銀河ショップALMA2004年度 第２回「high-z galaxies」2004年7月22日（金）於・東大天文センター

Submm galaxies~ before/after ALMA ~

河野孝太郎東京大学天文学教育研究センター

中西康一郎国立天文台野辺山

Outline

IntroductionSubmm galaxies: before ALMA

number countoptical/IR/redshift分布/radio/X-ray/CO

spectroscopyなどの現状Submm galaxies: after ALMA

Scuba/既存のinterferometerによる探査と何が変わり、何が変わらないか

具体的なsurvey planの例

Submm galaxies~ Introduction ~

Submmという波長帯

サブミリ波

サブミリ波(z=2.5)

連続波のnegative K-correction

赤方偏移によるフラックス変化小さい

暗くならない

z>1において顕著

サブミリ波、特に350GHz(850µm)付近で恩恵大

250µm@z=2.5のrest frame

oberved frequency

flux

dens

ity (

mJy

)

345 GHz(850µm)が最も恩恵大

redshift

flux

dens

ity (

mJy

)

ALMA345GHz8h integ.

Blain et al. (2002)

850μm image of HDF

Hughes et al. (1998)

SCUBA 850µmHST

Submm source w/o optical counterpart

Ivison et al. 2000, MNRAS, 315, 209

Abel 1835

Submm galaxies~ before ALMA ~

Submm galaxies

deep surveyで検出されたサブミリ連続波で明るい銀河

2004年夏現在までに200天体以上z=0.5~4 (zmean~2.5)ただしzが決まっている天体の数は多くないChapman et al. 2003; 続編が出れば合計68個典型的な850µm flux = a few ~ 10mJy

L(IR)>1011~1012Lsun, SFR>10~1000Msun

Deep sub-mm surveysblank fields

HDF-N (Hughes et al. 1997, Borys et al. 2003 ...)Lockman, SSA 13 (Barger et al. 1998)EliasN2 (Scott et al. 2002)CUDSS (Eales et al. 2000, Webb et al. 2003)

behind lensed clusterAbell 370, CL2244-02, CL0024+16, CL0939+47, Abell1835, Abell2390 (Smail et al. 1997; 2002)Abell 370, Abell 851, Abell 2390 (Cowie et al. 2002)Cl 0016+16, MS0451-03, Abell 520, Zwicky 3146, MS1054-03, MS1455+22, Abell 2163, Abell 2219, Abell2261 (Chapman et al. 2002)Abell 478 (Knudsen et al. 2001)

Number count

平均密度200-500天体/□°for S(850µm)>8mJy10-5天体/Mpc3 (comoving volume density)

現在の巨大楕円銀河(L>3-4L*)とほぼ一致ただし! source confusionが間違いなくある非常に強い進化を示唆(モデルとの比較)

luminosity evolution? number evolution?おそらく両方、切り分けはALMAで

Number count vs model

Nuber countモデルの構築

Luminosity function

SED

Evolution factor

850µm flux density (Jy)

Num

ber

coun

t (s

r-1)

←モデル(進化有)

←観測

Takeuchi et al. (2000)

モデル(進化無)→

可視・赤外対応天体

非常に暗い全体の半数は可視･赤外で全く見えない!可視・赤外光度・カラーとサブミリ光度は相関無

サイズ・形態多くがmerger (60% or larger)フィールド銀河等と比較して、サイズ(effective radius)大、中心集中度も高い

nearby ULIRGs(の一部)と似ているしかし、nuclear separationはULIRGsより大

可視対応天体の同定：苦難の道850µm on Optical 1.4GHz on NIR NIR (K-band) Optical (HST)

850µm on Optical 1.4GHz on NIR NIR (K-band) Optical (HST)

SCUBAのビームサイズ大きい(15”)+可視赤外で暗い=同定困難Smail et al. (1999), Frayer et al. (2000)

HDF850.1の場合: 困難を極めた

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

PdB干渉計によるhigh resolution mm imaging:波長が長い分、fluxが急激に減るが、高い角分解能が得られる。λ=1.2mmのhigh resolution imaging (～１ arcsec)

Hughes, et al. 1998, Nature, 394, 241

JCMT + SCUBA850μm HDF 850.1 field

Subaruによるhigh quality deep imaging

Dunlop et al. 2004, MNRAS, 350, 769

HDF850.1 counterpart決着Extremely faint：K～23.5 magVery red：I-K>5.2, H-K>1.4 +/- 0.35Estimated redshift: z = 4.1 +/- 0.5 (radio-submm color method)

