Download - アタカマ 1m 望遠鏡近赤外線カメラ ANIR による 近傍 LIRG の Paα 観測
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アタカマ 1m望遠鏡近赤外線カメラ ANIRによる
近傍 LIRGの Paα観測
天文センター 田中研究室利川 興司
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目次目次
1. イントロダクション 研究の動機 背景: LIRG 、星形成率、 Paα2. 東大 1m 望遠鏡と近赤外線カメラ ANIR3. 観測と結果4. 議論
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11 .. イントロダクションイントロダクション
本研究の動機
背景 LIRG 星形成率の推定、先行研究 水素再結合線 Paα について
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本研究の動機本研究の動機
赤外線光度 Lirと星形成率には相関がある
また、ある光度あたりから星形成が 10 ~100Msol/yr
と、爆発的になることが分かっている ( スターバースト)
赤外線で明るい銀河を観測することで星形成活動 について探りたい
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LIRG : Luminous InfraRed LIRG : Luminous InfraRed GalaxyGalaxy
Luminous InfraRed Galaxy : LIRG
Ultra Luminous InfraRed Galaxy : ULIRG
普通の星形成銀河
明るい銀河はスターバーストによる星形成をする
明るい
スターバースト
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LIRGLIRG とはどんな天体かとはどんな天体か
Z<0.3 の近傍に LIRG が多数見つかっている 星形成が盛ん: SFR=10 ~ 100 [Msol/yr] LIRG 程度の明るさの銀河から相互作用が目立
つ 赤外で光る主なエネルギー源はスターバースト
LIRGs の星形成活動を探る→銀河進化の理解へ
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星形成率星形成率
OB 型星
OB 型星は寿命が短い⇔ 今ある OB 型星は生まれて間もない
OB 型星が星形成率の指標となる
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星形成率の推定星形成率の推定
OB 型星
OB 型星が放射する紫外線が鍵となる
UVdust
UV
FIR
水素ガス
水素再結合線
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それぞれの方法の特徴それぞれの方法の特徴
紫外連続光 強いダスト減光を受ける 遠赤外線 ダストからの再放射。ダスト減光がない ただし、観測が難しい 水素再結合線 イオン化光子の数をトレースする 主に可視の Hα 輝線 (656.3nm) を用いる
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HαHα の欠点の欠点
Hα :可視の水素輝線 (656.3nm)
ダスト減光の補正が必要 (Hα/Hβ から推定 )
[NII] 輝線の (654.8nm,658.4nm) の混入
といった問題による不定性
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近傍近傍 LIRGsLIRGs :: SFR(Hα)SFR(Hα) とと SFR(IR)SFR(IR) の比較の比較(Dopita 2002)(Dopita 2002)
SFR(Hα)=SFR(IR)
SFR(Hα) と SFR(IR) での相関を確認
50-100Mpc の近傍LIRGs,ULIRGs43 天体の狭帯域撮像
Hα/Hβ から減光補正[NII] 混入を仮定して除去
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SFR(Hα)/SFR(IR)SFR(Hα)/SFR(IR) のヒストグのヒストグラムラム
相関のピークはそれほど強くなく散らばりが大きいSFR(Hα )は SFR(IR) に対し1桁程度ばらつく
SFR(Hα)の方が少なめになる
SFR(IR) 超過
SFR(Hα) 超過
SFR(Hα )と SFR ( IR) の比 [ 対数 ]
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近赤外波長域の水素輝線の観測により Hαにみられる ダスト減光 [NII]の混在が解決できる
候補は Paα(1875.1nm): Paα/Hα~ 0.12(Av~ 3 で Hαと並ぶ ) Paβ(1282.8nm): Paβ/Hα~ 0.06 Brγ(2165.5nm): Brγ/Hα~ 0.01(Av~ 50で Paαと並
ぶ )
→ Paα輝線の観測をしたい
近赤外波長域の水素輝線近赤外波長域の水素輝線
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近赤外波長での大気透過率近赤外波長での大気透過率
Y J H K
Paα
Paα の弱点:大気吸収を受ける
大気透過率の計算は大気吸収計算ソフトATRAN による
2600mPWV=6.0mm
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PaαPaα の大気透過率の大気透過率
2600m(PWV 6.0mm)
大気透過率の計算は大気吸収計算ソフトATRAN による
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PaαPaα の大気透過率の大気透過率
4200m(PWV 1.0mm)2600m(PWV 6.0mm)
大気透過率の計算は大気吸収計算ソフトATRAN による
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PaαPaα の大気透過率の大気透過率
5600m(PWV 0.5mm)4200m(PWV 1.0mm)2600m(PWV 6.0mm)
5600mまで高度を上げれば Paα を観測できる
大気透過率の計算は大気吸収計算ソフトATRAN による
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赤方偏移した赤方偏移した PaαPaα
長波長側にシフトした Paα も充分に観測可能である
5600m
2600m
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22 .. 東大東大 1m1m 望遠鏡と近赤外線カメラ望遠鏡と近赤外線カメラANIRANIR
東大アタカマ 1m 望遠鏡 ANIR HST/NICMOS による Paα 観測との違い
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東大アタカマ東大アタカマ 1m1m 望遠鏡望遠鏡
主鏡口径 1m 光学系 Cassegrain 最終 F 比 12 視野直径 10’
南米・チリのチャナントール山頂(標高 5600m)
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Atacama NearAtacama Near Infrared camera Infrared camera (ANIR)(ANIR)
再結像光学系 オフナー型
検出器 PACE-HAWAII-2
ピクセルフォーマット 1024×1024
ピクセルスケール 0.31”/pix
視野 5.3’×5.3’
フィルタ Y,J,H,Ks,Paα,N191(Paαoff),Paβ,N207
最終 F 比 12
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ANIRANIR の目的の目的
