銀河形成理論と ALMA

銀河形成理論とALMA ALMAで深宇宙を探索する意味須佐　元立教大学理学部

Contents • 銀河形成理論の大枠と諸問題 • First Stars ? • 重元素汚染と電離の歴史 • 形態分化 • Summary

Cooling Diagram(RO +H2) 形態分化 Downsizing 3s 銀河団 2s POPIII→POPII 重元素汚染再電離 1s 大銀河矮小銀河第一世代天体 2 3 4 5 6 7 8 9 2 3 4 5 6 7 8 9 1 10 100

諸問題 • First Stars？ • 重元素、ダストの汚染の進行（POPIII→POPII） • 再電離の歴史 • 高赤方偏移で観測される様々な銀河の相互関係 • 現在観測される銀河の形態の発現 • 「ダウンサイジング」 • 近傍矮小銀河の形成史

First Stars？

H2/HD cooling line emission • Primordial gasの冷却はH2およびHDの輝線 • metalがないのでこれらのラインが明るく輝く(POPIIIの特徴) • H2のもっとも長い波長の輝線は28μmなのでアルマではちょっと無理(z=10として)。そもそもあんまり光らない。 • HDは100μm付近にあるので3<z<10くらいでいける

Mizusawa et al (2004) 質量降着期コア収縮期

つよいフィードバック • H2 Photodissociation (e.g. Omukai&Nishi 1999) • First Starが一匹できるとそのホスト「銀河」のH2はみな解離されて2匹目の生成を阻む、と言われている。 • Photoheating(e.g. Susa & Umemura 2004b) • 宇宙は早期に再電離した可能性が強いのでその場合、First Starのホストになるような小さい「銀河」は蒸発してしまう。 “First Star cluster”のような状況は考えにくい

HD？ • 最大Accretion Luminosityか化学結合エネルギーの分しかエネルギーを出せない(実際はこれより桁で小さいことが予想されるが、詳細は水澤さんが計算中らしい) • やはりALMAでは無理と考えるのが妥当 • ただしこれは机上の理論の話なので見る価値がないとは言いません。予想を裏切る観測を期待します。

重元素汚染と電離の歴史

Early reionization (WMAP) Spergel et al. 2003 Instantaneous reionization:

WMAP1st yearの結果⇒Top Heavy IMF？ +POPIII TOP Heavy Volume fraction of HII region POPII、 Salpeter IMF τe Sokasian et al. 2003

星の質量 • 星の母体となる高密度の分裂片の形成 • 分裂片の中でコアができ、そこに質量が降着したがって分裂片の質量と降着率が星の質量を決める。原始組成のガスでは温度が高いために、降着率は現在の星形成の1000倍以上降着率は分裂片に十分質量があれば星は大きくなることが期待される。

収縮する金属欠乏ガスの熱的進化 Omukai(2000) POPIII→POPIIはZ=１０-4程度で起きる　？

Omukai 2000, Sokasian et al 2003 の結果を考えると、 宇宙の電離の歴史はPOPIII →POPIIの遷移がいつ起きたか、言い換えると重元素の汚染が宇宙の歴史上いつごろ顕著になったかに強く依存。高赤方偏移での重元素、ダストの存在量を調べることが重要。

High-zの重元素、ダストの観測 • Dusty Starburst Galaxies (Arp220など） • CO emission • Submm分子吸収線系

Dusty Starburst Galaxies • しばしば引き合いに出されるARP220 • SMGs (SCUBA) ８0μ付近で非常に明るいダスト黒体放射 z>3でALMAの世界へようこそ Takagi et al. 2001

Gnedin et al. astro-ph/0106110 High-z CO放射 z=5-10, @300μm Walter et al 2003 J1148+5251 @z=6.42 color = flux/mJy Ohta et al 1996 Omont et al 1996 BR1202+0725 @z=4.69 2x2 deg2

サブミリ吸収線 • Radio Loud QSOs • 過去に4例 • z=0.685, 0.247,0.672,0.886 • Wiklind & Combes 1995,1997,1996a,1998 • ALMAでより連続光のS/Nのよいスペクトルの期待⇒より遠方で多くのサンプル • HDなど原始組成で冷媒として働く分子の検出 (HDの重要性については Uehara & Inutsuka 2000, Nakamura & Umemura 2002) • ついでにCMBの温度を測ることができる（昔の背景放射は少し熱かった）。→膨張宇宙論の証左（いまさらか？）

電離の歴史の直接的観測 • 近赤外ー中間赤外での観測 • Submmfollow up の重要性

GP trough of High-z QSOs Z=5.80 ＠ z=6 Z=5.82 z>7 ... No flux.... Z=5.99 Z=6.28 Fan et al. 2002 Becker et al., 2001

Cen(2003)

High-z Lyα emitter low-z high-z

High-z Lyαemitter 2 Haiman 2002 Broad line emission + high SFR ⇒ large self HII region　⇒ Still detectable even at neutral universe. How they look like in double reionization universe ?

A double reionization history Ｚ＜６ yh1=0.0001 ６＜ｚ＜９ yh1=0.3 ９＜ｚ＜１９ yh1=0.0001 Ｚ＞１９ yh1=1 Cen like Effects of self-HII region is also taken into account. Haiman like

Emission profile Δv=300km/s, SFR=10Msun/yr neutral ionized neutral ionized revival

F(Lyα)/F(Hα)

Flux of Lyα、Hα Detectable by next generation facilities ………….

ダストによる吸収の補正 • ダストによる吸収量を補正しないと正しく中性水素の吸収を測定できない • 遠赤ーSubmmでのダストによる熱放射 Lyαの放射がすべて1mmに出たとすると、ｚ＝１０で ALMAでぎりぎり？

形態分化

形態分化のパラダイム Merging Paradigm “Initial Starburst” Monolithic Collapse Intermediate ?

電離宇宙における銀河形成 Susa & Umemura(2000, ApJ, 537, 578) UV Dynamics: Sheet Hydrodynamics UV: Radiative transfer H2 : Non-equilubrium chemistry Initial Starburst Criterion 紫外線の浸透具合によって星形成の進み方が違う

Angular DiameterDistance ALMA Angular resolution = 0.01” ～数10pc-100pcat z>2

Spitzer Images of M81 (D=3.6Mpc)

ISO MAP(175μ) of M31

Visible M101 ISOPHOT IMAGEs Distance ～ 10 Mpc (全体) TO z= 4 30×30 Mapping ALMA : merginal ALMAはz～4程度にもしSpiralがあれば内部構造を見ることができる。

Summary • ALMAは銀河形成理論の枠組みのRefinementに大きく寄与する • First Star に関しては理論的には苦しい • High-zの重元素汚染史、電離の歴史 • Low-zでの銀河の形態分化、分類 • 現在観測されている青いHigh-z銀河と赤いHigh-z銀河の相互の関係の解明

銀河形成理論と ALMA