8-­‐10.5	  @CO(1-­‐0)	  	  	  	  	  	  z=6.7-­‐22	  @CO(2-­‐1)	

ALMA	

現状は完全にJVLAの	  

感度リミット	

Carilli & Walter 2013,
ARAA, 51, 105	Flux density [mJy]	

現在知られている最遠方のサブミリ波銀
河 HFLS3	  at	  z=6.34	  (&	  Arp220	  at	  z=0.018との比較)	
350GHz(48GHz)星形成率~2900	  Mo/yr	  L(IR)~3x10^13	  Lo	JVLA	

110GHz(15GHz)	
PdBI	

600GHz(82GHz)	

CARMA	

Rest frequency [GHz] 1400GHz(Obs. Frequency)	
(190GHz)	

45m/ALMA-band3での知見をhigh-z（特に宇宙再電離期）で活かすには10-30 GHz帯が生命線。	

2200GHz(300GHz)	

Riechers et al. 2013,
Nature, 496, 329	Submm	  to	  FIR	  spectrum	  of	  HFLS3	  at	  z=6.34	  (L(IR)=3x10^13,	  SFR=2900	  Mo/yr)	

CO(J=1-­‐0)@JVLA,	  1.5	  hrs;	  CO(J=2-­‐1)@JVLA,	  2.5	  hrs	NH3 3Ka-2Ks@1.764THz	

「最も明るい人」で数時間＠JVLAULIRGs（L(IR)~10^12 Lo）では100時間!?
LIRGsでは・・・	

OH 2π1/2 J=3/2-1/2@1.835-1.838THz	

Riechers et al. 2013,
Nature, 496, 329	

Dusty	  starburst	  +	  超巨大ブラックホール
＠z=7.084	  quasar	  J1120+0641	  	PdBI	

Venemans	  et	  al.	  2012,	  	  ApJ,	  751,	  L25	Source is unresolved by2”.0 x 1”.7 beam
(10 kpc x 9 kpc)

235	  GHz	  conXnuum	  	  è	  L(FIR)	  =	  6x10^11	  –	  2x10^12	  Lo,	  	  	  	  	  	  	  	  M(dust)	  =	  	  7x10^7	  –	  6x10^8	  Mo	

- ALMAによるdeepsurvey- HSCによる広域クエーサー探査è 膨大なz>6の天体
候補

ALMA	  Band	  3	  (80-­‐100	  GHz帯)	  spectrum	  of	  NGC	  1097	
Observing frequency [GHz]	

Rest frequency [GHz]	

Kohno et al. in prep.	

before continuum subtraction; convolved to 2”.3 circular beamsmoothed to df~9.8 MHz (or dv~33 km/s @HCN)	

Chemical	  diversity	  among	  the	  starburst	  ring:	  tracing	  diﬀerent	  phase	  of	  starburst?	
CS	C2H	 HNCO	

Spectra attwo brightest
HCN(1-0) peaks(also bright in
3.2mm cont.
è starburst)	
Significant
difference in
HNCO strengths
between 2 peaks

C2H	 HNCO	

despite of similarintensities ofHCN, HCO+, CSand C2H
Kohno et al.
in prep.	

分子存在量の導出 è Rotation diagram	• レベル分布がBoltzmann分布（平衡温度T）に従うスペクトル線の柱密度はgu⎛ Eu ⎞
Nu = N totexp ⎜ −⎟Q(T )⎝ kT ⎠⎛ Ei ⎞ ：全ての準位における状態数	
ここで	
Q (T ) = Σi gi exp ⎜ −⎟ E が一つの状態のエネルギー	⎝ kT ⎠ i

• 両辺をguで割って自然対数を取ると⎛ Nu ⎞⎛ Ntot ⎞ Eu⎟⎟ = ln⎜⎜⎟⎟ −ln⎜⎜⎝ Q(T ) ⎠ k BT⎝ gu ⎠èいろいろな遷移で、その遷移での柱密度を測定し、Euの関数としてプロットè グラフの傾きからTが、切片から全粒子数（Ntot）がわかる	

