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分子スペクトル線の観測で得られる銀河の基本物理量

ALMA workshop 「 ALMA ミリ波サブミリ波観測で押さえる銀河の基本観測量とその理解」 2013 年 2 月 25 日 -26 日 於・国立天文台. 分子スペクトル線の観測で得られる銀河の基本物理量. 河野孝太郎 東京大学 天文学教育研究センター kkohno@ioa.s.u-tokyo.ac.jp. L(IR)=5x10 10 Lo SFR ~ 8 Mo/yr. Radio to IR spectrum of the starburst galaxy M82. Wavelength:. 10μm. 100μm. 1mm. 1cm. 10cm.

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分子スペクトル線の観測で得られる銀河の基本物理量

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  1. ALMA workshop「ALMAミリ波サブミリ波観測で押さえる銀河の基本観測量とその理解」 2013年2月25日-26日 於・国立天文台 分子スペクトル線の観測で得られる銀河の基本物理量 河野孝太郎 東京大学 天文学教育研究センター kkohno@ioa.s.u-tokyo.ac.jp

  2. L(IR)=5x1010 Lo SFR ~ 8 Mo/yr Radio to IR spectrum of the starburst galaxy M82 Wavelength: 10μm 100μm 1mm 1cm 10cm 104 [OIII] Rotational transition lines of molecules Fine structure lines [OI] [SIII] CO(J=7-6) 103 [NIII] CO(J=4-3) CO(J=3-2) [NeII] [SiII] [CII](2P3/2-2P1/2) 102 CO(J=2-1) Brα [CI](3P2-3P1) CO(J=1-0) HI Brγ Flux density [Jy] OH 10 H53α [CI](3P1-3P0) H92α 13CO(J=1-0) H2O HCN(1-0) Polyaromatic Hydro-Carbon (PAH) HCO+(1-0) 13CO(J=2-1) H2 Synchrotron 1 CS(1-0) CS(2-1) Free-free emission 0.1 Frequency: 100THz 10THz 1THz 100GHz 10GHz C S

  3. CO分子の回転遷移 http://www.strw.leidenuniv.nl/~moldata/datafiles/co.dat 各エネルギー準位の エネルギーレベル J=6 E/k = 116.2K Erot = hBJ(J+1) J=5 E/k = 83.0K νJ=4→3=461.0407682GHz 20hB J=4 E/k = 55.3K νJ=4→3=8B J=3 E/k = 33.2K 12hB J=2 E/k = 16.6K J=1 E/k = 5.3K J=0 裳華房 「宇宙スペクトル博物館」 http://www.shokabo.co.jp/sp_radio/labo/r_line/r_line.htm

  4. Linear moleculesの分子定数 Townes & Schawlow, “Microwave spectroscopy” (1955)

  5. NMA ~10nights Kohno+ 2007 3mm cont. HCN HCN(1-0) HCO+(1-0) HCO+ ALMA cycle 0 ~2 hrs ALMA cycle 0 program (PI. K. Kohno)

  6. NGC 1097: First ~100 pc spectral scan toward a type-1 low-luminosity AGN LSB (spw0/spw1) USB (spw2/spw3) • New detections: H13CN(1-0), C2H(1-0), HNCO(40,4-30,3), CS(2-1), HC3N(11-10) • Possibly?: SiO(2-1) (blended with H13CO+(1-0)) • Upper limit?: SO (32-21) HCN(1-0) HCO+(1-0) HNCO C2H(1-0) SiO(2-1) H13CO+(1-0) HC3N(11-10) SO H13CN(1-0) CS(2-1) ALMA cycle 0 program (PI. K. Kohno)

