Document

平成２４年度集中講義特論 IB
京都産業大学理学研究科
アルマ時代の
ミリ波サブミリ波天文学
河野孝太郎
・天文学教育研究センター
・ビッグバン宇宙国際研究センター
[email protected]
第５講
活動銀河核と
その周辺
Arp220のISM: heating source(s)は何？
L(FIR) ～ 2×1012 Lo
Scoville et al. 1998,
ApJ, 492, L107
See also Sakamoto+
For double nuclei
⇒ Numerous SNe ?
Genzel & Tacconi, 1998, Nature, 395, 859
Downes & Solomon
1998, ApJ, 507, 615
4
Highest resolution
CO(3-2) &
continuum images
of Arp 220
Sakamoto et al. 2008,
ApJ, 684, 957
Counter rotation
between E and W !
5
銀河中心領域における
２大エネルギー生成機構
星



核融合（4H  He）
効率：0.7%
～数10pc-数100pc領域に広がっている
活動銀河中心核



物質の落下 → 重力エネルギー開放
（ブラックホール＋降着円盤）
効率：～10%（！）
極めて小さい領域（＜1pc）から？
6
Fueling rate
 Energy available from a mass M
E   Mc2
 Luminosity
: "efficiency"
dE
dM 2
L

c
dt
dt
 Required accretion rate
1

dM
L
Lbol
2    
-1
 2  2  10 
M yr
  44
-1 
dt c
 0.1   10 erg s 
換算メモ
2.63 x 1010 Lo ⇔ 1044 erg s-1
7
“efficiency” factor η
 Infall of material ⇒ change of potential energy
dU d  M   M  GM  dM
L~
 G

dt dt 
r 
r dt
一方、 L  dE   dM c 2 ⇒   M  (i.e., compactness
dt
dt
r of system)
 Black holeのcompactness ⇒ Rs = 2GM/c2 で見積もる
質量Mが5Rsから落ちたときにavailableなenergyは
M  M
M  M
U G
G
 0.1Mc 2
5RS
 2GM  
5

2
 c 
LFIR~1013 Lo sourcesを作るレシピ
燃料（ガス）の10%程度しか星の形成に使われない
星形成の場合：
dMgas SFR
LIR 
4  SFE 
-1



 1.7 10 
M
yr
 13
O

dt
SFE
 0.1  10 LO 
1010Moの「燃料」（わずか）～6x105 yrでガス欠に！
一方で、ガスさえ集められれば（？）高い光度を実現可
能
問：それぞれ、
どこまで明るく
AGNの場合：
dMgas Lbol
   LIR 
-1

 7.7  13
M
yr
なれるか？そ
O

dt
c
 0.1 10 LO 
の限界を決め
る物理は何？
1010Moの「燃料」 ～1x109 yr維持できる
但し、Eddington限界に打ち克つだけの超巨大BHが必須
4GMm c
M 
13 
 LO
Ledd 
 3.3 10  9
！
T
 10 M O 
9
エネルギー源を診断する
10
観測的な特徴の違い
スペクトル
放射領域
物質の運動
AGN
高エネルギー側ま狭い（コンパク・鋭く絞られたジェット
で伸びたスペクトト）＋広がった（母銀河の向きと無相
ル＝「硬い」
領域（NLRも）関）。
・10000 km/sにも及ぶ
高速運動。
Starburst
（比較して）「軟（比較して）広（比較して）幅広く広
らかい」
がっている。
がったアウトフロー。銀
河面に垂直。
「特徴的な」連
続波・輝線を観
測
・サイズを測定
・時間変動を測
定
・Outflow/Jetの
形態を観測
・速度幅を測定
Large scale outflow in NGC 253
・ディスクからのアウトフロー
90cm（25’×25’）
X線（25’×25’）
0.1 – 0.4 keV：赤
0.5 – 0.9 keV：緑
1.0 – 2.0 keV：青
Pietsch et al. 2000, A&A, 360, 24
“boiling-and-steaming” disk
Carilli et al. 1992, ApJ, 399, 59
unsharpe-masked
B-band image
2’
Sofue et al.1994,
AJ, 108, 2102
12
Collimated radio jet from 3C31
 0.1 pc以下の領域から数100 kpc（時にはそれ以上）に広
がる巨大電波ジェット（from モンスター）
http://www.cv.nrao.edu/~abridle/3c31xopt.htm
13
Radio galaxy NGC 4261 (3C270):
from ~ 100 kpc to ~ 1 pc
HST: dusty disk
VLBA:
Inner jet &
Accretion disk
VLA: extended radio jet
Optical: host galaxy
Jaffe et al. 1993, Nature, 364, 213
Jones et al. 2000, ApJ, 534, 165
14
高解像度・長波長電波のイメージング
 Mkn 231の波長18cmの画像（VLBI；超長基線干渉計）
 こういう形状ならわかりやすい
 典型的な core/jet 構造
 AGNありと判定できる
輝度温度による判定も
Tb > 10^7 KあればAGN
(熱的放射ではあり得ない）
Lonsdale et al.
2003, ApJ, 592, 804
16 pc
15
Arp 220 λ18cm image:
patcy morphology  SNe?
Radio Super Novae?
 Arp 220: 粒々構
造？  radio
SNeの集団？
 NGC 7469は？
18 pc
NGC 7469 λ18cm image:
patcy morphology !?!? 微妙。
Type II RSN 1986J
@NGC 891と同程度
L(18cm)～1021 W/Hz
26 pc
Lonsdale et al.
2003, ApJ, 592, 804
Arp 220
Smith et al. 1998,
ApJ, 493, L17
16
Radio loudness
17
Radio loudness
R
S5 GHz 
S B band 
R > 10: radio loud
R < 10: radio quiet
Sample:
Palomar-Green
(PG) quasars
Falcke et al. 1996,
ApJ, 471, 106
 Bimodality?? (cf. recent results from NVSS)
 FluxはRLsもRQsもradio jet起源  主にradio jetの規模（サイズ）の違い
？
 違いを作る原因：


