平成24年度（後期） 総合研究大学院大学 宇宙科学専攻 第７章　参考資料 平成24年度（後期）　総合研究大学院大学　宇宙科学専攻 飛翔体天文学特論II 松原英雄（ISAS、JAXA）

宇宙は一様に膨張している There should be the initiation of the Universe “Big-Bang” ハッブルの法則 距離：D 後退速度: V　 　　　V ＝ H0×D H0 : ハッブル定数 There should be the initiation of the Universe “Big-Bang”

Colour at 5billion light years away 宇宙膨張による赤方偏移 （IR） （UV） Colour at 5billion light years away Colour at rest-frame ハッブルの法則に従う遠方天体からの光は赤方偏移する: λ＝λ0（１＋ｚ） ｚ：赤方偏移パラメータ → Gamma-ray photons when the Universe is 0.4 millon years old is now redshifted to millimeter-wave (z~1000)

WMAP Observations of the CMB q ~ 70 q ~ 0.20 WMAP Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (2001 at L2) Probe the CMB fluctuation Spectrum below the horizon scale : q ~ 900 - 0.2 (l=2-1000 @ Spherical harmonics q=180o / l )

WMAP Observations of the CMB Red - warm Blue - cool

What WMAP found? The content of the Universe: Baryon 4% + Cold Dark Matter (CDM) 20% + Dark Energy 76% From Detailed shapes and relative amplitude of fluctuation peaks By considering Acoustic Oscillation in Baryon-photon fluid The Hubble Constant : 73 km sec-1 Mpc-1

赤方偏移と宇宙年齢・ ルックバックタイムの関係

宇宙の階層構造 階層 質量 (M◎ ) 大きさ 密度 ( g/cm3 ) 星 ~ １ ~ 106km 1 銀河 ~ 1011 ~ １０kpc ~10-25 銀河団 ~1013~14 ~ 5Mpc ~10-28 超銀河団 ~1015~16 ~100Mpc ~10-30 宇宙全体 ~1021~23 ~3000Mpc

重力を支配するダークマター 光を出さない。しかし万有引力は持っている。 正体は未だ不明。 銀河の回転運動を調べていくと、“何かがある”ことは間違いない。 大きなスケールになるほど顕著： 太陽の近く：光っている物質の2－3倍 我々の銀河系（銀河中心～太陽系まで）：10倍 銀河団：３０－１００倍 　（その一部はX線で光るホットガス）

宇宙の構造形成の歴史 （現在の標準的な考え方だと） 宇宙誕生から１－２億年： 1億～10億太陽質量のダークマターの固まり（矮小銀河クラス）が出現。 宇宙誕生から５－１０億年： 千億～一兆太陽質量のダークマターの固まり（普通の銀河） が出現 宇宙誕生から10－30億年： 銀河団規模の固まりがようやく出現

Large-scale Structure Formation (CDM) © Moore et al. (1999, private communication with T. Kodama)

ダークマターハローの質量関数

銀河はどうやってできたのか？ （現在の標準的な考え方） 大変小さな 赤ちゃん銀河 星が爆発的に 誕生している 赤外線で輝く銀河 銀河の 衝突・合体 「銀河風」により星の母胎である星間雲が吹き飛んでしまうと… 星々が年老いて楕円銀河に

生まれたての銀河はみつかったか？ （１） ライマンα輝線銀河 25” = 190 kpc ライマンα輝線銀河 水素原子（宇宙で最も多い元素）の数多いスペクトル線の中で最も基本的なライマンα（波長121.566nm）輝線を頼りに地上大望遠鏡による「広くかつ深い探査」で発見。 約百億年前の宇宙で大規模構造が見つかっている！ SSA22 “Blob1” (Steidel et al. 2000) のすばる画像 (Matsuda et al. 2004)

LAE @z=6.6, 5.7 Kodaira et al. (2003) Taniguchi et al. (2003)

今のところの世界記録 z＝6.96 NB973@Subaru/S-cam Z=6.94-7.11のLAE探査で2個候補が受かる Iye et al. (2006) Nature NB973@Subaru/S-cam Z=6.94-7.11のLAE探査で2個候補が受かる

LAEクラスター ＠ｚ=4.85 Shimasaku et al. (2003)

LAE cluster @z=6 （SXDS) 515 LAEs 2 proto-clusters Ouchi et al. (2005) ApJL

Lyman Alpha Blob：広がったLya Emitter 25” = 190 kpc Z=3.1 z=3.1 LBG SSA22 “Blob1” (Steidel et al. 2000) のすばる画像 (Matsuda et al. 2004) Lyα輝線のみ