  7. High-z Detections of molecular/atomic lines Carilli & Walter 2013, in press

  8. Contents • 銀河の何を知りたい？ • 分子スペクトル線でわかる情報 • 原子スペクトル線との比較 • 水分子の輝線 • 分子スペクトル線の解析 • （分子）スペクトル線の観測量

  9. 速度場 • Disk axis, • Inclination, • 質量分布 銀河の何を知りたい？ 分子・原子スペクトル線 redshift • 赤方偏移 • 全質量 Mtot ＝ Mstar + Mgas + MDM • 星質量 Mstar、星形成率 SFRとその分布（面密度） • ガス質量 Mgasとその分布（面密度） • 分子ガス＝全分子ガス 　　＋高密度ガス（星形成の直接的な材料） • 原子ガス • 電離ガス、超高温プラズマ • ダスト質量とその分布（面密度） その線幅から 力学質量 Mdyn CO分子のスペクトル線積分強度から変換係数Xco or αcoを介してM(H2) HCN分子など、高密度ガスの トレーサーとなる分子線

  10. 銀河の何を知りたい？ • 進化段階 • Gas fraction Mgas/Mtot or baryonic gas fraction Mgas/Mstar • Abundance （何の？）　 gas/dust ratioも関係？  進化段階の指標？ • 星形成の「モード」、活発さ・激しさ • 星形成効率 star formation efficiency SFE • SFR/Mgas, L(IR)/M(H2), L(IR)/L’co, etc • 活動性 • 加熱源（AGN? Starburst? Cosmic ray? Shock? etc.) •  分子の存在量、励起状態（物理状態）に「刻印」 [CII]/[NII] ratio etc. Nagao et al.

  11. CO velocity fields of disk galaxies at z~1-2 • Daddi・TacconiらのsBzK銀河でのvelocity fieldを得た例 • High-zのgas rich disk galaxiesのgas kinematicsがみえはじめている。 ALMAでのさらなる発展！ Mdyn=2x1011Mo Detected gas clumps: Tacconi et al. 2010, Nature, 463, 781 ~1-2mJy@z=1.12  300-700 Mo/pc2

  12. CO velocity field at z~1-3 galaxies • Evolution of • gas rich (high gas • fraction of ~0.5!) • disk galaxies !? a. b. CO(3-2) PV diagram Tacconi et al. 2010, Nature, 463, 781

  13. Gas fraction as a function of redshift • Massive galaxies (Mstar>1010Mo) • Evolution ∝ (1+z)2 Carilli & Walter 2013, in press

  14. CO images of COSMOS-AzTEC3 (z=5.3) Source size constraints: • 1”.0±0”.7 (~6±4 kpc) from CO(5-4)&CO(6-5) • 1”.3 +0”.9 -1”.3 (~8 +5-8 kpc) from CO(2-1) PdBI 91.5GHz PdBI 109.8GHz EVLA 36.6 GHz Riechers et al. 2010, ApJL, 720, 131

  15. Riechers et al. 2010, ApJL, 720, 131 Properties of z=5.3 SMG • LFIR = (1.7±0.8) x 1013 Lo or SFR ~ 1800 Mo/yr • Mstar = (1.0±0.2) x 1010 Mo • L’co = 6.6 x 1010 K km/s pc2  SFE= LFIR/L’co = 260 Lo/(K km/s pc2) • Comparable to typical z>2 SMGs (Greve et al. 2005) and quasar host galaxies (Riechers et al. 2006) • Mgas = 5.3x1010 Mo  Mgas/Mstar ~ 5 (!) • CO source size: < 1” or <6.2 kpc • Σgas > 1.7x 109 Mo/kpc2 or 1.7x103 Mo/pc2 • Comparable to z>2 SMGs • t_SF (duration) ~30 Myr  Mstar can be x6 cf. Mstar ~ 1011 Mo in SXDF860.6 Hatsukade 2010, ApJ, 711, 974

  16. Constraints on gas mass fraction & baryonic mass fraction Riechers et al. 2010, ApJL, 720, 131 Eddington-limit SB: Σ(LFIR) = 1013 Lo/kpc2 ↓ r>0.7 kpc fDM = 1- fbary (edge-on) • Edge-on view • Higher intrinsic rotation velocity • lower Mgas/Mdyn ratio CO/Starburst disk radius no SMGs with v(co) = v (sin i)-1 > 1200 km/s are observed.  i >24 deg

