銀河の電離光子脱出率 - 東京大学...2007年11月1日 東大天文センター談話会...
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2007年11月1日 東大天文センター談話会
銀河の電離光子脱出率銀河の電離光子脱出率
井上昭雄井上昭雄
大阪産業大学教養部物理学教室大阪産業大学教養部物理学教室
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2007年11月1日 東大天文センター談話会
目次目次
宇宙再電離について宇宙再電離について
銀河の電離光子脱出率の研究レビュー銀河の電離光子脱出率の研究レビュー
VLTによるz~3電離光子の直接測定VLTによるz~3電離光子の直接測定
直接測定と間接推定から得た電離光子直接測定と間接推定から得た電離光子脱出率進化脱出率進化
銀河進化の枠組みでの理解へ銀河進化の枠組みでの理解へ
まとめまとめ
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2007年11月1日 東大天文センター談話会
宇宙再電離宇宙再電離
Gunn&Peterson(1965)Gunn&Peterson(1965)
–– QSO可視スペクトルに連続光成分が残ってQSO可視スペクトルに連続光成分が残っていることから、銀河間空間が電離しているこいることから、銀河間空間が電離していることを指摘とを指摘
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2007年11月1日 東大天文センター談話会
QSO 1422+23 (z=3.62)
Rauch 1998,ARA&A,36,267
波長 (Å)
2/3
HI6
Ly 101)(10)( ⎟
⎠⎞
⎜⎝⎛ +≈
zzxzατ
一様な銀河間空間における赤方偏移zでの水素Lyα吸収の光学的厚み(Gunn&Peterson 1965)
連続光成分が残っている!
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2007年11月1日 東大天文センター談話会
Barkana & Loeb (2001)
電離中性電離
宇宙再電離
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2007年11月1日 東大天文センター談話会
宇宙再電離宇宙再電離 ―― 観測的制限観測的制限
SDSSSDSS z~6z~6 QSOsQSOs–– BeckerBecker etet al.(2001),Fanal.(2001),Fan etet al.(2006)al.(2006)–– Gunn-PetersonGunn-Peterson trough発見trough発見–– z~6は再電離の完了期z~6は再電離の完了期WMAPWMAP polarizationpolarization correlationcorrelation–– PagePage etet al.(2007),Kogutal.(2007),Kogut etet al.(2003)al.(2003)–– 電子散乱の光学的厚み電子散乱の光学的厚みττ=0.09=0.09±±0.030.03–– 再電離の開始はz~10再電離の開始はz~10z~6z~6 GRBアフターグロウGRBアフターグロウz~6z~6 ライマンライマンααエミッターエミッター
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2007年11月1日 東大天文センター談話会
宇宙再電離宇宙再電離 ―― 観測的制限観測的制限Fan et al.(2006)
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2007年11月1日 東大天文センター談話会
宇宙再電離史の2つのカギ宇宙再電離史の2つのカギ
1.1. バリオンー電離光子変換効率バリオンー電離光子変換効率星形成効率星形成効率
初期質量関数初期質量関数
星スペクトル星スペクトル
2.2. 電離光子脱出率電離光子脱出率
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東大天文センター談話会
宇宙再電離シミュレーション例宇宙再電離シミュレーション例
吉田直紀 天文月報Sokasian et al. 2004
電離光子脱出率20-30%
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2007年11月1日 東大天文センター談話会
銀河からの電離光子脱出率銀河からの電離光子脱出率―― 理論的考察理論的考察
ClumpyClumpy mediumの方が大きい脱出率mediumの方が大きい脱出率–– CiardiCiardi etet al.(2002)al.(2002)
MonteMonte CalroCalro radiativeradiative transfertransfer inin clumpyclumpyISMISM
SmallSmall objectsの方が大きい脱出率objectsの方が大きい脱出率–– FujitaFujita etet al.(2003)al.(2003)
SNSN supershellsupershell blowoutによる電離光子脱出blowoutによる電離光子脱出
–– KitayamaKitayama etet al.(2004)al.(2004)IonizationIonization frontfront blowoutによる電離光子脱出blowoutによる電離光子脱出
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2007年11月1日 東大天文センター談話会
銀河からの電離光子脱出率銀河からの電離光子脱出率―― これまでの観測的制限(1)これまでの観測的制限(1)
近傍スターバースト銀河近傍スターバースト銀河(検出1?/6天体)(検出1?/6天体)–– 電離光子未検出(5天体):脱出率1-10%以下電離光子未検出(5天体):脱出率1-10%以下
LeithererLeitherer etet al.(1995),Hurwitzal.(1995),Hurwitz etet al.(1997),al.(1997),DeharvengDeharveng etet al.(2001)al.(2001)
スペクトル観測(HUT,FUSE)スペクトル観測(HUT,FUSE)
–– 電離光子検出(1天体):脱出率10%電離光子検出(1天体):脱出率10%BergvallBergvall etet al.(2006)al.(2006)
スペクトル観測(FUSE)スペクトル観測(FUSE)
z~1星形成銀河z~1星形成銀河(検出0/32)(検出0/32)–– 電離光子未検出(32天体):脱出率1%以下電離光子未検出(32天体):脱出率1%以下
MalkanMalkan etet al.(2003),Sianaal.(2003),Siana etet al.(2007)al.(2007)
広帯域測光観測(HST/STIS,ACS)広帯域測光観測(HST/STIS,ACS)
BUT!Grim
es et al.
