次世代望遠鏡で拓かれるクェーサー吸収線研究の新時代 - 玉川高

第３回クェーサー吸収線研究会 (2009年12月11-13日)
次世代望遠鏡で拓かれる
クェーサー吸収線研究の新時代
三澤透（理化学研究所）
クェーサー吸収線とは
クェーサーに対する我々の視線上に存在するさまざまな吸収体が、クェーサーの
スペクトル上につくる吸収構造。
クェーサー
吸収体
マゼラン雲
銀河
銀河系
銀河間ガス
クェーサー
クェーサー吸収線研究の歴史
～1990年代初頭
1990年代初頭～現在
主鏡 8m クラス
主鏡 4m クラス
R~3000
R~45000
よりNarrowな吸収線へ [高分散]
よりWeakな吸収線へ [高S/N比]
よりFaintなQSOへ [サンプル数の増加]
次世代望遠鏡で取り組めそうなテーマ
1: 基礎物理定数（微細構造定数）の変動可能性
2: 極低温ガスの物理的・化学的状態の解明
3: 銀河間ガスにおける原始金属量の評価
4: 宇宙膨張の観測的検証
5: 吸収体の3次元的構造の解明
詳細は、光赤天連のウェブサイトもご覧ください
http://astro.u-gakugei.ac.jp/~nishiura/GOPIRAsymp2008/
http://harbor.scitec.kobe-u.ac.jp/~yitoh/ws2009/
テーマ１：微細構造定数の変動可能性
岡山天体物理観測所
テーマ１：微細構造定数の変動を探る
基礎物理定数（万有引力定数Ｇ、真空中の光速ｃ、素電荷ｅ、プランク定数ｈ
など）は本当に全宇宙で不変か？
現代物理学は、これら物理量が
不変のものであると仮定した上に
成り立っている。
微細構造定数
大統一理論(GUT)、超対象性理論
(SUSY)、超弦理論などの最新基
礎物理理論は、これらの物理量の
変化を許容している
α ≡ 2πe 2 / hc
クェーサー吸収線（共鳴吸収線）を用いて、遠方宇宙での変動の有無の確認が可能。
at z < 1, radio/mm spectra: HI-21cm, molecular transitions
at z < 4, optical/NIR spectra: resonance doublet lines
at z > 10, MIR/FIR spectra: sub-levels of the ground states
地上実験室系
∆α / α ≤ (−1.6 ± 2.3) ×10 −17
(year-1)
Fe II
Fe II
Mg II
Mg II
赤方偏移により、すべての吸収線が長波長側にシフト
するが、微細構造に変動がある場合、イオンによりシ
フトの度合いが異なる。
Fe II, Zn II: αの影響が強い
Mg II, Si II: αの影響が弱い
両者を比較して
αの変動を探る
Chand et al. (2005)
Murphy et al. (2003)
∆α / α = (−0.57 ± 0.11) ×10
∆α / α ≤ (−0.15 ± 0.44) ×10 −5
at ~2
−5
at 0.2 < z < 3.5
Levshakov et al. (2006)
∆α / α ≤ (−0.07 ± 0.84) ×10 −6
at ~1
α は過去に遡るほど小さくなっている！
α は不変だ！
吸収線フィッティングに不備がある！
Murphy et al. (2007)
エラーの評価に不備がある！
Srianand et al. (2007)
Keck+HIRES,
targeted for Northern hemisphere
VLT+UVES,
targeted for Southern hemisphere
観測装置による影響が考えられるが、両者の直接比較は困難
短期的には．．． Subaru+HDS でKeck/HIRESの結果を検証
ただし、R~100,000のクェーサースペクトルを高S/Nで多数確保することは
極めて困難なため、根本的な解決にはならない
将来的にはTMTでKeck/HIRES, VLT/UVESの結果を検証
V~17 のクェーサーであれば、１時間積分で
R~100,000, S/N~50 のスペクトルの取得が可能
微細構造定数の変動に決着
テーマ２：極低温ガスの物理・化学的状態
ラ・パルマ（カナリア諸島）
テーマ２：極低温ガスの物理
Not resolved
Narayanan et al. (2006)
Partially resolved
極低温ガスの存在
b ~ 1km/s
(T ~ 1500 K)
1 km/s スケールの極細吸収構造の存在を示唆する観測結果
1. 小さな星間物質 (l < 1 pc, Δv < 3 km/s) の存在 (Na I D; Points et al. 2004)
2. HVCにT<900[K]の極低温ガスが存在 (HI 21cm; Richter et al. 2005)
3. DLAに極低温状態を示唆するHI 21cm 吸収線を検出 (Lane et al. 2000)
4. DLAに対する光電離モデルが超低温状態を示唆 (Wolfe et al. 2003)
5. Mg I / Mg II 比が低温状態のガスの存在を示唆 (Churchill et al. 2003)
R=120,000 vs. R=45,000
b(Mg+) = 2.0 km/s
log N(Mg+) = 12 [cm-2]
b(Mg+) = 1.0 km/s
Partially resolved
Normalized Flux
R=120,000
0.0016 Å/pix
S/N=35/pix
R=45,000
0.04 Å/pix
S/N=80/pix
Not resolved
R=120,000
0.0016 Å/pix
S/N=70/pix
R=45,000
0.04 Å/pix
S/N=160/pix
Very cold gas の温度（柱密度）が
過大（過小）評価されていた。
DLA System などの金属量評価に
影響をあたえる。
Extremely high density
b (Mg+)regions
= 1 km/s
+
-2
の物理量を正確に再評価
R=120,000 logN(Mg ) = 12 cm
log N (Mg+) = 11.7
Log N (Mg+) = 12
R=45,000
R=120,000
S/N
R=45,000
log N (Mg+) [cm-2]
S/N
テーマ３：銀河間ガスの原始金属量
VLT （セロ・パラナル）
テーマ３：銀河間ガスの金属量
DLA, LLS
logNHI > 17
Metallicity floor by Pop III enrichment ?
Lya forest
C IV
Lyα
Stacking method
Pixel-by-pixel method
Not detected
Not
detected
detected
detected
[Z/Zʘ]~ -2.5 at logNHI > 14.5
No detection at logNHI < 14.5
Cowie et al. 1995, 1998
Simcoe et al. 2004
logNHI =13.6
O VI 1032
Not
detected
O VI 1038
Lyα
Fitting method
Pop III ?
detected
[Z/Zʘ]~ -2.85 at logNHI > 13.6
No detection at logNHI < 13.6
Metallicity Floor の存在を探る
テーマ４：宇宙膨張の観測的検証
マウナケア（ハワイ）
テーマ４：宇宙膨張の観測的検証
時間
場所も時間も異なる天体を、同じ進化
の歴史を持つと仮定して比較している
織田信長
(1534 - 1582)
距離
Julius Caesar
Monitoring Cosmology?
(BC100 – BC44)
Lyα forest は、
重力ポテンシャルの浅い所に位置し、宇宙膨張の影響を効果的に反映する
ため、宇宙膨張による波長シフトを測定するうえでは最も有望なターゲット
Displacement in 107 years
107 yrs ago
7
Afteret10
yrs
Pasquini
al. (2005)