Intrinsicな違い？
環境の違い？（free-free absorption, 周囲のガスによるジェット成長の妨害等）
18
Fanaroff-Riley Class
 FR-I : edge-darkened, low power

The separation between the points of peak intensity in the two
lobes is smaller than half the largest size of the source.
 FR-II : edge-brightened, high power

The separation between the points of peak intensity in the two
lobes is greater than half the largest size of the source.
FR-I:
3C296 (z=0.0237)
FR-II:
3C173.1 (z=0.292)
いずれの銀河もLeahy & Perley 1991, ApJ, 102, 537
問.
 電波銀河においては、スペクトル指数αの空間分布を調
べることで、どこが中心核かを探ることができる。
（フラックス S(ν) ∝ να）
 中心核では、スペクトルがフラットになる一方、それ以
外（ジェットなど）では、スペクトルが急峻になる。こ
れは、スペクトル指数が、そこの領域での電子のエネル
ギー分布に関係づけられているからである。
 高エネルギー天体における相対論的電子のエネルギー分
布 N(E)は、次式のように、指数pのべき乗則で表現する
ことができる。
p
（
N ( E)dE  CE dE
ただしCは比例定数）
 この指数pは、シンクロトロン放射のスペクトル指数αと
p 1
 
、次の式で関係づけられることを示せ。
2
20
観測的な特徴の違い
スペクトル
放射領域
物質の運動
AGN
高エネルギー側ま狭い（コンパク・鋭く絞られたジェット
で伸びたスペクトト）＋広がった（母銀河の向きと無相
ル＝「硬い」
領域（NLRも）関）。
・10000 km/sにも及ぶ
高速運動。
Starburst
（比較して）「軟（比較して）広（比較して）幅広く広
らかい」
がっている。
がったアウトフロー。銀
河面に垂直。
「特徴的な」連
続波・輝線を観
測
・サイズを測定
・時間変動を測
定
・Outflow/Jetの
形態を観測
・速度幅を測定
21
Mm-wave intraday variability:
a case of SgrA*
 極めて活動性の低いSgrA*（
4x10^6 MoのSMBH）でも、ミ
リ波帯で数時間スケールの連
続波変動が見つかっている。
 較正天体（quasar）の振幅は
一定だが、7th MarのUT 22:10
～22:30頃に顕著なfluxの上昇
→下降が出現
 他の日の同時刻には出ていな
い→polarizationの問題でもな
い。
 問：この変動のタイムスケー
ルは、どのような空間スケー
ルに対応するか？シュバツル
シルド半径と比較してみよ。
Miyazaki et al. 2004, 611, L97
NMA
22
銀河系中心領域
 強い磁場の存在と多数の高
エネルギー電子の運動（シ
ンクロトロン放射）


超新星残骸
特異な磁場構造？
1 pc ⇔ 3.3 光年
⇔ 3.1 x 10^16 m
LaRosa et al. 2000,
AJ, 119, 207
23
特異電波源の存在
 Radio Arc （フィラメント構造）
 Sgr A*
（岡朋治さんプレゼン資料より）
Suzaku衛星による
銀河中心方向のX線スペクトル
6.4 keV 中性鉄K輝線
6.7 keV He状鉄K輝線
6.9 keV H状鉄K輝線
Koyama et al. 2007,
PASJ, 59, S245
高温プラズマ
25
蛍光鉄輝線
 鉄原子にphoton（X線）が衝突  内殻電子が叩き出され
る  できた空席に外殻の電子が遷移してくることで、
その準位間のエネルギーのphoton（X線）が放射される
 中性鉄 Fe の最内殻（K殻）電子が飛び出してできた空席
に、



