銀河形成理論と ALMA

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)

第一世代天体

大銀河

銀河団

12 3 4 5 6 7 8 9

102 3 4 5 6 7 8 9

100

矮小銀河

vir1+z

形態分化Downsizing

POPIII→POPII重元素汚染

再電離

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)

( ) 0.17 0.04recz

Spergel et al. 2003

Instantaneous reionization:

17 3reionz

WMAP1st year の結果⇒ Top Heavy IMF ？

Sokasian et al. 2003

Volume fractionof HII region

τe

POPII 、Salpeter IMF

+POPIIITOP Heavy

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。

降着率は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

6 3 410 10M yr M

¤

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。

MM 32 1010

収縮する金属欠乏ガスの熱的進化

610Z

Omukai 　 (2000)

410Z

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)

Takagi et al. 2001

８ 0μ 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

High-z CO 放射 Gnedin et al.astro-ph/0106110

color = flux/mJyz=5-10, @300μm

Ohta et al 1996Omont et al 1996BR1202+0725 @z=4.69

2x2 deg2

Walter et al 2003J1148+5251 @z=6.42

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 Submm 　 follow up の重要性

GP trough of High-z QSOs

Fan et al. 2002

221 120.67 0.013 10HII y

d t

＠ z=6

Z=5.80

Z=5.82

Z=5.99

Z=6.28

Becker et al., 2001

Cen(2003)

High-z Lyα emitter

low-z

high-z

High-z Lyαemitter 2

Haiman 2002Broad 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=0.0001６＜ｚ＜９ yh1=0.3９＜ｚ＜１９ yh1=0.0001Ｚ＞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

revival

ionized neutral

ionizedneutral

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 CollapseIntermediate

Susa & Umemura (2000, ApJ, 537, 578)

UV

nini

Dynamics: Sheet Hydrodynamics

UV: Radiative transfer

H2 : Non-equilubrium chemistry

6.0

212.411SB 1.0

51102.2

I

zMM c

Initial Starburst Criterion

電離宇宙における銀河形成

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-100pc 　 at z>2

Spitzer Images of M81 (D=3.6Mpc)

ISO MAP(175μ) of M31

M101 ISOPHOT IMAGEs

Distance ～ 10 Mpc

TO z= 4( 全体 )

30×30 Mapping

ALMA : merginal

Visible

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 Hig

h-z 銀河の相互の関係の解明