Paα による初の銀河面サーベイ →銀河系内の電離ガスの分布を明らかにする
近傍 LIRG の星形成を Paα で探る
銀河中心 NGC2342
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HSTHST NICMOSNICMOS との違いとの違い
広い視野
5.3’
NICMOS の視野51”×51”
ANIR の視野
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観測可能な天体
ANIR:Paα ANIR:N191
HST/NICMOS:N190
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3.3. 観測および結果観測および結果
Paα の観測結果から星形成率を求める
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観測概要観測概要
観測日程 :2009.06.11 ~ 06.12 10.14 ~ 10.27 観測天体 :LIRGs20 天体 (D:50 ~ 100Mpc) “ THE REVISED BRIGHT GALAXY
SAMPLE” (Sanders et.al 2003) より選択
使用フィルタ :N191,H,Ks
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PaαPaα 輝線の撮像結果輝線の撮像結果PaPaαα
PaPaαα
continuucontinuumm
continuucontinuumm
NGC1614
IRAS F18293-3413
MCG-01-60-022
NGC2342
NGC6926
ESO 339-G011
ESO 286-G035
IC 4687/6
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輝線フラックスの計算輝線フラックスの計算
Paα輝線のフラックスを求める普通はF(輝線 ) = f(obs)Δλ - f( 連続光 )Δλ (F:フラックス ,f:フラックス密度 )
しかし、ここでは大気の透過率を考慮する大気の透過率は 波長によって変動が非常に大きい 大気中の水蒸気量 ( 天候、時間 ) によって 大きく変動
観測量
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PaαPaα 輝線フラックスの算出輝線フラックスの算出
ε(Paα)
平均透過率 εeff
ε(Paα)×F(Paα) = εeff×f(obs)Δλ - εeff×f( 連続光 )Δλ
F(Paα) :輝線のフラックスf(obs) : N191 フィルタ観測によるフラックス密度f( 連続光): H 、 Ks の連続光から内挿して予測
この値が εeffでないところに注意
Δλ
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大気透過率の変動大気透過率の変動
大気透過率は水蒸気量で変動する ( 天候次第 )
PWV:0.25mm
PWV:2.00mm
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大気吸収の推測大気吸収の推測
大気& 1m 望遠鏡& ANIR のシステム効率 H,Ks と N191 の比較で大気の吸収を見積もる
εeffH KsPaα
ADU ADU ADU
1.63um 1.91um 2.15um
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システム効率から水蒸気量を推測システム効率から水蒸気量を推測
250um500um
1000um750um
1500um2000um3000um
大気吸収がない場合
H Ks
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システム効率から水蒸気量を推測システム効率から水蒸気量を推測
250um500um
1000um750um
1500um2000um3000um
PWV( 可降水量 )0.25mm0.50mm0.75mm1.00mm1.50mm2.00mm3.00mm
H Ks
大気吸収計算ソフトATRAN による予測値
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SFR(Paα)SFR(Paα) の計算結果の計算結果単位は [Msol/year]
近傍 LIRGs の SFR(Paα) は 10 ~ 10 のオーダー0 1
(Alonso Herrero et. al 2006)
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4.4. 議論議論 SFR(Paα)と SFR(IR)、 SFR(Hα)を比較
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SFR(Hα)SFR(Hα) との比較との比較
前述の Dopita(2002) と共通のサンプルでのSFR(Hα)との比較
相関がみられる→ Paαからの SFR予測は Hα程度の妥当性はある
減光補正をしていない分、Paαの方が不定性が少ないと見込まれる
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SFR(Pα)SFR(Pα) とと SFR(IR)SFR(IR) の比較の比較SFR(Paα)=SFR(IR) が等しいとき
SFR(Paα) は SFR(IR) よりやや小さくなる
SFR(IR) の超過が目立つサンプルもある
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どんな銀河なのか
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大気透過率の補正 AGNの寄与:ダストが暖められて MIR-FIR超過
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大気透過率の補正は出来ているか大気透過率の補正は出来ているか
NGC232
透過率の変動が激しい領域によっては透過率補正が不足する可能性
cz(km/s)
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大気透過率の安定しているサンプル大気透過率の安定しているサンプル
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銀河のタイプ別の分布銀河のタイプ別の分布 (Kim et (Kim et al.1995)al.1995)
× : HII領域
△: LINER
○: Seyfert1
●: Seyfert2
Sy1 の Paα 超過→ブロードラインか
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SFR(IR)SFR(IR) と再度比較と再度比較
0.2dex
SFR(Paα) が SFR(IR) の 2/3 程度
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SFR(Paα) の方が相関のピークがはっきりしている
SFR(Paα)SFR(Paα) とと SFR(Hα)SFR(Hα) の分散の分散の比較の比較
SFR ( Hα )( Dopita 2002 ) SFR(Paα) ( 本研究 )
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まとめまとめ
地上からの近傍 LIRGの Paα撮像観測に初めて成功 →星形成率推定の新しい手法を確立した
SFR(Paα)は SFR(Hα)とよく一致したことで、 Paα輝線の大気透過率補正方法をある程度確立 但し、大気透過率の波長依存性の大きさが課題
SFR(Paα)は SFR(Hα)より分散が少ない
SFR(Paα)は SFR(IR)と比べると 2/3程度となる
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