(2007)
再解析後、電
離光子無し!
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2007年11月1日 東大天文センター談話会
銀河からの電離光子脱出率銀河からの電離光子脱出率―― これまでの観測的制限(2)これまでの観測的制限(2)
SteidelSteidel etet al.(2001)al.(2001)–– スペクトル観測(Keck/LRIS)スペクトル観測(Keck/LRIS)–– もっとも青いもっとも青いLBGs29個の重ねLBGs29個の重ね
合わせスペクトルから合わせスペクトルから検出検出
–– 脱出率約50%脱出率約50%GiallongoGiallongo etet al.(2002)al.(2002)–– スペクトル観測(VLT/FORS)スペクトル観測(VLT/FORS)–– もっとも明るいもっとも明るいLBGs2個LBGs2個–– 脱出率5%以下脱出率5%以下
InoueInoue etet al.(2005)al.(2005)–– 狭帯域測光観測(VLT/FOR狭帯域測光観測(VLT/FOR
S)S)
–– LL**LBGs2個LBGs2個–– 脱出率20%以下脱出率20%以下ShapleyShapley etet al.(2006)al.(2006)–– スペクトル観測(Keck/LRIS)スペクトル観測(Keck/LRIS)–– 明るいLBGs14個中、明るいLBGs14個中、2個から2個から
検出検出
–– 検出の2個は脱出率約50%検出の2個は脱出率約50%–– 全平均で脱出率5%全平均で脱出率5%
z~3 ライマンブレイク銀河
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2007年11月1日 東大天文センター談話会
VLT狭帯域測光観測によるVLT狭帯域測光観測によるz~3LBGの電離光子観測z~3LBGの電離光子観測
Inoue,Inoue, Iwata,Iwata, Deharveng,Deharveng, Buat,Buat,
BurgarellaBurgarella 2005,2005, A&A,A&A, 435,435, 471471
Lyman limit (z=3.2)
Lyα
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2007年11月1日 東大天文センター談話会
狭帯域測光観測の特徴狭帯域測光観測の特徴
◎◎スペクトル観測より高感度スペクトル観測より高感度–– 波長方向に積分波長方向に積分–– スリットロスなしスリットロスなし
◎◎ライマンリミットごく近傍(900ライマンリミットごく近傍(900ÅÅ)を観測)を観測–– 銀河間吸収が比較的小さい銀河間吸収が比較的小さい–– 広帯域では観測波長が短い(~700広帯域では観測波長が短い(~700ÅÅ))
××観測できる天体の赤方偏移範囲が限られる観測できる天体の赤方偏移範囲が限られる–– 非電離光子を避けるためにはz>3.17非電離光子を避けるためにはz>3.17
Inoue et al.(2005)
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2007年11月1日 東大天文センター談話会
観測観測
狭帯域測光観測狭帯域測光観測 (Inoue(Inoue etet al.2005)al.2005)–– VLT/FORS1,OII+44(3717VLT/FORS1,OII+44(3717ÅÅ))–– ターゲットフィールド:HDF-Southターゲットフィールド:HDF-South–– 有効積分時間:40636秒(約11時間)有効積分時間:40636秒(約11時間)–– 33σσ限界等級(1.7限界等級(1.7″″四方):27.4等(AB)四方):27.4等(AB)スペクトル観測スペクトル観測 (Iwata(Iwata etet al.2005)al.2005)–– VLT/FORS2VLT/FORS2–– LabbLabbee etet al.(2003)のphoto-al.(2003)のphoto-zzカタログからカタログからターゲット選択(15個,Iターゲット選択(15個,IABAB<25.0)<25.0)
–– spec-z>3.17は2個だけspec-z>3.17は2個だけphoto-photo-zzが系統的に過大評価であったためが系統的に過大評価であったため
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HDFS85
HDFS1825 I814OII+44
Unit of the photometric data is nJy.ID of galaxies and U, B, V, Iphotometric data are taken from Casertano et al.(2000).Upper limits are 3-σ.