Dunlop et al. 2004, MNRAS, 350, 769

Optical Images

merger (60% or larger)field galaxies, LBGsとの比較サイズ(effective radius)大中心集中度も高い

surface brightnessはLBGsの方が大local ULIRGsと似ているしかし、nuclear separationはULIRGsより大

HST Images of Submm Gals

concentrationas

ymm

etry

○LBGs▲Submm

STIS image

Chapman et al., Conselice et al. (2003)

Size of Submm galaxies

Total Mag

Effe

ctiv

e ra

dius

Separation (kpc)

num

ber

○ :submm gals, ◇: LBGs■ ・: field gals

blue: ULIRGsred: submm gals

Chapman et al., Conselice et al. (2003)

Optical-NIR Magnitude & Colors

3タイプ(Smail et al. 2002)type0: Opt,NIRともにfainttype1: Opt-NIRがred (EROs)type2: Opt-NIRはblue、Opt bright (LIRGs)type 0:1:2 = 60%:20%:20%(超ざっぱに)

K

I-K

Smail et al. (2002)

Optical-NIR Colors

サブミリfluxとの関係S850um>5mJy: 関連無し?S850um<5mJy: Opt/NIR faint

S(850)K

mag

Smail et al. (2002)

Optical mag & color vs (z)

radio-to-Submm index ~ redshift(●:S850>8mJy, □: S850<8mJy)

K m

ag

I-K

colo

r

no systematic evolution on Opt/NIR mag & colorIvision et al. (2002)

Optical spectra

基本的に分光困難(class I/IIのみ)だった分光できている天体では、type-2 AGN and/or starburstが大半、type-1 AGNも有Chapman et al. (2004?)が68個ものサブミリ銀河分光に成功。これが出版されれば世界がかなり変わる一部はChampan et al.(2003)として出版済

Optical spectra

Type-1 AGN SMM J09431+4700 (Ledlow et al. 2002)

star-forming galaxySMM J14011+0252(Ivison et al. 2000)

Optical spectra

with Keck/LRIS (Chapman et al. 2003)

X線対応天体Chandra sourceとの対応は悪い（？）

17個中1個：Almaini et al. 2003, MNRAS, 338, 30375 ksec exposure

⇒弱いX-ray sourceが多い10個中7個： Alexander et al. 2003, AJ, 125, 3832 Msec exposure

考えられることnon-stellar power sourceを持つ天体は少ない非常に深くdustに埋もれているAGNがあるが見えない• Mid infraで高温ダストがみえる？（ISO/Spitzerでは？）

submm galaxiesに付随するAGNは暗い• X-rayで見つかったsubmm銀河に付随するAGNの明るさは、QuasarというよりSeyfertクラス（Alexander et al. 2003, AJ, 125, 383）

• ⇒この観点でもULIRGsに似ている？（remember NGC 6240）

SCUBA sources vs Chandra sourceELAIS N2 fieldでのSUCBA imageσ=2.5 mJy＠850μm17 sources （> 3.5σ）

同領域でのChandra image～17 x 17 arcmin2

75 ks exposure5ｘ10-16 erg/sec/cm2 (0.5 – 8.0 keV)91 sources、うち55がSCUBAマップ内）

Almaini et al. 2003, MNRAS, 338, 303

⇒一致するsourceはわずか１！

X-ray counterpart of submm galaxies (?)

なかなか厳しいidentification。SCUBAの空間分解能の限界。Detection rate ～ only 5% ⇒Major episode of SF must be distinct from the observable quasar period. (?)

10 arcsec

Chandra source (1.4 GHz sourceもあり）

R-band image Chandra

Almaini et al. 2003, MNRAS, 338, 303

8’.4 x 8’.410個中7個がX-ray sourceと一致Compton-thin 4個、thick 1個Rest, unobscured Lx～1043-44 erg/s

Alexander et al. 2003, AJ, 125, 383

Deep (2 Ms) Chandra image

CO in submm galaxies観点

Submm sourceのredshift ＝ optical counter partのredshift？High IR luminosityから期待される高いSFR（~1000 Mo/yr！）を維持できるだけのgasはあるのか？

検出は１２天体（2004年夏の時点で）Genzel et al. 2004 astro-ph/0403183

Mgas=1010-11Msun (の天体しか受からない)Mgas/Mdyn=0.1-0.5母銀河はmassive system(1011-12Msun)

Mgas/MdustもULIRGs並ただしバラつき大(サンプル数小)

