PaαとPaβを⽤用いた近傍⾚赤外線銀河の星形成活動の性質	  	  ˜ISLEを⽤用いたPaβ輝線による新規観測提案˜	  ○舘内	  謙、本原	  顕太郎、⼩小⻄西	  真広、⾼高橋	  英則、加藤	  夏⼦子	  (東⼤大天⽂文センター)	  	  	  ⼩小⻨麦	  真也、柳澤	  顕史、伊王野	  ⼤大介、⾦金金⼦子	  紘之(国⽴立立天⽂文台)、植⽥田	  準⼦子、	  ⽥田村	  陽⼀一(東京⼤大学)、⾼高⽊木	  俊暢(JAXA)、斎藤	  貴之(国⽴立立天⽂文台)	  吉井	  譲、⼟土居	  守、河野	  孝太郎、川良	  公明、⽥田中	  培⽣生、宮⽥田	  隆志、⽥田辺	  俊彦、峰崎	  岳夫、酒向	  重⾏行行、	  諸隈	  智貴、⻘青⽊木	  勉、征⽮矢野	  隆夫、越⽥田	  進太郎、中村	  友彦、浅野	  健太朗、内⼭山	  瑞穂(東京⼤大学)、半⽥田	  利弘(⿅鹿鹿児島⼤大学)、板	  由房(東北⼤大学)、加藤	  ⼤大輔(JAXA)	  2011.8.9 　OAO-UM11	  ・1<z<3でピーク	  ・z=1→0(？億年)にかけて⼤大きく減少	   　 　可視光：	  Lilly+	  1996;	  Steidel+	  1999	  など	   　	  	  	  ⾚赤外やサブミリ波でも同様の増加が⾒見見られる	   　 　	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  Le	  Flocʼ’h+2005	  など	  →後半から急速に星形成活動が弱まってきた	  宇宙の活動性を担う⾚赤外線銀河	  ・U/LIRGsは過去ほど数密度が増える	  ULIRGs	  :	  1012	  <	  LIR	  [Lsun]<	  1013	  	  LIRGs	  	  	  :	  1011	  <	  LIR	  [Lsun]<	  1012	  Star	  Formation	  Rate	  Density	  宇宙の星形成史（星形成率密度の推移）	  Number	  Density	  	  銀河激進化期の終焉	  →星形成活動の⼤大部分を担っていた	   　この活動性はどこから来るのか？	  

Hopkins	  ＆	  Beacom	  (2006)	  1	   2	   3	  redshift	  	  0	  Caputi	  et	  al.	  (2007)	  0	  0.5	  1	  1.5	  redshift	  2011.8.9 　OAO-UM11	  2	  達成率	  約10%	  34/300	  Paα輝線によるLIRGsサーベイプロジェクト	  3000	  km/s	  <後退速度<	  8000	  km/s	  の	  U/LIRGSのPaα輝線サーベイプロジェクト	  2009年6⽉月˜	  現在までに34天体のPaα輝線検出に成功	  CONTINUUM	  Paα-LINE	  10”	CONTINUUM	  Paα-LINE	  CONTINUUM	  ESO339-G011	  NGC2342	  ESO244-G012	  IC5179	  NGC5135	  ESO286-G035	  NGC0023	  NGC7130	  ESO320-G030	  NGC1614	  NGC7771	  CGCG453-062	  ESO343-IG013	  ˜2009	  :	  23	  天体	  	  	  	  2010	  :	  6	  	  天体	  	  	  	  2011	  :	  5	  	  天体	  2011.8.9 　OAO-UM11	  Paα-LINE	  	  銀河間相互作⽤用と星形成活動	  ⾚赤外線銀河に占める相互作⽤用銀河の割合	  LIRG	   ULIRG	   　Spitzer	  70	  umによる結果	  (z<1)	   　 　 　 　 　 　 　 　 　Kartaltepe+	  2010	  	   　 　ULIRGs	  	  	  	  : 　50-80%	   　 　LIRGs 　 　: 　25-40%	   　銀河活動性における	  相互作⽤用の寄与は⼤大きい	  衝突の際いつ・どこで・どのように星形成が活発化するか?	   　→近傍の銀河を詳細に観測	  近傍の衝突初期の銀河	   　→星形成が活発化する瞬間を直接しらべることができる	  2011.8.9 　OAO-UM11	  初期衝突銀河	  ーTaﬀyIー	  諸元	   　 　・距離	  61	  Mpc	  ターゲット	    　 　・衝突してから20Myr	  	  (Condon+	  1993)	   　 　・	  LIR=8.1 1010L◉	  	  	  (Gao&Seaquist	  2003)	  	  
 　 　・M(HI)	  ˜	  1.5 1010	  M◉	  (Condon+	  1993)	   　 　・M(H2)	  ˜	  4.5 1010	  M◉	  (Gao+	  2003)	  	   　 　Arp244(アンテナ銀河)、Arp220(近傍ULIRG)の3倍のガス量	   　 　 　→ガスの⼤大部分がBridge領域に存在する	  DSS+4.86GHz(コントア)+B-ベクトル	  Drzazga+	  2011	  submitted	  CO(J=1-0)	  Gao&Zhu	  2003	  BIMA	  HI	  21cm	  Gao&Zhu	  2003	  VLA	  SFE	  	  =	  SFR	  /	  Mass(H2)	  どのくらい効率よくガスが星に変換されるかの指標	  ①	  SFEが20Myr経っているのにNGと同じ値？	  	  	  	  	  →理論予測では~10Myrで2˜10倍との⽰示唆	  	  	  ②	  衝突直後の星形成はどこで起こっているのか	  	  	  2011.8.9 　OAO-UM11	  log(Hαを100とした時の放射強度)	  Paα輝線で	  Dusty	  Star	  formation	  の現場を⾒見見通す	  Paα輝線	  (1.875um)の利点	  Av=3.5	①	  ⽔水素再結合線なので	   　	  星形成領域を直接トレース	  Hα	   　→	  若い星形成(˜10Myr)	  Paα	  Brγ	  0	  2	  4	  5	  Paβ	  8	  Av等級	  AV=3.5等以降では	  Paα輝線の⾒見見かけの強度が⼀一番強い	  ※CaseB	  T=10000Kを仮定	  ②	  ダストによる減光の影響が少ない	   　→	  特にAv>3mag以上のU/LIRGsには好都合	  	  (Alonso-herrero+	  2006)	  ③	  ⾚赤外放射する⽔水素再結合線の中では	   　	  最も放射強度が強い	   　→	  より⾯面輝度の低い領域までトレース可能	  miniTAO/ANIR	  TaﬀyIをN191	  フィルターにて観測	  2011.8.9 　OAO-UM11	  結果①	  TaﬀyIの星形成効率	  ANIR/SFR(Paα)、NRO45m/CO(J=1-0)	  →	  星形成効率(SFE)を求める	  UGC12915	  Bridge	  	  HII	  Region	  30”	  8.8	  Kpc	  Roussel+	  2001	  This	  work	  SFR7um=6	  M◉yr-1	