  17. Gas rich system at z=5.3 • Dark matter fraction (fDM = 1-fbary) • A survey of local spiral galaxies: 20 – 25% (Pizagno et al. 2005, ApJ, 633, 844 • Massive galaxies: similar fractions (Padmanabhan et al. 2004, New Astron, 9, 329) • A mass model of Milky Way: 23% (Xue et al. 2008, ApJ, 588, 771) •  i > 44 deg ± 4 deg, r < 1.5 ± 0.2 kpc • fgas ~ 0.3 – 0.8, fbary ~ 0.84 x fgas Validity of these assumptions/estimations will be verified with ALMA !!

  18. CO(1-0) in LMC 270 CO clouds identified (M > 104 Msun) Total molecular mass ~ 7×107 Msun Fukui et al. NANTEN

  19. Velocity field traces underlying potential • Example: HI observations of LMC • HI観測により得られたvelocity fieldのkinematical center ⇔ opticalでみえる銀河の様子と異なる（いわゆるoptical barと呼ばれる明るい領域と全然明後日の場所に力学中心） Kim et al. 1998, ApJ, 503, 674

  20. 銀河の何を知りたい？ • 進化段階 • Gas fraction Mgas/Mtot or baryonic gas fraction Mgas/Mstar • Abundance （何の？）　 gas/dust ratioも関係？  進化段階の指標？ • 星形成の「モード」、活発さ・激しさ • 星形成効率 star formation efficiency SFE • SFR/Mgas, L(IR)/M(H2), L(IR)/L’co, etc • 活動性 • 加熱源（AGN? Starburst? Cosmic ray? Shock? etc.) •  分子の存在量、励起状態（物理状態）に「刻印」 [CII]/[NII] ratio etc. Nagao et al.

  21. Low (sub-solar) metallicity in SMGs !? • Sub-solar metallicity in (some of) SMGs !?  inflow of metal-poor gas boosting the star formation (e.g. Montuori et al. 2010, A&A, 518, 56) ? • N2 index: contaminated by AGN? • Highly obscured? Some metallicity measurements of SMGs: Swinbank et al. 2004, ApJ, 617, 64 Santini et al. 2010, A&A, 518, L154

  22. Observed Mdust/Mgas in SMGs are inconsistent with metallicity • Too high Mdust/Mgas ratios in SMGs for their sub-solar nature ! Santini et al. 2010, A&A, 518, L154

  23. Can we have a coherent picture on gas, dust, star formation, and metallicity in SMGs? • Assuming that SMGs and BzK also folllow the known Mgas/Mdust – metallicitytrend  constraint on α_co (with Mdust & CO measurements.) Magdis et al. 2011, ApJ, 740, L15 □：galaxies in the Local Group(Leroy et al. 2011) ★: local ULIRGs (Solomon et al. 1997) PP04  Pettini & Pagel 2004, MNRAS, 348, 59

  24. CO-H2 conversion factor • 銀河における、CO luminosityと、molecular gas massの比 = α_co = Mgas/L’co の決定は、なおopen issue：金属量や、radiation fieldの強度により変わるというevidenceがある。 • Local ULIRGsでは、local spiralsと比較して、～6倍小さい（Downes & Solomon 1998） • High-zでも、SMGが同様の傾向：小さいα_co、高いstar formation efficiency SFE = L_IR/Mgas （Tacconi et al. 2008; Daddi et al. 2010a, 2010b, Genzel et al. 2010, Narayanan et al. 2011） • z～1.5くらいのstar forming disk galaxiesでは、α_co = 3.6±0.8（天の川銀河と同程度）を得ている（kinematic analysisによる；Daddi et al. 2010a, 2010b） • High-z SMGでは、α_coの上限値～0.8を得ている（Tacconi et al. 2008; Carilli et al. 2010）

  25. 銀河の何を知りたい？ • 進化段階 • Gas fraction Mgas/Mtot or baryonic gas fraction Mgas/Mstar • Abundance （何の？）　 gas/dust ratioも関係？  進化段階の指標？ • 星形成の「モード」、活発さ・激しさ • 星形成効率 star formation efficiency SFE • SFR/Mgas, L(IR)/M(H2), L(IR)/L’co, etc • 活動性 • 加熱源（AGN? Starburst? Cosmic ray? Shock? etc.) •  分子の存在量、励起状態（物理状態）に「刻印」 [CII]/[NII] ratio etc. Nagao et al.

