第4章参考資料

第７章参考資料
平成24年度（後期）総合研究大学院大学宇宙科学専攻
飛翔体天文学特論II
松原英雄（ISAS、JAXA）
宇宙は一様に膨張している
– ハッブルの法則
– 距離：D
– 後退速度: V
V ＝ H0×D
H0 : ハッブル定数
• There should be the
initiation of the Universe
“Big-Bang”
宇宙膨張による赤方偏移
Colour
at rest-frame
Colour at 5billion
light years away
（UV）
ハッブルの法則に従う
遠方天体からの光は赤方
偏移する:
λ＝λ0（１＋ｚ）
ｚ：赤方偏移パラメータ
（IR）
→ Gamma-ray photons
when the Universe is 0.4
millon years old is now
redshifted to millimeterwave (z~1000)
WMAP Observations of
the CMB
WMAP
•Wilkinson Microwave
Anisotropy Probe (2001 at L2)
•Probe the CMB fluctuation
Spectrum below the horizon
q ~ 70
scale :
q ~ 900 - 0.2
(l=2-1000 @ Spherical
harmonics q=180o / l )
q ~ 0.20
WMAP Observations of the
CMB
Red - warm
Blue - cool
What WMAP found?
The content of the Universe:
Baryon 4% + Cold Dark Matter (CDM) 20% +
Dark Energy 76%
From Detailed shapes and relative amplitude of fluctuation peaks
By considering Acoustic Oscillation in Baryon-photon fluid
The Hubble Constant : 73 km sec-1 Mpc-1
赤方偏移と宇宙年齢・
ルックバックタイムの関係
宇宙の階層構造
階層
質量
(M◎ )
大きさ
密度
( g/cm3 )
星
~１
~ 106km
1
銀河
~ 1011
~ １０kpc
~10-25
銀河団
~1013~14
~ 5Mpc
~10-28
超銀河団
~1015~16
~100Mpc
~10-30
宇宙全体
~1021~23
~3000Mpc
~10-30
重力を支配するダークマター
• 光を出さない。しかし万有引力は持っている。
• 正体は未だ不明。
• 銀河の回転運動を調べていくと、“何かがあ
る”ことは間違いない。
• 大きなスケールになるほど顕著：
– 太陽の近く：光っている物質の2－3倍
– 我々の銀河系（銀河中心～太陽系まで）：10倍
– 銀河団：３０－１００倍
（その一部はX線で光るホットガス）
宇宙の構造形成の歴史
（現在の標準的な考え方だと）
• 宇宙誕生から１－２億年：
– 1億～10億太陽質量のダークマターの固まり
（矮小銀河クラス）が出現。
• 宇宙誕生から５－１０億年：
– 千億～一兆太陽質量のダークマターの固ま
り（普通の銀河）が出現
• 宇宙誕生から10－30億年：
– 銀河団規模の固まりがようやく出現
Large-scale Structure Formation (CDM)
© Moore et al. (1999, private communication with T. Kodama)
ダークマターハローの質量関数
銀河はどうやってできたのか？
（現在の標準的な考え方）
星が爆発的に
誕生している
赤外線で輝く銀河
大変小さな
赤ちゃん銀河
銀河の
衝突・合体
「銀河風」により星の母
胎である星間雲が吹き
飛んでしまうと…
星々が年老い
て楕円銀河に
生まれたての銀河はみつかったか？
（１）
25” = 190 kpc
• ライマンα輝線銀河
– 水素原子（宇宙で最も多い
元素）の数多いスペクトル
線の中で最も基本的なライ
マンα（波長121.566nm）輝
線を頼りに地上大望遠鏡に
よる「広くかつ深い探査」で
発見。
– 約百億年前の宇宙で大規
模構造が見つかっている！