１つ上の、L殻電子が落ちてくる場合： FeI Kα線（6.4 keV）
２つ上の、M殻から電子が落ちてくる場合：FeI Kβ線（7.05 keV
）
冷たいガス（分子雲など）にX線が照射された場合：「X線反射
星雲」
 電離した鉄（鉄イオン）の場合でも同様の放射が出るが
、出てくるエネルギーが異なる。 高エネルギー分解能
のX線分光で物理状態診断ができる。

FeXXV Kα線（He likeな鉄イオン！）： 6.7 keV
26
6.4 keV vs 6.7 keV 鉄輝線分布
~100 pc or 300 光年
6.4 keV
6.7 keV
27
Sgr B2 分子雲方向でのX線強度変動
ASAC 1994
10 pc
Chandra 2000 XMM-Newton 2004 Suzaku 2005
0.1 deg
 ～10 pc or ～30光年という大きさにわたって一様に変動
 外部からの一様なX線照射があり、強い照射を浴びてい
た。
 その照射源が時間変動した（暗くなった）ことを強く示
唆！
Inui et al., 2009, PASJ, 61, 241
 その照射源はどこに？
28
G.C. (Sgr A*) as an active galactic nucleus
昔、Sgr A* は（低光度）AGNであった。
Luminosity (x1038 erg s-1)
Koyama et al. 1996, PASJ, 48, 249; Inui et al., 2009, PASJ, 61, 241
300年前
Lx ~ 1039 erg/s
(From Murakami 2006)
現在
Time (year)
Estimated from
6.4 keV Fe line
distributions in GC
300年：
化学進化・平衡の
時間尺度より
充分短い!?
29
観測的な特徴の違い
スペクトル
放射領域
物質の運動
AGN
高エネルギー側ま狭い（コンパク・鋭く絞られたジェット
で伸びたスペクトト）＋広がった（母銀河の向きと無相
ル＝「硬い」
領域（NLRも）関）。
・10000 km/sにも及ぶ
高速運動。
Starburst
（比較して）「軟（比較して）広（比較して）幅広く広
らかい」
がっている。
がったアウトフロー。銀
河面に垂直。
「特徴的な」連
続波・輝線を観
測
・サイズを測定
・時間変動を測
定
・Outflow/Jetの
形態を観測
・速度幅を測定
Introduction:
Importance of mm/submm spectroscopy of dense
molecular medium
as a new diagnostic tool of the power sources in
dusty galaxies
Essential roles of dense molecular gas at
the vicinity of active nuclei
As a driver of activities
Feeding super massive black holes
Fueling starburst events
Obscuring the broad line regions of AGNs
(obscuring torus hypothesis)
As a diagnostic tool of power sources
Affected by various types of activities


AGN: hard X-ray, shock (by AGN jet)
Starburst: UV, shock (by SNe), cosmic ray
Major heating mechanisms of ISM in active
galaxies
Hard X-ray: forming X-ray dominated regions
(XDRs) - Maloney 1999, Ap&SS, 266, 207
UV: forming HII regions and photo dissociation
regions (PDRs)
Cosmic ray heating (mainly from SNe?)
Mechanical heating: energy injection into the ISM
by the dissipation of kinetic energy produced by
shock (either AGN jet or SNe?)

See Meijerink et al. 2011, A&A, 525, A119 for the
effects of cosmic rays and mechanical heating
Mm/submm spectroscopy as a new
diagnostic probe of dusty nuclei of galaxies
The idea: To use mm/submm spectral line
features as a diagnostic probe of the
power source(s) of dusty nuclei of galaxies
Key questions:

What is the characteristic spectral features
reflecting the effects of AGN, UV, shocks,
cosmic ray, mechanical heating, etc?
Why do we need mm/submm based
diagnostics?
Mm/submm lines can penetrate into the dusty nuclei of
luminous galaxies


Hard X-ray: Compton thick; NIR/MIR diagnostics also have a
limitation to the very dusty nuclei
Can be applied to high-z dusty quasar search? (Schleicher
et al. 2010, A&A, 513, A7)
High angular resolution can be achieved with ALMA

In the ALMA era, we will have very high angular resolution
dust continuum images of galaxies (often better than HST
etc.)  we have no diagnostic for two close dusty galaxies
pair with a separation of <0.1” !
35
銀河のエネルギー源診断法
 紫外線分光