HDFSHDFS 8585 18251825
zzspsp 3.1703.170 3.2753.275
OII+44OII+44
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2007年11月1日 東大天文センター談話会
電離光子脱出率の進化
• Inoue, Iwata, Deharveng2006, MNRAS, 371, L1-L5
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2007年11月1日 東大天文センター談話会
NOTE: LC(Lyman continuum: 900A)UV(non-ionizing UV: ~1500A)
脱出率いろいろ• (absolute) escape fraction:
– IGM correction– LC-UV intrinsic ratio– UV dust correction
• relative escape fraction:(e.g., Steidel et al.2001)– IGM correction– LC-UV intrinsic ratio
intLC
escLC
esc FFf ≡
intUV
escUV
intLC
escLC
relesc, //FFFFf ≡
Inoue, Iwata, Deharveng (2006)
IGM correction
dust correction
intrinsic ratio IGM corre
ction
intrinsic ratio
)exp()/()exp()/(
dustUV
intUV
intLC
IGMLC
obsUV
obsLC
ττ
FFFF
=
)exp()/()/( IGM
LCintUV
intLC
obsUV
obsLC τ
FFFF
=
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2007年11月1日 東大天文センター談話会
脱出フラックス比
• Escape flux density ratio:(Inoue et al.2006)– IGM correction
Inoue, Iwata, Deharveng (2006)
)exp( IGMLCobsUV
obsLC
escUV
escLC
esc τFF
FFR =≡
escdustUV
intUV
intLCesc ~))exp(/( fFFf τ=
IGM correction
for typical z~3 LBGs(but very uncertain)
平均的にはロバストな推定
が可能
obsUV
escLC
esc ρρ
=R ~1
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2007年11月1日 東大天文センター談話会
直接観測からの制限
Inoue, Iwata, Deharveng (2006)
Shapley et al.composite(14)
D3-ap1
C49
Siana et al.stack(21)
Grimes et al.Haro11(re.)
?An average
IGM correction is applied.
(11)
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2007年11月1日 東大天文センター談話会
observed Lyman limit intensity
UVBからの制限:方法
Inoue, Iwata, Deharveng (2006)
),()()( escLCgalQSOobs ρzJzJzJ +=
QSOs
IGM (Miniati et al.)
galaxy?
obsUVesc
escLC ρρ R=
observed UV emissivityNo need dust correction!
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2007年11月1日 東大天文センター談話会
銀河間空間での電離光子輸送• mean specific intensity
• effective IGM opacity
• comoving emissivity
∫∞ −+=obs
obsobseff ),,(3
obsobsobs ),(4
)1(),(z
zzezdzdldzzzJ ντνρ
πν
∫∫∞ −−
∂∂∂
=0
),',(
HI
2
HIobsobseff }1{'),,( HIobs
obs
Nzz
ze
zNdNdzzz ντντ N
),(),(),(),( IGMgalQSO zzzz νρνρνρνρ ++=
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2007年11月1日 東大天文センター談話会
UVBからの制限:結果
Shapley et al.composite(14)
D3-ap1
C49
Siana et al.stack(21)
Grimes et al.Haro11(re.)
An average IGM correction
is applied.