SSA22 “Blob1” (Steidel et al. 2000)
のすばる画像 (Matsuda et al. 2004)
LAE @z=6.6, 5.7
Kodaira et al. (2003)
Taniguchi et al. (2003)
今のところの世界記録 z＝6.96
Iye et al. (2006) Nature
• NB973@Subaru/S-cam
• Z=6.94-7.11のLAE探査
で2個候補が受かる
LAEクラスター
＠ｚ=4.85
Shimasaku et al. (2003)
LAE cluster @z=6 （SXDS)
• 515 LAEs
• 2 proto-clusters
Ouchi et al. (2005) ApJL
Lyman Alpha Blob：広がったLya Emitter
25” = 190 kpc
Z=3.1
z=3.1
LBG
Lyα輝線のみ
SSA22 “Blob1” (Steidel et al. 2000)
のすばる画像 (Matsuda et al. 2004)
LAB1: Hyperwind galaxy
@ z=3.1
Ohyama et al. (2003)
LAB1はサブミリ波銀河
• Arp220の30
倍の明るさの
HLIRG！？
Taniguchi et al. (2001)
まったく他の波長で同定天体のない
LAB＠z=3.16
•
•
•
•
GOODS-S
VLT8.2m/FORS1
Lya~1043 erg s-1 / 直径60kpc
ダークマターハローへのCold Gas
降着を見ている？
Nilsson et al. (2006) A&A
予備知識① 等級の定義
f
m = 2.5 log10
f (0)
予備知識②
大気の透過率（近中間赤外）
“Astrophysical Quantities”
R1-p24
SDSS
フィルター
システム
Fukugita et al. (1996)
R1-p25
Lyman Break
Galaxy
SED @
Lyman Break
作成：大内正巳氏（東京大学）
LBGの二色図による抽出の原理
B-dropout : ｚ＝4.1 +/- 0.5
V-dropout : ｚ = 4.8 +/- 0.4
R-dropout : z =4.9 +/- 0.3
Ihara, Master thesis, Univ. of Tokyo (2006)
ERO (Extremely Red Object) （１）
R-K>5～６、
I-K>4
ｚ>1の古い楕円銀
河は、4000A
ブレークの赤方
偏移のためにこ
のように赤くなる
宮崎修士論文(平成13年度、東京大学）
ERO (Extremely Red Object) （２）
赤：ｚ=1.5の古い楕
円銀河
青：z=1.5のダスト
を含んだ星形成
銀河
これらはJ-Kで区別
できる
宮崎修士論文(平成13年度、東京大学）
HR10 ＠z＝1.44
ダストに隠された星形成ERO
星形成率
サブミリ波
～1000M◎/yr !
ISO
SED: Takagi et al.(2003)
Distant Red
Galaxies (DRG)
• J-K＞2.3 により選択
した銀河＠ｚ＞２
• 年齢1.4-2.6Gyr
• 6個の内5個の銀河が、
分光的にz＝2.4 –
3.5であることが確か
められた。
Van Dokkum et al. (2003)
地上可視・NIR＋Spitzer/IRAC
で得られたDRGのSED
• HDF-S(5arcmin2)のIRAC Deep Imaging (Labbe et al. 2005 ApJL)
• 地上可視・NIRのみのデータによるSEDフィット（Gray)とIRAC込み
（Black）で大きく年齢・星質量が異なる
BｚKs
Daddi et al. (2004) ApJ
BzKの星質量・星生成率
• Deep3aなど940arcmin2 @ K=19
Kong et al. (2006) ApJ
DOGs discovered with Spitzer
• DOGs : High redshift Dust-Obscured Galaxies
(Dey+ 2008; Fiore+ 2008; Pope+ 2008)
DOGs are Starburst dominated..
