電波でさぐる銀河・銀河形成
阪本成一 (国立天文台)

1

さまざまな波長で見たM316cm電波 (Effelsberg)

HI (WSRT)

8.3um中間赤外線 (MSX) 可視光 (DSS)

CO J=1-0 (IRAM) 175um遠赤外線 (ISO)紫外線 (GALEX) 0.4-1.6keV X線 (ROSAT)

2

電波観測で使用するプローブ
z 熱的自由-自由放射 (e; 熱的)

電離ガス
z 再結合線 (HII; unobscured)
電離ガス
SKA
z 21cm線 (HI)原子ガス
z Faraday回転 (B)磁場z シンクロトロン放射 (B×e; 相対論的) 磁場
VSOP-2z メーザ (H2O, SiO, etc.)
分子ガス
z ミリ波分子線 (CO, etc.⇒H2)分子ガス
z ミリ波サブミリ波連続波 (低温ダスト) 固体微粒子
ALMA
z [CI] 492GHz線 (CI)
原子-分子----z [CII] 157um線 (CII)
原子-分子z HD 112um線 (HD)分子 (始原的)3

銀河物理学の諸問題
z 原初(に近い)天体
z 宇宙の再電離
z 形成中の銀河
z 宇宙の星形成史
z 形態分化z 銀河構造z 星間物質の進化
4

①原初(に近い)天体z 原始銀河雲z HIz LiH
z HD
z H2

(1.42GHz) SKAとて簡単ではない(444GHz) 存在量の不定性大(2675GHz) ALMAとて大変困難
上に同じ

5②宇宙の再電離z センチ波帯におけるGRB残光z DMの測定で電離ガスの柱密度を推定

6Ioka, K. 2003, ApJ, 598, L79

③形成中の銀河：遠方銀河の探査
z 光では見えない原始銀河をミリ波サブミリ波で効率よくとらえる。
z 減光は小さい。

ALMA

z ダスト放射のピーク。
z 遠くのものほどよく写る (負のK-補正)。
7高分解能観測の利点
modelsingle dish

ALMA

8

高分解能観測の利点：同定HDF 850.1

0.3"

SCUBA beam
≒ALMA FoV

Downes, D., et al. 1999, A&A, 347, 809

9高分解能観測の利点：検出限界
z 解像度< 1”ならばALMA

JCMT
(15m)

ASTE
(10m)

コンフュージョンによる検出限界がSCUBAよりも3桁程度以上低い。
⇒感度が許せばサブμJyの世界へ。
z 裏を返せば、数mJyレベルの浅いサーベイは無駄?
Takeuchi, T., et al. 2001, PASP, 113, 586
10銀河計数
z ALMAで銀河計数のfaint endへ。
zon-source積分
8時間で~20μJyに到達。

z bright endはBLASTなど小口径でOK。
The galaxy number count at350 GHz expected by ALMA

Takeuchi, T., et al. 2001, PASP, 113, 586
11期待される赤方偏移の分布
z 850μm天体の約半数はz>1。
z 極めて多数のhigh-z天体。
z 比較的一様なサンプルを構築。

The number (per unit z) of detectable objects
with ALMA Deep Field as function of redshift(5σ sensitivity = 100μJy@ 850μm)
12赤方偏移の推定
Astro-F
ALMA

Astro-FALMA

z high-z天体(z >3-5)とlow-z天体(z<0.5-1)は遠赤外からミリ波に至るSEDで容易に区別できる。
z このような“dust-z“は、そこそこ機能する。
z 明るい天体は輝線観測でフォローアップ。
Sensitivities of ALMA (blue) and Astro-F (red)with model SEDs
13Takeuchi, T., et al. 2001, PASP, 113, 586

赤方偏移の決定

Frequency coverage of
CO and HCO+ over the
3 mm band (70-116 GHz)14

形成中の銀河：分子吸収線系
z 質量の定量化が困難(CO J=1-0はALMAでは観測不能)
z 活動性が低い領域は背景放射と熱平衡になり見えなくなる
銀河系@high-zは銀河中心だけが光って見える?
Suchkov, A., et al. 1993, ApJ, 413, 54215分子吸収線系の観測例
z 輝線で検出されない「準熱平衡」のガス雲の検出
z 化学的な進化z 銀河中心核トーラスの検出
z 高空間分解能でのガス雲の運動の調査
z その他
CBRの温度の時間変化
z 微細構造係数の時間変化?