  26. 2つの星形成モード？： “burst” vs “disk” Daddi et al. 2010 ApJ, 714, L118 • その後の観測の進展により、ガスが多量にある割には、星形成率の低い銀河種族も高赤方偏移の宇宙で発見されるようになってきた • z～1-2 •  「ガス量 vs 星形成率」の関係には2つのsequenceがある？ • ただ単にガス量の導出の問題！？

  27. 星形成効率 vs 赤外線光度（星形成率） • 赤外線光度が高いほど、星形成効率も上昇している。 • ただし！赤外線光度の高い銀河は・・・ • より多量のダストをもっている。 • AGNをもっている傾向が強い。 Daddi et al. 2010 ApJ, 714, L118

  28. 星形成効率の違い＝高密度ガスの割合の違い • Linear and tight correlation between L_HCN & L_FIR over 8orders • Correlation between dense gas fraction & star formation efficiency Gao & Solomon 2004, ApJ, 606, 271 Wu et al. 2005, ApJ, 635, L173 Galactic Star formation efficiency L_FIR [Lsun] or SFR Extragalactic (including high-z QSOs) HCN/CO ratio or dense gas fraction L_HCN or dense gas mass

  29. サブミリ波高励起輝線（CO J=3→2）でトレースされる高密度ガスと星形成分布のよい対応 Muraoka, et al., 2009, ApJ, 706, 1213

  30. Star formation in M83: Schmidt law in CO(3-2) • “Schmidt law” in CO(3-2)  傾きがCO(1-0)での関係と比較して有意に変化！「線形」な関係に。 • LHCN – LFIRの関係とよく似ている。 • Komugi et al., 2007, PASJ, 59, 55でも同様の傾向 　（これは多数の銀河で） 系外銀河 （クエーサー含む） L_FIR [Lsun] or SFR M83 disk Muraoka et al. 2009, ApJ, 706, 1213 天の川銀河内の 巨大分子雲 Wu et al. 2005, ApJ, 635, L173 L_HCN or dense gas mass

  31. 銀河の何を知りたい？ • 進化段階 • Gas fraction Mgas/Mtot or baryonic gas fraction Mgas/Mstar • Abundance （何の？）　 gas/dust ratioも関係？  進化段階の指標？ • 星形成の「モード」、活発さ・激しさ • 星形成効率 star formation efficiency SFE • SFR/Mgas, L(IR)/M(H2), L(IR)/L’co, etc • 活動性 • 加熱源（AGN? Starburst? Cosmic ray? Shock? etc.) •  分子の存在量、励起状態（物理状態）に「刻印」 [CII]/[NII] ratio etc. Nagao et al.

  32. M82 submm – THz spectrum using SPIRE/Herschel • Very high-J CO lines trace a higher temperature (~500K), less massive component than the low-J CO lines. • Shocks and turbulent heating are likely required to explain the bright high-J lines? Kamenetzky et al. 2012, ApJ, 753, 70

  33. NGC 1068 SPIRE-FTS spectrum Spinoglio et al. 2012, ApJ, 758, 108

  34. Mkn 231 Herschel/SPIRE-FTS Van der Werf et al. 2010, A&A, 518, L42 • Very high-J CO lines up to J=13-12 are still well excited !!! • Very rich in species; many bright H2O, H2O+, OH+ lines ~ 1200 GHz coverage !!! R ~ 400 - 1200

  35. Redshift determination of bright SMGs Observing frequency [GHz] SDP.17b, z=2.305 H2O 20,2-11,1 PdBI Omont et al. 2011, A&A, 530, L3 Z-Spec/CSO Lupu et al. 2012, ApJ, 757, 135

  36. Water vapor at z=3.91 z=3.911 Bradford et al. 2011, ApJ, 743, 167  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

  37. 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 (>10^8 cm-3): collisional excitation is only effective in very dense gas !

