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)

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としみはなだて
5 years ago
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1 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)

2 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?)

3 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

4 HCN line SED in galaxies w/ AGN NGC 1097 nucleus w/ AGN w/ AGN w/ AGN 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

5 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

6 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 Z=10 Millennium SimulaXon にもとづく準解析的モデルからの予測 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

7 CO, HCO+, HCN 等基本的かつ重要な分子の low-j 帯 è 宇宙再電離期は 10-30GHz 帯 ALMA ALMA 10-30GHz è 現状は完全に JVLA の感度リミット Carilli & Walter 2013, ARAA, 51, 105

8 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

9 Submm to FIR spectrum of HFLS3 at z=6.34 (L(IR)=3x10^13, SFR=2900 Mo/yr) 1.5 hrs; 2.5 hrs NH3 最も明るい人で数時間 JVLA ULIRGs L(IR)~10^12 Lo では100時間!? LIRGsでは OH 2π1/2 Riechers et al. 2013, Nature, 496, 329

10 Dusty starburst + quasar J Venemans et al. 2012, ApJ, 751, L25 PdBI Source is unresolved by 2.0 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 deep survey - HSC による広域クエーサー探査 è 膨大な z>6 の天体候補

11 ALMA Band 3 ( GHz 帯 ) spectrum of NGC 1097 Observing frequency [GHz] Rest frequency [GHz] before continuum subtraction; convolved to 2.3 circular beam smoothed to df~9.8 MHz (or dv~33 Kohno et al. in prep.

12 Chemical diversity among the starburst ring: tracing different phase of starburst? C2H HNCO CS Spectra at two 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 similar intensities of HCN, HCO+, CS and C2H Kohno et al. in prep.

13 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 g E u u Nu = Ntot exp QT ( ) kt ここで N ln g u u Ei QT ( ) =Σigiexp kt 両辺を g u で割って自然対数を取ると N tot = ln Q( T) E u k T B : 全ての準位における状態数 E i が一つの状態のエネルギー 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

14 Q: 遷移は 2 本もあれば充分では? CS 32.7K 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= CS 7-6 Bayet et al. 2009, ApJ, 707, 126

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

16 Optical imaging surveys 深いより深くより広く HSC By Oguri & Takada 浅い狭い広い

17 広い Radio Sky Survey 狭い Norris et al PASA, 30, e020 深い 1.4 GHz flux (5σ) 浅い

Mm/submm imaging surveys 浅い FIR luminosity [Lo] (1σ) ALMA @z=2, Tdust=35K GOODS-N AzTEC 16/28 arcsec

? SXDF +Lockman COSMOS ADF-S + SXDF + SSA22 New 35 50 m SPT θ~1 arcmin HerMES/H-ATLAS 36 arcsec

18 Mm/submm imaging surveys 浅い FIR luminosity [Lo] (1σ) Tdust=35K GOODS-N AzTEC 16/28 arcsec GOODS-S Different at z>4 confusion?? SXDF +Lockman COSMOS ADF-S + SXDF + SSA22 New m SPT θ~1 arcmin HerMES/H-ATLAS 36 arcsec Oliver et al. 2012, MNRAS 424, 河野改訂深い SCUBA HDF 狭い広い 9,000 Star formation rate [Mo/yr] 900 (5σ) HUDF(cy1) Dunlop et al. 90 FoV=0.5degΦ Npix=33k pix. t_obs=2400 hrs

Survey depth[mjy] (1.3 mm flux density, 5σ) ALMA Deep Imaging at ~1mm 0.5 0.1 Color: 1.1mm 1.2mm 1.3mm Abell1689 (Richard et al., cy0) SXDF- UDS- CANDELS (Kohno et al.

19 Survey depth[mjy] (1.3 mm flux density, 5σ) ALMA Deep Imaging at ~1mm Color: 1.1mm 1.2mm 1.3mm Abell1689 (Richard et al., cy0) SXDF- UDS- CANDELS (Kohno et al., cy1) Himiko Ultra- deep field (Ouchi et al., cy0) (Ouchi et al., cy1) 10-3 平方度より広く HUDF (Dunlop et al., cy1) より深く 10-2 平方度 Survey area [arcmin 2 ] Star formaxon rate [Mo/yr] 5σ

20 Importance of sub- mjy populaxon Serendipitous ALMA detecxons of sub- mjy sources è first direct constraint on unlensed S(1.1mm) ~ 0.1 mjy populaxon Number of galaxies (> S) [deg - 2 ] 1.0 mjy 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 Hatsukade et al. 2013, ApJ, 769, L mjy Flux density S(1.3mm) [mjy] 10.0 mjy

21 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)

22 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

23 Angular resoluxon of JVLA h{ps://science.nrao.edu/facilixes/vla/docs/manuals/oss/performance/resoluxon

Braun Science CapabiliXes and Focus of SKA1- low, - mid and survey

24 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

25 Confusion limits (D=35m) HerMES Confusion 5σ 0.86mm 1.3mm 35m Telescope confusion (5σ) 3.3mm 1cm 5 cm (JVLA/C- band) 20cm by Bunyo Hatsukade Observing Wavelength (µm)

26 S(5cm)/S(1.3mm) flux raxo S(1.3mm) = 2.5 mjy 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 Redshi}

27 S(5cm)/S(1.3mm) flux raxo Radio (sub)mm raxos as a redshi} indicator for opxcal/ir dark galaxies 1σ = μjy@5cm è 200 days@jvla S(1.3mm) = 0.25 mjy S(1.3mm) = 0.03 mjy Redshi}

28 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

29 SKA2 can hunt Norris et al. 2013, PASA, 30, e020 SKA1 ならまで行けそう JVLA 300 hr ~1μJy/beam (5σ) JVLA exposure calc. とは合わず?? SKA1 300 hr, 0.2μJy/beam (5σ) SKA2 300 hr 0.02μJy/beam (5σ)

30 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

31 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 )

MW鹿児島

MW鹿児島 NGC1068 Dark Matter Halo baryon gas stars SMBH SMBH 1 SMBHs? (AGN) AGN Seyfertization Taniguchi 1987, ApJ, 317, L57 AGN The dead quasar problem (Rees 1990, Science, 247, 817) T AGN ~ 10 8 yrs AGN AGN

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)

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)