Q: 遷移は2本もあれば充分では？	
2-1	
3-2	

CS	

4-3	 32.7K	
5-4	7-6	

A：いいえ、幅広い量子数まで取らないと	  大間違いをする可能性があります。	  	  èSKAによる	  low-­‐Jと	  ALMAによる	  high-­‐Jの	  両方の測定が必要です。	  
J=3-2	
CS	
5-4	7-6	

Bayet et al. 2009,
ApJ, 707, 126	

宇宙再電離期の銀河研究：	  連続波でのSKA-­‐low	  &	  ALMA連携	

Optical imaging surveys	 深い	より深く、より広く	HSC	By Oguri& Takada	

浅い	狭い	広い	広い	Radio	  Sky	  Survey	

狭い	
深い	Norris	  et	  al.	  2013	  PASA,	  30,	  e020	

1.4	  GHz	  ﬂux	  (5σ)	

浅い	

Mm/submm imaging surveys	
浅い	 @z=2, Tdust=35K	

ALMA深い	※confusion??	

SXDF+Lockman	GOODS-N	

AzTEC
16/28
arcsec	GOODS-S	SPT
θ~1 arcmin	

New 35
HerMES/H-ATLAS– 50 m36 arcsec	

COSMOS	

900

ADF-S+ SXDF+ SSA22	

SCUBA
HDF	

90

HUDF(cy1)	  Dunlop	  et	  al.	  

9,000	

狭い	(5σ)	
Star formation rate [Mo/yr]	

FIR luminosity [Lo]	(1σ)	

※Different at z>4	Oliver et al. 2012,
MNRAS 424, 1614
＋河野改訂

広い	

FoV=0.5degΦ
Npix=33k pix.
t_obs=2400 hrs	

ALMA	  Deep	  Imaging	  at	  ~1mm	

100	Color:	  	  1.1mm	  1.2mm	  1.3mm	

(Richard	  et	  al.,	  cy0)	  (Kohno	  et	  al.,	  cy1)	  0.1	“Himiko	  Ultra-­‐deep	  ﬁeld”	  (Ouchi	  et	  al.,	  cy0)	  50	

HUDF	  (Dunlop	  et	  al.,	  cy1)	  より深く	

(Ouchi	  et	  al.,	  cy1)	  0.1	

10-­‐2平方度	

SXDF-­‐UDS-­‐CANDELS	  より広く	

10-­‐3平方度	

Survey	  depth[mJy]	  	  (1.3	  mm	  ﬂux	  density,	  5σ)	  	Abell1689	  1	10	Survey	  area	  [arcmin2]	

10	100	Star	  formaXon	  rate	  [Mo/yr] 5σ	  0.5	Importance	  of	  “sub-­‐mJy”	  populaXon	
Number	  of	  galaxies	  (>	  S)	  [deg-­‐2]	

Serendipitous	  ALMA	  detecXons	  of	  sub-­‐mJy	  sources	  è	  ﬁrst	  direct	  constraint	  on	  unlensed	  S(1.1mm)	  ~	  0.1	  mJy	  populaXon	  AccounXng	  for	  ~80%	  of	  the	  extragalacXc	  background	  light	  !	
S(1.3mm)/S(1.1mm)	  =	  0.71	  S(1.3mm)/S(0.87mm)	  =	  0.38	  S(1.3mm)/S(0.85mm)	  =	  0.36	

1.0	  mJy	

0.1	  mJy	 Flux	  density	  S(1.3mm)	  [mJy]	

Hatsukade	  et	  al.	  	  2013,	  ApJ,	  	  769,	  L27	

10.0	  mJy	SXDS-­‐UDS	  ancillary	  data	  (opt-­‐IR)	

Galametz	  et	  al.	  
2013,	  ApJS,	  206,	  10	+	  Subaru	  HSC	  ultra-­‐deep	  g,	  r,	  i,	  z,	  y,	  ~27-­‐28	  mag	  &	  NB816,921,101	  è 25.0	  Spitzer	  cy10	  (SPLASH2)	

Coverage	  of	  the	  imaging	  data	  in	  the	  SXDS-­‐UDS	SEDS	CANDELS-­‐UDS	  (+	  VLT/HAWK-­‐I)	  22’.3	  x	  9’	Galametz	  et	  al.	  
2013,	  ApJS,	  206,	  10	Angular	  resoluXon	  of	  JVLA	h{ps://science.nrao.edu/faciliXes/vla/docs/manuals/oss/performance/resoluXon	JVLA	  è	  SKA1-­‐midへの期待（1）：	  （少なくとも）HSTと同等の角分解能	