  38. Level diagram of water lines スピン平行 スピン反平行 Van Der Werf et al. 2011, A&A, 741, L38 f=1208GHz Eu/k=454K f=1163GHz Eu/k=305K Radiative pumping Tdust =220K Weiss et al. 2007, A&A, 467, 955 Riechers et al. 2009, ApJ, 690, 463 f=1229GHz Lis et al. 2011 Radiative pumping f=988GHz Eu/k=101K f=752GHz Eu/k=137K Cricital densities ~ 10^8 cm-3 !! f=557GHz Eu/k=61K Not detected

  39. 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: 21,1-20,2/11,0-10,1 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 • 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 Populated by the absorption of FIR photons Excited by collision • Radiative pumping • Unimportant as a coolant • of warm dense gas?

  40. A gravitationally lensed Herschel galaxy at z=5.2with [NII] 205μm and water lines Red component  AGN? Blue component  Ionized gas wind? Combes et al. 2012, A&A, 538, L4

  41. Water is ubiquitous among ATLAS sources? Omont et al. 2013, A&A in press.

  42. 分子スペクトル線の解析

  43. スペクトル線データからの物理量抽出 • LTE解析 • 分子は各エネルギー準位にBoltzmann分布 • Rotation diagram（level diagram）： 回転温度、柱密度  分子のabundance • 光学的に薄い分子線の解析で広く用いられる • Non-LTE解析 • 分子のエネルギー準位に関する統計的平衡式とスペクトル線に対する放射輸送方程式とを同時に考慮する必要あり（独立には解けない） • 光学的に厚い分子線の解析 • RADEX（van der Tak et al. 2007, A&A, 468, 627）など

  44. 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 • 両辺をguで割って自然対数を取ると ：全ての準位における状態数 Eiが一つの状態のエネルギー ここで • 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 グラフの傾きからTが、 • 切片から全粒子数（Ntot）がわかる

  45. rotation diagrams OMC-1 2-1 Trot=6.1K CS 3-2 32.7K 4-3 5-4 7-6 Black et al. 1987, ApJ, 315, 621 J=3-2 5.2K CS Trot=15.9K 5-4 20.3K Bayet et al. 2009, ApJ, 707, 126 7-6

  46. Molecular absorption line survey @z=0.89 toward PKS1830-211 (z=2.5) Obs: 7mm (rest-frame 4mm) Normalized intensity Muller et al. 2011, A&A, 535, 103

  47. PKS1830-211レンズ天体：分子吸収線探査によるredshiftの決定PKS1830-211レンズ天体：分子吸収線探査による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いずれのバンド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 Wiklind & Combes 1996, Nature, 379, 139

  48. Rotation temperatures of molecules at z=0.89 • High dipole moment molecules  high critical density（n(H2) > 103cm-3）が必要 • 比較的低密度のガス（n(H2)~103cm-3）では各エネルギー準位における粒子のレベル分布が衝突では充分に熱化されない • 回転温度は、背景からの放射で決まる平衡温度になる。 Tcmb =2.73(1+z)と整合する回転温度 Muller et al. 2011, A&A, 535, 103

  49. Molecular abundances in galaxies • Diffuse and translucent cloudsに似ている • Dark clouds (TMC-1)やdense star-forming clouds (SgrB2) とは異なる Muller et al. 2011, A&A, 535, 103

  50. Variation of a fundamental constant? Proton-to-electron mass ratio (μ) • ある分子（CH3OH、NH3など）では、視線速度が他の分子に対して系統的にオフセットしている？ • CH3OH: μの変化に敏感な分子の一つ • Jansen et al. 2011, Phys. Rev. Lett., 106, 0801 • |Δμ/μ| < 4x10-6

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