PKS 1830-211
zabs = 0.886
HCO+(2-1)

Resolution = 0.5 km/s

zWiklind & Combes (1997)

CS(3-2), CS(4-3), HCN(2-1), HCN(3-2), HCO+(2-1),
HCO+(3-2), HNC(2-1), HNC(3-2), N2H+(2-1),
N2H+(3-2), H2CO(211-110), H13CN(2-1), H13CO+(2-1),
H13CO+(3-2), H2CO(211-212), HC3N(3-2), HC3N(5-4),
C3H2(212-101), H13CN(1-0), H13CN+(1-0), HN13C(1-0),
C2H(1-0), HCN(1-0), HCO+(1-0), HNC(1-0) 16

分子吸収線系のトレーサとは
z 分子種の選定基準
z 存在量が豊富なこと
z 存在量が安定していること
z 臨界密度・臨界温度が高いこと⇒OH、CH17

④宇宙の星形成史
z Madau以来、上方修正中。
z ダスト吸収の影響は本当に補正できているのか?
z Extinctionfreeな世界へ
ようこそ

Yonetoku, D., et al. 2004, ApJ, 609, 935
18

⑤形態分化z 星間物質で探るmerging history
星水素原子ガス19

⑥銀河構造z 回転曲線を利用した質量マッピング
z HI / CO / maserz 銀河の3次元構造
z 空間構造z 速度構造※位置天文学的アプローチ含む

20

回転曲線による質量マッピング

21

Sofue, Y., et al. 1999, ApJ, 523, 136

DMの分布z 不規則銀河における力学中心と星の分布の不一致
z DMの構造形成

Kim, S., et al. 1998, ApJ, 503, 674

22

⑦星間物質の進化
z 関与する多様なプロセス

収縮・圧縮・膨張・散逸※自己重力、銀河衝撃波(動圧、分子雲衝突)、
SNR、磁場、潮汐力、、、
z 冷却※金属量、組成、、、z 加熱※UV、宇宙線、、、zz 多様な空間スケール
z 多様な時間スケールz それぞれが複雑に関与宇宙物理だけの特殊事情ではない (ホリスティックアプローチ)⇒数値シミュレーションへのフィードバック23解像度の向上⇒系外銀河へ

×2000

24

まとめ：SKAにどう取り組むかz 熱的自由-自由放射 (e; 熱的)

電離ガス
z 再結合線 (HII; unobscured)
電離ガス
SKA
z 21cm線 (HI)原子ガス
z Faraday回転 (B)磁場z シンクロトロン放射 (B×e; 相対論的) 磁場
VSOP-2z メーザ (H2O, SiO, etc.)
分子ガス
z ミリ波分子線 (CO, etc.⇒H2)分子ガス
z ミリ波サブミリ波連続波 (低温ダスト) 固体微粒子
ALMA
z [CI] 492GHz線 (CI)
原子-分子----z [CII] 157um線 (CII)
原子-分子z HD 112um線 (HD)分子 (始原的)25

21世紀の憂鬱

26

星間物質のトレーサについて
圧一T)
=n/k
(p力定
高密度HIのトレーサ(低温の呪い)HIIのトレーサ(赤化の呪い)H2のトレーサ(COの呪い)微惑星のトレーサ
Myers, P. M. 1978, ApJ, 225, 380

27

いつまで続くか「COの呪い」
z 発見後30年を経てなお健在
z CO-to-H2 conversion
z for high-J?
z for high-z?
z CO abundance?

metalicity/fractionation/depletionz dust-gas conversionとて同じ穴

宇宙年齢は有効数字3桁で決まったが、ガス質量には相変わらずファクター3の誤差があり、先(将来・high-z)の見通しもよくない。
28

High-Jでは状況は悪化
z high-J輝線のN(H2)/I(CO)
変換係数は金属量だけでなく温度・密度に非常に敏感

29
Sakamoto, S. 1999, ApJ, 523, 701

おぼれるものはわらをもつかむ
z Toomre’s Q
z Schmidt Law
z Cloud mass function30