H ( zs ) 
a(t0 + ∆t0 ) a (t0 )

∆z s =
−
~ H 0 ∆t0 1 + z s −
a(t s + ∆t s ) a (t s )
H0 

ΛCDM Model
Other Models
blueshift
Δv (cm/s in 30 yrs)
Δz (10-10/yr)
redshift
redshift
blueshift
Balbi et al. (2007)
D’odorico et al. (2007)
標準ΛCDMモデルにおける宇宙論パラメータへの制限や、
様々な宇宙論モデルの排除などに使える。
観測の実現可能性を検証
1/ 2
σ ∆v
 2350  30 
= 1.4

 S / N  N QSO 
1.8
 5 
 cm / s

1+ z 
QSO 

Balbi & Quercellini (2007)
7.6 years per epoch,
assuming 60m telescope, ~20% total efficiency, 20% use of
telescope, 90% usable data, to observe 30 quasars with
125hrs exposures per target.
30 years per epoch,
assuming 30m telescope (TMT).
60 years in total,
including two epochs and time span between them.
テーマ５：吸収体の3次元構造の解明
HST （上空約600km）
テーマ５：吸収体の３次元的内部構造の解明
1990年代：
各種吸収体のサイズは、comoving number density (dN/dz) の情報
をもとに、filling factorを100%として見積もられていた。
Number count
of QALs
Misawa (2000, master thesis)
Small physical scaleにおいても
吸収線強度の違いがある
A
B
Mn II 2594
Mn II 2576
5h70-1 kpc
Mg II 2803
A
Mg II 2796
B
Mg I 2852
Fe II 2600
HE0512-3329
Fe II 2586
Damped Lyα System at z~0.93
Lopez et al. (2005)
Filling factor < 100% ⇒ multiple-sightline 観測の必要性
Multiple-sightline 観測の身近な例
星によるコンタミネーション
明るいクェーサー (V<17)
であれば観測可能
中性水素の柱密度分布 (Smoker et al. 2005)
Multiple-sightline 観測の展望
LMC/SMC の背後に存在する5000 個程度のAGNの視線方向
に沿って、Magellanic Clouds (Bridge)を調べられる
暗いクェーサー (V~20) も、TMTであれば
S/N~20/pixel 程度で観測可能
(2hr exp., R~36,000, 0.03 Å/pixel)
Smoker et al. (2005)
Multiple-sightline 観測の展望
Umemura et al. (2004)
星間物質・銀河間物質の
3次元分布を再現！
宇宙膨張の観測的検証
銀河間ガスにおける
原始金属量の評価
吸収体の3次元的構造の解明
極低温ガスの物理的・
化学的状態の解明
微細構造定数の変動に決着
クェーサー吸収線関係論文の年間本数の推移 (1965-2006)
Subaru HDS
provided by the ADS abstract service
Meiksin (2006)

Download Report