Cid-Fernandes et al. 2001, ApJ, 558, 81
 可視分光：Seyfert/Starburst/LINERを切り分ける古典的手法

Veilleux & Osterbrock 1987, ApJS, 63, 295（VO図）ほか多数
 中間赤外域PAH feature分光


UV/可視よりはずっと減光に強いが、極めてdustyな銀河ではやはり限
界
Imanishi & Dutley 2000, ApJ, 545, 701
 中間赤外域でのcontinuumのSED/「色」：AGNの高温ダスト
成分

Gruppioni et al., 2008, ApJ, 684, 136
 硬X線分光：透過力高い！


非常にdustyな銀河では限界、感度も（”compton thick”；NH>1024 cm2）
Iwasawa et al. 2005, MNRAS, 362, L20
 超高分解能電波撮像(VLBI)


dustの影響ないが、判定が難しいことも
Smith et al. 1998, ApJ, 492, 137; Lonsdale et al. 2003, ApJ, 592, 804
How to discriminate?
Candidates for diagnostics @mm/submm
 HCN (Kohno et al. 2003, PASJ, 55, L1; Krips et al. 2008,
ApJ, 677, 262; Harada et al. 2010, ApJ, 721, 1570)
 CN (e.g., Meijerink et al. 2007, A&A, 461, 793)
 SiO (Garcia-Burillo et al. 2010, A&A, 519, A2)
 CO ladder (Rangwala et al. 2011, ApJ, 743, 94)
 H2O (see references in the following slides)
 Vibrationally excited HCN (Sakamoto et al. 2010, ApJ, 725,
L228) & HC3N (Costagliola & Aalto 2010, A&A, 515, A71)
 Measuring brightness temperature of dust continuum
(Sakamoto et al. 2008, ApJ, 684, 957; Downes & Eckart,
2007, A&A, 468, L57)
Elevated HCN in the proto-typical Seyfert
galaxy NGC 1068
38
NGC 1068
(AGN)
 Nucleus：
RHCN/CO = 0.54
RHCN/HCO+ = 2.1
 significant
enhancement of
HCN
 Disk (starburst
ring)：
RHCN/CO = 0.10
RHCN/HCO+ = 1.3
 typical values
Kohno
et al. 2008,
for
starburst
regions
ApSS, 313, 279
Helfer & Blitz 1995
Millimeter-wave molecular spectroscopy
as a new diagnostic of nuclear energy source
CN N=1-0
J=3/2-1/2
AGN:
• HCN/HCO+>2-3
• CN(J=3/2-1/2)
/(J=1/2-1/2)～1？
XDR chemistry?
J=1/2-1/2
Starburst:
J=
1/2-1/2
CN N=1-0
J=3/2-1/2
SB
１GHz幅
• HCN/HCO+＜1
• CN(J=3/2-1/2)
/(J=1/2-1/2)～0.3
PDR chemistry?
Nobeyama Millimeter Array
Kohno et al. 2008, ApSS, 313, 279
A diagnostic method of nuclear power source
in dusty galaxies ?
“Pure AGN”:
Nobeyama Millimeter Array
Dense molecular
medium affected by
AGN?
RHCN/HCO+
NGC 1068
Seyfert
Starburst
“Composite”:
AGN with a nuclear
starburst ?
RHCN/CO
Kohno et al. 2001
(astro-ph/0206398)
Kohno 2005
(astro-ph/0508420)
Kohno et al. 2008,
ApSS, 313, 279
XDR chemistry
in NGC 1068
 The CND of NGC 1068 (~
100 pc scale) is a giant X-ray
Dominated Region (XDR).