SFRPaα=27.3M◉yr-1	

UGC12914	  M(H2)	  =	  1.23×1010M◉	SFE7um=	  4.8 10-10	  yr-1	 SFEPaα=	  3 10-9	  yr-1	

Paα-LINE/ANIR	  PAH	  ・	  輻射圧によるダスト破壊？	  
・	  ⾦金金属量の違い？	  

⼀一般的なnormal	  galaxy	  と同じレート	  normal	  galaxyと	  starburst	  galaxy	  の間のレート	  Paα	  ・	  overestimateしていないか？	  
・	  減光を考慮していない	  7umによる結果からはSFEが⼀一桁以上低かった	  →starburstへ移⾏行行中の銀河である可能性を⽰示唆	  2011.8.9 　OAO-UM11	  結果②	  Paα	  EWを使った星形成領域の年齢推定	  各星形成領域ごとにPaαの等価幅から年齢を⾒見見積もる(starburst99モデルより)	  1.8”	  A	
B	C	D	E	F	G	H	2”	  ・どの星形成領域も衝突後に形成	  ・10Myr経たないと星形成は起こらない	  Paα+CO	  10Myr	
銀河衝突	  SFR(Paα) M◉/yr	
年齢 Myr	
12.6	
4.4	0.884	>7.4	
4.34	
<3.5	6.85	
<3.5	0.859	
6.3	
1.06	
6.2	
0.499	
6.3	
0.198	
4.1	B,E,F,G	  星形成	  
˜10MyでSFRが急激に	  ⾼高くなる(２~10倍)	  15Myr	

20Myr	A,C,D,H	  現在	  星形成	   SFR=27M◉/yr	  This	  work	  シミュレーション	  結果	  Jog&Solomon	  1992	  Saitoh	  2009	  衝突銀河における星形成シナリオを観測的に⽰示すことができた	   　→今後整合性の確認が必要！	  
2011.8.9 　OAO-UM11	  OAO/ISLEによるTaﬀyIのPaβ(1.28um)追観測提案	  各領域のPaβ輝線強度をISLEの分光観測により取得したい	  R=2000˜3000	  1.0	  arcsec	  4.0	  arcmin	  領域	  H	  領域	  G	  領域	  F	  2.0	  arcsec	  領域	  E	  領域	  D	  2.0	  arcsec	  領域	  C	  領域	  B	  領域	  A	  全8領域のPaβ輝線分光情報	   　	  Paβ/Paα	  による	  “Paschen	  Decrement	  法”	  により減光度を⾒見見積もる	   　 　 　 　 　 　TaﬀyIが既に星形成が活発に⾏行行われている確固たる証拠とする	  ⼀一スリットあたり1H積分	   	  8領域	  =	  8H	   　→S/N	  ˜	  10 　 どのくらいで受かるかは若⼲干不明	  2011.8.9 　OAO-UM11	  まとめ	  PaαによるSFR推定と、45mのCOデータからSFEを算出	   　Normal	  GalaxyとStarburst	  Galaxyの間くらいの値となった	   　 　→現在星形成はかなり進みつつある？	  
PaαのEWから、星形成領域の年齢を⾒見見積もり	   　中⼼心領域よりも衝突・diskのエッジ領域のほうが若い	   　 　→衝突銀河における星形成シナリオを観測的に⽰示すことができた	   　衝突から~10Myrほどで星形成は誘発される	   　 　ショックで⾼高温になったGMCがCoolingするのに必要な時間	   　 　→星形成タイムスケールの理論的研究への制限 　	  今後	   　・Paαに対するダスト減光の影響を詳しくしらべる必要がある 　	  	  	  	  	  	  	  	  →Paβ輝線の分光観測を提案	   　・TaﬀyIの星形成シナリオの整合性の確認	  NGC7771	  2011.8.9 　OAO-UM11