Pope+ (2008)
GOODS-N F(24)>100mJy : 80% are SF DOGs
□◇：with IRS spectra
生まれたての銀河はみつかったか？
（２）
• サブミリ波銀河
• 波長800ミクロン～１ミリで、専用の地上望遠鏡を用
いて探査することで発見。
• 小さな原始銀河が衝突・合体していく過程で、星形
成が活発に起こる。
• 生まれたばかりの星はとても明るい。
• するとそれによって星間物質中の塵が暖められ、赤
外線を強く放射する。
• サブミリ波では、この塵からの赤外線が赤方偏移（ｚ
＝２～３）したものを捉えているのである。
星形成が活発な銀河は
「高光度赤外線銀河」
チリがなかったと
したらこのくらい
明るい（星の光）
あたたかい
チリからの
赤外線
銀
河
の
明
る
さ
星の光は、チリ
に吸収されて、
くらくなってしま
う
０．１
１
１０
波長〔ミクロン〕
１００
サブミリ波銀河（SMGs)の発見
JCMT/SCUBA Survey（20世紀末）
• Deep surveys have been done in HDF, CFRS,
lensed clusters, & Lockman Hole, SXDF
R４-p39
Redshift of SMGs
•
SCUBA/JCMT：
– FIR Luminous, hidden at
optical
•
Successive VLA identification :
– accurate positions enabling
follow-up optical spectroscopy
•
Median redshift ~ 2.4 (Chapman et
al .2003)
prediction
R4-p40
SHADES: SCUBA Half-Degree
Extragalactic Survey
• 約半分の領域をサーベイしたところで、SCUBAはリタイア。
– 1s 2.2mJy , 720 arcmin2 @ 850mm
– Lockman Hole, Subaru-XMM Deep Field (SXDF)
van Kampen et al., 2005; Mortier et al., 2005; Coppin et al., 2006
R4-p41
AzTEC 1.1mmサーベイ
42
• 最初JCMT（～2005年）、現在、ASTE望遠鏡に搭載。
• AzTEC（Astronomical Thermal Emission Camera）。
– 波長1.1mmカメラ(144個のボロメータアレイ）：マサチューセッツ大・
INAOE（メキシコ）との研究協力
– ASTE望遠鏡：国立天文台、チリ大学他との研究協力
– 角分解能 18”@JCMT, 28”@ASTE。
単色カメラ
AzTEC
ASTE10m望遠鏡
7.6cm
標高4860m
デュワー
実際に発見されつつある膨大なSMGs
(東大・河野先生の資料）
ASTE望遠鏡
すばる望遠鏡
可視光
多数の銀河を発見
その星形成率：
~数太陽質量/年
サブミリ波
星形成率：
～1000 太陽質量/年
という「怪物」を続々発見
Kohno et al. 2008
Tamura et al. 2008
Wilson, Kohno et al., 2008
水素ガスからの輝線（Lyα)を放つ銀河
ダストの熱放射で輝く銀河
可視光で見つかった銀河とは対応せず
SMGs are PAH luminous
(Pope+ 2008)
R4-p44
Herschel launched !!!
14 May 2009
Credit: ESA
質量光度比： Rest frame波長1－2mmでの銀河の
光度は銀河の星質量の良い指標となる
銀河のタイプ（星形成
活動）にあまりよらない
Sato et al. (2004)
階層的銀河形成モデルにおける銀河の星質量関数の進化
これは本当か？？
Baugh et al. (2002)
log(質量関数)
• 銀河の数密度は、z~2.0からz~1.1で約６倍も増加。
• Characteristic massは、z~2.0からz~1.1で1.4倍だけ変化。
1<z<2の銀河進化は「密度進化」。
(Fontana et al. 2004の結果と矛盾しない）
z~0.6
SXDF
z~0.9
z~1.3
z~1.1
近傍宇宙
(Cole et al. 2001)
z~1.7
z~2.0
Fujishiro, N. (2006) Ph.D. thesis (Univ. Tokyo)
log(星質量/Msun)
z~1.5
24ミクロン銀河に見る
「ダウンサイジング」：星質量／星形成率
M＞1011MSUNの重い銀河
の星形成は昔ほど活発。
銀河の星形成活動が、
だんだんと小さな銀河へ移って
きている（銀河の星形成活動が
まず明るい大質量の銀河から
止まり、時間とともに暗い銀河が
星形成を止めた）。
宇宙年齢
•
747個の MIPS 24ミクロン銀河
（CDF-S、131arcmin2、
>83mJy )
– 36% 可視分光で赤方偏移を
同定
– 21％ Photometric redshift
(COMBO-17)
Caputi et al. (2006) ApJ
反階層的進化（ダウンサイジング）
形成した星の質量の現在
の質量に対する割合 [ % ]
金属度（可視光スペクトル
線より導いたもの）
我々の銀河系
我々の銀河系
Maiolino, Nagao, et al.
(2008)
Perez-Gonzaｌez et al. (2008)
50

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