Based on SiO, CN, HCO+,
HOC+, H13CO+ and HCO lines
by IRAM 30 m
 Also support our view
Usero et al., 2004,
A&A, 419, 897
変
“HCN Enhanced Nuclei” (HENs)
変
 NGC 1068 (Sy 1.8)：Jackson et al. 1993 (NMA), Tacconi et
al. 1994 (PdBI), Helfer & Blitz 1995 (BIMA), Kohno et al.
2008, ApSS, 313, 279
 NGC 5194 (Sy 2)：Kohno et al. 1996, ApJ, 461, L29 (NMA)
 NGC 1097 (Sy 1)：Kohno et al. 2003, PASJ, 55, L1 (NMA)
 NGC 5033 (Sy 1.5)：Kohno et al. 2005, astro-ph/0508420
(NMA)
 NGC 6951 (Sy 2): Krisp et al. 2007, A&A, 468, 63 (PdBI)
 NGC 4501 (Sy2), NGC 4388 (Sy2) : Kohno et al. (in prep.;
NMA)
43
XDR vs PDR
XDR：高エネルギーフォトンが充満
 高エネルギー（硬X線）のphoton
→分子雲内部まで侵入
⇔ PDRでは、UV photonまで。UVは分子雲表面でブ
ロックされる（shield）
 Photo ionisationによる高い効率の加熱
⇔ photo electric heating＠PDR（桁で低い効率）
⇒ PDRと比較し、分子雲の温度が広い領域で数桁高くなり
得る。
High Temperature deep into GMCs in XDR
44
XDRの物理化学モデル
 高温状態が広い領域
で実現。
 Hx：H原子あたりのXray energy deposition
rate
 加熱率 & 分子破壊率
∝ n・Hx
 冷却率 & 分子形成
率：∝ n2
⇒ Hx/n が重要
Maloney 1999,
Ap&SS, 266, 207
Lx = 4x1044erg/s
Ionization parameter
Counter argument: Arp 220?
ISM in the Center of Arp 220
L(FIR) ～ 2×1012 Lo
Scoville et al. 1998,
ApJ, 492, L107
See also Sakamoto+
For double nuclei
⇒ Numerous SNe ?
Genzel & Tacconi, 1998, Nature, 395, 859
Downes & Solomon
1998, ApJ, 507, 615
Excess of HCN(1-0)/HCO+(1-0)
in Arp 220 (and other ANG-hosting ULIRGs)
Imanishi, et al. 2007, AJ, 124, 2366
Nobeyama Millimeter Array
Larger AGN contribution to
more luminous IR galaxies ?
 Local LIRGs/ULIRGs
 HCN/HCO+ ratios vs L(FIR)
 trend? larger
contribution of AGN in more
luminous IR galaxies?
 What is going on
@HyLIRGs～SMGs?
Imanishi, et al.
2007, AJ, 124, 2366
ALMA spectroscopy of dusty starbursts
can probe heavily obscured, growing AGN?
Arp 220, a proto-typical ultra luminous IR
galaxy, also shows an elevated HCN/HCO+ ratio
 EMIR on
IRAM 30m
telescope
Still HCN/HCO+
values exceeding 2
are very rare
Costagliola et al.
2011, A&A, 528, A30
The issue:
What is the power
source of these ULIRGs?
Arp220
HCN/HCO+ = 2.1
UGC5101
HCN/HCO+ = 2.7 +/- ??
The 1.3 mm spectral scan (202 – 242 GHz) of
Arp 220 with SMA
 7 days observations, compact/subcompact
configurations (3”x2”@compact, 10”x7” @subcompact
config.)
Martin et al. 2011
A&A, 527, 36
Spectral scan of Arp 220
at 1 mm band using SMA
Martin et al. 2011
A&A, 527, 36
 Fractional abundances (normalized to 13CS) are similar to
those in NGC 253, a typical starburst galaxy (?)
52
近赤外～中間赤外線帯での分光
 ダスト減光に強くなる！ Genzel et al., 1998, ApJ, 498, 579
Arp 220再び
結局、熱源は何？
AGN in Arp220 west !?
 0.1-0.3 arcsec
resolution 1.3 mm
continuum imaging
with PdBI
 Compact (~35pc)
and hot (~90K) dust
continuum source 
suggesting the
presence of AGN (at
least for Arp 220
West) ???
Downes & Eckart, 2007,
A&A, 468, L57
55
Continuum sources in Arp 220
Sakamoto
et al. 2008
ApJ, 684, 957
 Beam-averaged brightness temperature: > 50 K
 Dust emission  Arp220Eでは、radio SNRの分布と似ている
 しかし、Arp220Wでは、SNRの分布よりもcompact？
Arp220E
Arp220W
56
熱源は何か？
 860μm coreのsource size: 50 – 80 pc (after
deconvolution)  PdBIによる1.3mmでの結果と整合
 Peak brightness temperature : 0.9 – 1.6 x 10^2 K !
  L_bol ～2 x 10^11 Lo （少なくとも） 10^12 Loにも
なり得る（860μmでのdust opacity次第；このnucleusで
は、860μmですら、既にτ～1になっている？）
 現状では、SBとAGN両方あり得る。
 さらに高い解像度で、bolometric luminosityの測定を行う
ことが切り分けに有用  ALMAで！
Sakamoto
et al. 2008
ApJ, 684, 957
Comparison with extreme starbursts:
near and far
 SDSS J1148+5251 @z=6.42, PdBI [CII] imaging



SFR surface density: ~1000 Mo/yr/kpc2
Walter et al. 2009, Nature, 457, 699
Comparable to those in local ULIRGs like Arp 220
but about two orders of magnitude larger in area
!
 yielding to the extreme SFR up to ~ 1700
Mo/yr L(FIR) in Lo
Source
Size/area
L(FIR) density
J1148+5251
~1.1x1013
r ~ 750 pc
~7x1012 Lo/kpc2
Arp 220
3x1011 (each nuc.)
r ~ 100 pc
~1013 Lo/kpc2
Orion
1.2x105
0.013 pc2
~1013 Lo/kpc2
SPIRE-FTS 190 – 670 μm view of Arp 220
 df FWHM ~ 1.44 GHz or dV = 280 km/s – 950 km/s across
the spectral range, beam size = 17” – 40”
 Total on-source: 10455 sec = 2.9 hours