ようやく20cmでHST/WFC3と同等の解像度に	2013	  SKA	  Engineering	  MeeXng	  (07-­‐11	  Oct.	  2013),	  	  次はJWST→SKA2へ	
R.	  Braun	  “Science	  CapabiliXes	  and	  Focus	  of	  SKA1-­‐low,	  -­‐mid	  and	  –survey”	  h{ps://indico.skatelescope.org/conferenceOtherViews.py?view=standard&confId=241	

Confusion limits (D=35m)	
HerMES
Confusion 5σ

1cm	by Bunyo Hatsukade	

Observing Wavelength (µm)	

20cm	

35m
3.3mm	
Telescope
confusion(5σ) 	

5	  cm	  (JVLA/C-­‐band)	

0.86mm	
1.3mm	

S(5cm)/S(1.3mm)	  ﬂux	  raXo	

Radio	  –	  (sub)mm	  raXos	  	  as	  a	  redshi}	  indicator	  	  for	  opXcal/IR	  dark	  galaxies	
1σ	  =	  0.55	  μJy@5cm	  è	  2	  days@JVLA	
S(1.3mm)	  =	  0.3	  mJy	S(1.3mm)	  =	  2.5	  mJy	Redshi}	

S(5cm)/S(1.3mm)	  ﬂux	  raXo	

Radio	  –	  (sub)mm	  raXos	  	  as	  a	  redshi}	  indicator	  	  for	  opXcal/IR	  dark	  galaxies	
1σ	  =	  0.055	  μJy@5cm	  è	  200	  days@JVLA	
S(1.3mm)	  =	  0.03	  mJy	S(1.3mm)	  =	  0.25	  mJy	Redshi}	

SKA1/2への期待（2）：感度	
2013	  SKA	  Engineering	  MeeXng	  (07-­‐11	  Oct.	  2013),	  R.	  Braun	  “Science	  CapabiliXes	  and	  Focus	  of	  SKA1-­‐low,	  -­‐mid	  and	  –survey”	  h{ps://indico.skatelescope.org/
conferenceOtherViews.py?
view=standard&confId=241	

SKA2	  can	  hunt	  LIRGs	  @z~8	  !?	
Norris	  et	  al.	  2013,	  	  PASA,	  30,	  e020	

JVLA	  300	  hr	  	  ~1μJy/beam	  	  (5σ)	  	  ※JVLA	  exposure	  	  calc.とは	  合わず??	

SKA1なら	  ULIRGs@z~8まで行けそう。	

SKA1	  300	  hr,	  0.2μJy/beam	  (5σ)	

SKA2	  300	  hr	  	  0.02μJy/beam	  (5σ)	

まとめ	• 宇宙再電離期の銀河研究を進める上で、SKAとALMAの連携はとても重要。	  
• 星間物質の進化を追う上で、分子ガスの理解も不可欠。個々の銀河が見える è	  SKA-­‐high	  • SKA-­‐lowによるHIトモグラフィーと相補的役割	  • 野辺山、ALMAにより切り開かれてきた「星間化学的な知見を系外銀河に応用する」という流れを、是非、高赤方偏移銀河に適用したい。è	  SKA-­‐high	  • SKA-­‐midによる深い電波連続波とALMAによるダスト連続波の組み合わせ è	  宇宙再電離期の「普通」の星形成銀河に手が届く。	

日本がSKA-­‐high	  (10〜20?	  35?	  GHz)をリードしなければいけないこれだけの理由	• サイエンスの必然性と我が国における伝統	  – 宇宙再電離期への幅広い興味・関心	  – 22GHz水メーザー、HALCA等 先駆的AGNサイエンス	  – CCS(40GHz帯)発見＋アンモニア等 星間化学の伝統	  – 銀河中心のサイエンス（連続波、偏波、CS等）	  • これまでの日本の電波天文学の蓄積	  – 野辺山、スペースVLBI、大学連携VLBI、VERA	  – ALMA-­‐Band1	  • それを支えてきた産業界の技術・経験	  日本がイニシアチブを！（＋NRAOも巻き込んで）