既存装置（ミリ波干渉計）の感度の限界。このような微弱で線幅の広いラインの観測では、いくら大集光力でも

single dishは一般には厳しい。

Powerful CO emission from Sub-mm galaxies at z=2.4-3.4

Mgas=1010-11Msun, Mgas/Mdyn~0.5 w/PdBI (Neri et al.2003)

SED of submm galaxies

Smail et al. (2002)rest frequency(GHz)

flux

dens

ity

Ivison et al. (2002)

observed frequency(GHz)flu

x de

nsity

ULIRGs→

サブミリ銀河

典型的な星形成銀河あるいはULIRGsと非常とよく一致

Dust Temperature

450µm, 850µm, 1350µmから推定輻射モデルはgraybody, Sν∝Bν(Tdust)×{1-exp[-(ν/ν0)β]}Tdust＝40K, β=1.5でよく合う

Tdust>>40Kな天体も少なからず存在(AGN?)

fittingは(もちろん)不定性大

Benford et al.(1999)

Redshiftの推定可視・赤外対応天体が見つかり、かつ分光できる明るさである天体は限られる。光・赤外で暗い「class 0」が多い

Photometric redshift at radio/submm wavelengths: 850μm/1.4 GHz flux ratio

Carilli & Yun 1999, ApJ, 513, L13例のHDF850.1も現状ではコレで推定するしかないただしradioもそろそろ感度の限界（z>3は既に厳しい）

FIR/submm color-mag diagramを使ったphotometric redshiftも可能？

Takeuchi et al. 2002, PASP, 113, 586 “Dust-z”

Submm/radio flux ratio as a redshift indicator

Carilli & Yun (2000)redshift

350G

Hz/

850G

Hz

inde

x モデル(Arp220)

Ivison et al. (2002)

redshift35

0GH

z/85

0GH

z in

dex

SEDが類似⇒photometric redshift estimaterとして使えるspectroscopic redshift決定が困難なので、redshift推定に有効

“Dust-z”

Dust放射のRJ側における急峻な傾きを利用。

→ redshiftのroughな推定値を与える。

Takeuchi et al. 2001, PASP, 113, 586

Submm galaxies~ after ALMA ~

ALMAによるsubmm galaxies探査

現状との比較：

何が変わり、何が変わらないか？

感度 →約3桁の改善角分解能→約2桁の改善視野→単純に比較すると悪化

• ただし感度の向上があるのでモザイキングすればよい

普通、装置性能が１桁変わったら世界が変わるALMAは２～３桁！ 「常識」を一旦捨てたほうがよい。

ALMAによるsubmm galaxies探査感度の向上：単純な集光面積でも２～３桁弱の向上、総合的な連続波感度としては約3～4桁の向上（帯域幅の向上、受信機感度の向上）

1σ~1.5 mJy＠λ=3mm, NMA, 4時間積分⇒1σ～2.5μJy＠ALMA1σ～数mJy＠SCUBA, 数10時間積分⇒ 1σ～70μJy＠ALMA, 3分

角分解能の向上：連続波に対して、ミリ波で2桁、サブミリで3桁の向上

mm波干渉計：～1秒角＠λ=3mm, NMA ⇒ 0.01秒角＠ALMAsubmm（JCMT, ASTE, …）：～15秒角＠λ=850μm, JCMT

ただし視野の広さとしては、従来のinterferometerとコンパラ。SCUBAと単純に比較すると圧倒的に狭い。⇒広い視野を掃くには、地道にモザイキングをするしかない（感度の良さでそれが実行可能）。

感度と期待される個数密度

limiting flux = 40μJy（5σ、on-source 4時間積分；右図中の縦破線で示す）

⇒個数は～109

個/sr or ～3×105

個/平方度

ALMAによるsubmm galaxies探査その特徴：

confusionに制限されない、ultra-deep integrationがはじめて可能に

• これまでのSCUBA surveyやISO等衛星によるFIR surveyとの決定的な違い

• 大集光力とあわせ、既存のsurvey（SCUBAなど）と比較して3桁程度深いsurveyが実現。

• 可視・赤外同定の苦労が激減（とは一概には言えないが）可視赤外counterpartが見つからない天体（見えない天体）でもmm/submm rangeでline探査→zの決定が可能に問題は、視野の狭さ

• 850μm帯で20秒角（FHWP）しかない。

⇒感度にモノを言わせてモザイキング

Confusion limit: SCUBA/ASTE vs ALMAAngular resolution:

SCUBA/ASTE: 15 arcsecALMA: 0.01～1 arcsec

→ ALMAではconfusionは全く影響ない世界に

SCUBAはほとんどconfusion limited

Hogg, D. W. 2000, AJ, 121, 1207Eales et al. 2000, AJ, 120, 2244

ALMA

Takeuchi, et al. 2001, PASP, 113, 586

Submm deep survey after ALMA

Confusion limitからの開放SCUBAのデータを解釈する際にはclustringの影響もよく考慮しないと間違うことに（factorというが本当にfactorで済んでいるか？）

Deep survey of submm galaxies

観測プラン例１：ごくごく浅く広いサーベイ

(⇔ cosmic variance)波長：850μm深さ：4 mJy（5σ）＠3sec積分/field領域：1平方度～3万視野のモザイク

• 1視野～20秒FWHP＠900μm～450平方秒～3.5×10-5 平方度

⇒総積分時間～30時間（＋through time）

Deep survey of submm galaxies観測プラン例２：浅く広いサーベイ

(⇔ cosmic variance)波長：850μm深さ：350μJy（5σ）＠0.05時間（3分）積分/field領域：1平方度～3万視野のモザイク

• 1視野～20秒FWHP＠900μm～450平方秒～3.5×10-5 平方度

⇒総積分時間～1500時間（500hrs/yr×3年!?）数1000 個orderのsourceを検出すると期待。High-z dusty galaxies。

Deep survey of submm galaxies

観測プラン例３：狭くて非常に深いサーベイ観測波長：850μm深さ：5μJy（5σ）＠300時間積分/field

• L(IR)~1010 Lo, Td=40Kの銀河がz=10にいても楽勝

領域：数視野～多くて10視野程度（～1平方分程度）⇒～3000時間！数100個レベルのsourceを検出。どういうpopulation？？

Determination of redshift from radio observations

CO/CI/CII spectroscopySeparation of transitions: df = 115.271/(1+z) GHz for CO→ z = 9 では、約12 GHz幅を掃くことにより何らかのtransitionを捕まえることが可能なはず→既存の装置では極めて厳しいが、ALMAのinstantaneous band width（4 GHz or 8 GHz）とsensitivityなら、velocity方向のmosaic観測が充分可能CI(3P1-3P0)とCO(J=4-3)の差： df = 31.120/(1+z) GHzCI(3P2-3P1)とCO(Ｊ=7-6)の差: df = 2.3562/(1+z) GHz

Lineは何がよい？一昔前：[CII], the strongest !⇒ ISOによる観測から、ULIRGsは系統的に[CII] deficientであることが分かってきた

Vastel et al. 2002, ApJ, 581, 315

最近の[CI] survey： AGNがある銀河では、どうも系統的？？に、CO(4-3)よりも明るい！かもしれない。（サンプル不足；⇒ ASTEで！！）

Israel & Baas 2002, A&A, 383, 82⇒ AGNが多いhigh-zでのgas探査では、CO輝線にくわえ[CI]輝線も重要。

分子輝線観測によるredshiftの決定

重力レンズ天体PKS1830-211のレンズ天体探査

B, V, R, I, Kいずれにおいても同定できず

SEST15m鏡によるミリ波吸収線探査速度方向にmosaic、14 GHz（～40000km/s＠λ=3mm）をカバーHCN, HCN, HCO+, H13CO+, N2H+のJ=2-1およびJ=3-2、CSのJ=3-2と4-3遷移などを検出

z = 0.88582±0.00001を得るHigh-zでの応用

CO遷移のinterval = 115/(1+z) GHzたとえば z=5 なら 19 GHzの幅を掃けば 1本の遷移が落ちてくる

Wiklind & Combes 1996, Nature, 379, 139

CO emission from a GRB host galaxy ?GRB 030329 at z = 0.168

NMANMA: 8 days! integration

ALMA: 10 min integration⇒ 5σ~ 3 mJy,

dV ~ 10 km/s

S(CO) = 1.9 ± 0.75 Jy km/s ⇒M(gas) = 2 x 109 Mo !?dV(CO) ～ 200 km/s Kohno et al. 2004, submitted to PASJ

SummarySubmm galaxies: before ALMA光学同定に難、それでも分光によりredshift分布もみえてきたULIRGsによく似たSED, irregularな形状、AGNの付与が小さい点も似ている

暗いsourceは350 GHz/1.4 GHz index methodでzを推定After ALMA感度・角分解能の向上により、SCUBAと比べて３桁以上の感度向上をもたらすが、問題は視野の狭さ。⇒（空間）mosaic。CO/CI spectroscopyによるredshiftの決定。周波数mosaic！感度の裏づけでこれらの空間/周波数方向のmosaicが可能