Deep dark sky observations (13320 sec = 3.7 hours) for the
emission from the telescope
Rangwala et al. 2011, ApJ, 743, 94
Arp220 SPIRE-FTS spectrum
Rangwala et al. 2011, ApJ, 743, 94
 Bright H2O lines & very
high-J CO lines
 Mechanical heating? +
AGN?
~50K
~1350K
⇔ H2 rotation
temperatures
10% in gas mass
but dominating L’co
Mkn 231 Herschel/SPIRE-FTS
Van der Werf et al. 2010, A&A, 518, L42
R ~ 400 – 1200, ~ 1000 GHz coverage
 Very high-J CO lines
up to J=13-12 are still
well excited !!!
 Very rich in species;
many bright H2O,
H2O+, OH+ lines
SPIRE-FTS spectrum of M82, a pure starburst
galaxy, is dominated by low-J CO, no H2O
Panuzzo et al. 2010,
A&A, 518, 37
Heating source modeling:
XDR vs PDR
 XDRs produce larger
column densities of
warmer gas
 Identical incident energy
densities give very
different CO spectra
 Very high-J CO lines are
excellent XDR tracers
 Need good coverage of
CO ladder
Spaans & Meijerink 2008
Warm molecular gas
–
–
–
–
–
Extinction corrected CO luminosity: dominated by mid-J to
high-J. peak = CO(6-5)
Non-LTE radiative transfer modeling: mid-J to high-J line are
tracing (very) warm gas: Tkin ~ 1350 K (!)
Low-J transitions: “cold” gas, Tkin ~ 50 K
Cooling of ISM: at 1350K, H2 dominates the cooling of ISM
over CO
Contribution of dense gas to the observed CO: small
 Possible sources of this warm molecular gas
– PDR, XDR, cosmic rays  ruled out (!)
– The mechanical energy from supernova and stellar winds 
can satisfy the energy budget required to heat this gas (but
exact mechanism is ???)
Molecular P Cyg profiles in Arp 220
Massive molecular outflow
– P Cygni profiles of OH+, H2O+, and H2O
– Major molecules involved in the ion-neutral chemistry
producing water in the ISM
– Outflow mass: 107Mo (!), velocity < 250 km/s
– It is massive, but bound (!) because its velocity is less than
the escape velocity of the Arp 220 nuclei.
– ALMA high resolution imaging & HIFI high spectral resolution
spectroscopy are required !!
– 3 massive molecular outflows so far: Mrk 231, NGC 1266,
and Arp 220
Water vapor emission in a high-z lensed SMG
Observing frequency [GHz]
PdBI
Omont et al. 2011,
A&A, 530, L3
Z-Spec/CSO
Lupu et al. 2010,
ApJ, submitted
(arXiv:1009.5983)
SDP.17b, z=2.305
H2O 20,2-11,1
Water vapor
at z=3.91
Bradford et al. 2011,
ApJ, 743, 167 
z=3.911
Z-Spec/CSO
Van Der Werf et al. 2011,
A&A, 741, L38 ↓ PdBI
Observing frequency [GHz]
Para H2O 22,0-21,1
PdBI
Lis et al.
2011, ApJ,
738, L6
Waters in the universe
 One of the most abundance molecules
 In cold molecular clouds, water is in the form of icy mantles on
dust grains

H2O abundance: up to 10-4 w.r.t. hydrogen nuclei (Tielens et al. 1991,
ApJ, 381, 181)  containing up to ~ 30% of the available oxygen atoms.
 In warm molecular clouds, water is in gas phase



evaporation from the grains if Tdust is high enough
Photodestruction by UV, destruction induced by cosmic rays and X-rays
(Hollenbach et al. 2009, ApJ, 690, 1497), sputtering of grains in shocks
Gas phase H2O formation by Ion-neutral chemistry if high fractional
ionization, or by neutral-neutral chemistry if sufficiently warm
 Large Einstein A values of H2O rotational transitions  high
critical densities (>108 cm-3): collisional excitation is only
effective in very dense gas !
Level diagram of water lines
スピン平行
スピン反平行
f=1208GHz
Eu/k=454K
Van Der Werf et al.
2011, A&A, 741, L38
f=1163GHz
Eu/k=305K
f=1229GHz
Lis et al. 2011
f=988GHz
Eu/k=101K
f=557GHz
Not detected Eu/k=61K
Tdust =220K
Weiss et al. 2007,
A&A, 467, 955
Riechers et al. 2009,
ApJ, 690, 463
f=752GHz
Eu/k=137K
Cricital densities ~ 10^8 cm-3 !!
Radiative excitation of water lines
in APM08279+5255
21,1-20,2/11,0-10,1 ratio > 8 !!!
Collisional excitation is unlikely..
 Very different from water lines
from UV irradiated gas (PDRs)

thermal level populations: 21,120,2/11,0-10,1 ratio is 0.6 in Orion
bright bar (PDR): White et al.
2010, A&A, 518, L114; Habart
et al. 2010, A&A, 518, L116