UVB datared: Scott+02green: Bolton+05blue: Fan+06
open symbols:high UV emissivity case
(11)
Inoue, Iwata, Deharveng (2006)
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2007年11月1日 東大天文センター談話会
脱出率の進化?• Resc(脱出比)が一桁以上進化
– z4: Resc~0.1
1. LC-to-UV intrinsic ratio increases?• an order of magnitude increase => all PopIII?
2. UV dust opacity increases?• a factor of 2 increase => more dust at high-z?
3. fesc increases?
Inoue, Iwata, Deharveng (2006)
))exp(/( dustUVint
UVint
LCescesc τFFfR =
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2007年11月1日 東大天文センター談話会
シミュレーションでも脱出率進化Razoumov, Sommer-Larsen (2006)
esca
pe fr
actio
n
13.6 eV-135 eV
z=3.8z=3.6
z=3.4 z=2.95 z=2.39
Razoumov, Sommer-Larsen (2007)
LoS
prob
abili
tyde
nsity
z=3.6
z=2.39, 2.95
log fesc
fesc increases
wide dispersion
fesc increases
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2007年11月1日 東大天文センター談話会
銀河進化の枠組みでの理解へ• 脱出率は高赤方偏移ほど平均的に大きい• z~3では脱出率の分散が大きい(Shapley et
al. 2006)1. 視線方向の影響?
• Shapleyが発見した脱出率の分散はorientation effect? (Razoumov & Sommer-Larsen 2007)
• 高脱出率の視線方向確率が赤方偏移とともに増える→ 高赤方偏移銀河ほどISMがかき乱されている?
2. 高脱出率銀河は何か特別な性質を持つ?• 金属量?星形成率?星形成密度?年齢?
• もっと多くの高脱出率サンプルが必要!!
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2007年11月1日 東大天文センター談話会
すばるS-camによる電離光子探査
• 独自のS-cam狭帯域フィルター:NB359– z=3.1銀河からの電離光子にフォーカス– SSA22領域– 多数の銀河を重ね合わせて
平均脱出率を
高精度に決定
– 2007年9月9-13日観測
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2007年11月1日 東大天文センター談話会
銀河間吸収の分散
• 電離光子に対する銀河間吸収は頻度の少ないライマンリミットシステム(LLS)の存在で決まる → 大きな分散
• モンテカルロシミュレーション– Inoue & Iwata 2007,MNRAS,submit
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2007年11月1日 東大天文センター談話会
IGMオパシティの分布関数
z=1,2,3,4,5,6
電離光子のIGM透過率累積確率
z=5
4
3
21
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2007年11月1日 東大天文センター談話会
高脱出率銀河の予想検出率
(電離光子の限界等級)-(サンプルの紫外線等級)
(注)電離光子は静止系880-910Å (もっとも理想的な場合に相当)
NB359での限界等級27AB(予想)
サンプル銀河(z=3.1)紫外等級25AB:
検出率50%!紫外等級24.5AB
検出率75%!
z=4でも十分検出できる?!
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2007年11月1日 東大天文センター談話会
まとめ
• 電離光子脱出率の測定が進捗している– 一部のz=3LBGからは電離光子が脱出している!
• 脱出率の分散が大きい– すばるS-cam観測の結果を解析中
• z=3での平均脱出率を高精度に評価できる(はず)• 電離光子脱出率は高赤方偏移ほど平均的に高い可能性がある(脱出率の進化)– 銀河進化論との関係は?
• 高脱出率銀河の探査が今後必要– すばる観測でz=3高脱出率銀河を検出できているか?– 理想的にはz=4程度まで検出可能
銀河の電離光子脱出率目次宇宙再電離宇宙再電離 ― 観測的制限宇宙再電離 ― 観測的制限宇宙再電離史の2つのカギ宇宙再電離シミュレーション例銀河からの電離光子脱出率�― 理論的考察銀河からの電離光子脱出率�― これまでの観測的制限(1)銀河からの電離光子脱出率�― これまでの観測的制限(2)VLT狭帯域測光観測による�z~3LBGの電離光子観測狭帯域測光観測の特徴観測結果電離光子脱出率の進化脱出率いろいろ脱出フラックス比 直接観測からの制限UVBからの制限:方法銀河間空間での電離光子輸送UVBからの制限:結果脱出率の進化?シミュレーションでも脱出率進化銀河進化の枠組みでの理解へすばるS-camによる電離光子探査銀河間吸収の分散IGMオパシティの分布関数高脱出率銀河の予想検出率まとめ
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