Populated
by the absorption
of FIR photons
Excited by collision
much fainter than CO lines in the
same freq. range: H2O 21,1-20,2
/CO(6-5) luminosity ratio is 0.026
in Orion bar ⇔ 0.6 ! in APM08279
Radiative pumping
Unimportant as a coolant
of warm dense gas?
AGN in Arp220? Long debated
–
–
–
Significant evidence for an AGN in Arp220 (!)
The large observed column densities in OH+, H2O+, and
H2O can ONLY be produced by a luminous XDR with LX =
1044 erg/sec.
outflow: from AGN? SB?
To be continued !?
A lensed Herschel
source at z=5.2
a merger with AGN?
Red component
 AGN?
Blue component
 Ionized gas wind?
Combes et al. 2012, A&A, 538, L4
May 23rd 2012
Revised. May 30th 2012
ALMA cycle 0 observations of the dense
molecular gas
in the active galaxy NGC 1097
KOHNO Kotaro
The University of Tokyo
& all
collaborators
Elevated CO(2-1)/CO(1-0) ratio at the nucleus
of NGC 1097 (Sy1)
• CO(2-1)/CO(1-0) =1.8 ± 0.2
• Very similar to M51
CO(1-0) NMA
CO(2-1) SMA
1kpc
VLT MELIPAL + VIMOS
1 kpc
Kohno et al. 2003
PASJ, 55, L1
Hsieh et al., 2008, ApJ, 683, 70
ALMA cycle 0 observations of NGC 1097
Kohno et al. 2012, in prep.
Striking difference of B7 spectra
between NGC 1097 and NGC 4418
Sakamoto et al.
2010, ApJ, 725,
L228
NGC 4418 spectra
CS(7-6) ~ 66 mJy
HCN(4-3)/CS(7-6) ~ 2.0 @4418,
> 10 @1097
Significant radiative excitation of
HCN
HCN(4-3)
~ 133 mJy
HCN(v2=1)
~ 30 mJy
HCO+(4-3)
~ 82 mJy
Weakness of CS w.r.t. HCN is evident in NGC
1097 enhancement of HCN?!
Comparison of B7 line peak fluxes
NGC 1097
[mJy]
NGC 4418
[mJy]
Ori-KL
[K] in Tmb
R-CrA
[K] in Tmb
HCN(4-3)
40
133
50
4.3
HCO+(4-3)
23
82
47
19.6
HCN(v2=1,
J=4-3)
<4.6
30
7
<0.06
CS(7-6)
<4.2
63
29
5
CO(3-2)
~900
746
145
35
This work
Sakamoto+ 2010, Schilke+, 1997,
ApJ, 725, L228
ApJS, 108, 301
Watanabe+ 2012
ApJ, 745, 126
HCN(v2=1,4-3)/
HCN(4-3)
<0.12
0.23
0.14
<0.014
HCN(4-3)/CS(7-6)
> 10
2.0
1.7
0.86
NGC4418 is rather similar to massive SF regions,
whereas the nucleus of NGC 1097 is different from them
Unbiased line surveys with NRO 45m
SAM45+PANDA+T100/TZ100 on NRO 45 m telescope
30GHz coverage, 0.5 MHz resolution @100GHz
HCN(1-0)/CS(2-1) >
R~2x105, dv~1.5 km/s
5 @NGC 1068
(AGN)
32
GHz coverage
sub-mK
sensitivity
Nakajima, Takano, Kohno et al. 2011, ApJ, 728, L38; in prep.
HCN(1-0)/CS(2-1) <
2 @NGC 253, IC342
(starburst)
85
90
95
Frequency [GHz]
110
115
Unbiased line surveys with NRO 45m
SAM45+PANDA+T100/TZ100 on NRO 45 m telescope
30GHz coverage, 0.5 MHz resolution @100GHz
13CO(1CN(N=1-0)>
R~2x105, dv~1.5 km/s
0) @NGC 1068
32 GHz coverage
(AGN)
sub-mK
sensitivity
Nakajima, Takano, Kohno et al. 2011, ApJ, 728, L38; in prep.
CN(N=1-0)<13CO(10)
@NGC 253, IC342
(starburst)
85
90
95
Frequency [GHz]
110
115
80
ＡＧＮの統一モデルとDENSE
OBSCURING TORUS(?)
81
活動銀河
from ~100 kpc
to less than 1 pc
 見てきたような
ウソ？！ホン
ト？（実際に
dense obscuring
torusを見た人は
いない）
 多くの未解明か
つ重要（＋面白
い）課題が山積
Robson
1996
“Active Galactic Nuclei”
p. 334
Zooming into the molecular torus at the
heart of active galactic nuclei
 Can we directly observe the putative molecular torus with the
existing mm/submm arrays or ALMA? Key questions are:




What is the size, thickness, and structure (clumpy?) of the torus?
What is the relationship to the characteristic components of AGN seen
in other wavelengths, such as X-ray absorbing material, water-maser
disk, NLR, and BLR?
What is the physical/chemical properties of circumnuclear gas; is there
dense molecular gas? If so, do they host massive starburst there? Is
this related to the known AGN-starburst connection? What is the
consequences?
Can we address the super massive black hole (SMBH) – bulge
coevolution ? (one of the key objects is narrow line Seyfert 1; possibly
a young AGN hosting a growing BH?)
Do we already have a molecular line map
of torus?
 Currently, NO
NGC 1068
Type 2 Seyfert
PdBI CO(J=2-1) map
0”.7 resolution
~49 pc @14.4Mpc
Schinnerer et al. 2000,
ApJ, 533, 850
Warping gas disk!?
 Modeling of the
observed positionvelocity diagram


Bar model does not
explain the observed
key features in PV
diagram.
Prefers a warped disk
model
 Anyway, still far from
the putative molecular
torus (??)
Schinnerer et al. 2000,
ApJ, 533, 850
M51 CO(2-1)
w/ PdBI
 0”. 40 × 0”. 31
 14 pc× 11 pc
(@D=7.1 Mpc)
One of the highest resolution views
of an active galactic nucleus !!
 1 sigma ~ 5.2 mJy
⇔ ~0.96 K in Tb,
dV = 20.3 km/s
 Peak ~ 9K in Tb
Matsushita et al. 2007,
A&A 468, L49
Vel. Grad.
 Jet entrained gas?
Not disk(torus)
but jet in CO?
Kohno et al.
1996, ApJ,
461, L29
Matsushita et al. 2007,
A&A 468, L49
 It may look like a
young stellar object ??


CO traces jet/outflow.
High density tracers
depict the disk.
CO(2-1)
on VLA 6cm
Absorption line study of the nucleus
Absorption line study of CenA
High angular
resolution HI and
CO(2-1) absorption
lines
Strong CO(2-1)
absorption against the
compact 1mm core
Can we put a
constraint on the
distance of CO
absorbing clouds from
et al. 2010,
theEspada
nucleus?
 yes!
ApJ, 720, 666
Variation of HI absorption profile along the jet
 we can do this in CO with ALMA !
 0”.4 scale variation of HI absorption spectra  not due
to a background diffuse gas but due to the gas near the
nucleus !
Espada et al. 2010, ApJ, 720, 666
Dissociation of CO near the nucleus?
 Absorption seen in HI
near the systemic
velocity is invisible in CO
 dissociation of CO
near the nucleus ?  low
optical depth of CO;
instead, HI absorption
becomes stronger ?
 CO may trace infalling
gas clouds (at a velocity
of ~40 km/s) to the
nucleus !?
Espada et al. 2010, ApJ, 720, 666
Systemic vel.
91
第５講まとめ（その１）
 銀河におけるエネルギー生成：星形成（核融合） vs 活
動銀河核（巨大ブラックホール＋降着円盤による重力エ
ネルギーの解放）
 典型的なmass fueling rateと効率、エディントン限界に
よる最大光度
 電波銀河、ジェットとコア、radio loudness、FR分類
 銀河系中心における巨大ブラックホール SgrA*、時間変
動と空間スケール、蛍光鉄輝線
 光乖離領域（PDR）とX線卓越領域（XDR）、分子スペ
クトル線における違い
 超高光度赤外線銀河Arp220での星間物質分布と運動、そ
の熱源に関するミリ波サブミリ波分光観測結果について
まとめ（その２）
 AGNの統一モデル： dense obscuring materialに迫る
 現状では、molecualr torusには迫れていない。


0”.7分解能@NGC 1068 ==> warped disk?
0”.4分解能 or ~10 pc分解能 @M51  jetに引きずられたガス？
 Molecular torusは、low-J COではダメ？？？
 Chemistryも重要なプローブ



NGC 1068等で、XDRの兆候を示す多様な分子輝線。
現状は感度リミット。ALMAにより大きな突破口が
NGC 1097 ALMA cycle 0で観測された異常なHCN(4-3)/CS(7-6)
比
 吸収線


CenAでのHI/CO吸収線  中心核近傍を探るツール
これもALMAで大きな進展が見込まれる。

Download Report