LAB1: Hyper-wind galaxy @ z=3.1 Ohyama et al. (2003)

LAB1はサブミリ波銀河 Arp220の30倍の明るさのHLIRG！？ Taniguchi et al. (2001)

まったく他の波長で同定天体のないLAB＠z=3.16 GOODS-S VLT8.2m/FORS1 Lya~1043 erg s-1 / 直径60kpc ダークマターハローへのCold Gas降着を見ている？ Nilsson et al. (2006) A&A

予備知識①　等級の定義

予備知識② 大気の透過率（近中間赤外） “Astrophysical Quantities”

SDSS フィルター システム Fukugita et al. (1996)

Lyman Break Galaxy SED @ Lyman Break 作成：　大内正巳氏（東京大学）

LBGの二色図による抽出の原理 B-dropout : ｚ＝4.1 +/- 0.5 V-dropout : ｚ = 4.8 +/- 0.4 R-dropout : z =4.9　+/- 0.3 Ihara, Master thesis, Univ. of Tokyo (2006)

ERO (Extremely Red Object) （１） R-K>5～６、 I-K>4 ｚ>1の古い楕円銀河は、4000A　ブレークの赤方偏移のためにこのように赤くなる 宮崎　修士論文(平成13年度、東京大学）

ERO (Extremely Red Object) （２） 赤：ｚ=1.5の古い楕円銀河 青：z=1.5のダストを含んだ星形成銀河 これらはJ-Kで区別できる 宮崎　修士論文(平成13年度、東京大学）

HR10 ＠z＝1.44 ダストに隠された星形成ERO 星形成率 ～1000M◎/yr ! サブミリ波 ISO SED: Takagi et al.(2003)

Distant Red Galaxies (DRG) J-K＞2.3　により選択した銀河＠ｚ＞２ 年齢1.4-2.6Gyr 6個の内5個の銀河が、分光的にz＝2.4 – 3.5であることが確かめられた。 Van Dokkum et al. (2003)

地上可視・NIR＋Spitzer/IRAC で得られたDRGのSED HDF-S(5arcmin2)のIRAC Deep Imaging (Labbe et al. 2005 ApJL) 地上可視・NIRのみのデータによるSEDフィット（Gray)とIRAC込み（Black）で大きく年齢・星質量が異なる

BｚKs Daddi et al. (2004)　ApJ

BzKの星質量・星生成率 Deep3aなど940arcmin2 @ K=19 Kong et al. (2006)　ApJ

DOGs discovered with Spitzer DOGs : High redshift Dust-Obscured Galaxies (Dey+ 2008; Fiore+ 2008; Pope+ 2008) Namely, the DOGs, defined by extremely large mid-IR to optical flux ratio are important population . The fraction of power-law sources is significant in DOGs. Their nature, however, is not so easily understood by broad-band photometric data alone, and you need mid-IR spectra with IRS, for example. This will be covered by Vandana Desai’s talk later. 35

DOGs are Starburst dominated.. Pope+ (2008) GOODS-N F(24)>100mJy : 80% are SF DOGs □◇：with IRS spectra

生まれたての銀河はみつかったか？ （２） サブミリ波銀河 波長800ミクロン～１ミリで、専用の地上望遠鏡を用いて探査することで発見。 小さな原始銀河が衝突・合体していく過程で、星形成が活発に起こる。 生まれたばかりの星はとても明るい。 するとそれによって星間物質中の塵が暖められ、赤外線を強く放射する。 サブミリ波では、この塵からの赤外線が赤方偏移（ｚ＝２～３）したものを捉えているのである。

星形成が活発な銀河は 「高光度赤外線銀河」 チリがなかったとしたらこのくらい明るい（星の光） 銀河の明るさ あたたかいチリからの赤外線 星の光は、チリに吸収されて、　くらくなってしまう ０．１ １ １０ １００ 波長〔ミクロン〕

サブミリ波銀河（SMGs)の発見 JCMT/SCUBA Survey（20世紀末） Deep surveys have been done in HDF, CFRS, lensed clusters, & Lockman Hole, SXDF

Redshift of SMGs FIR Luminous, hidden at optical SCUBA/JCMT：　 FIR Luminous, hidden at optical Successive VLA identification : accurate positions enabling follow-up optical spectroscopy Median redshift ~ 2.4 (Chapman et al .2003) prediction

SHADES: SCUBA Half-Degree Extragalactic Survey 1s 2.2mJy , 720 arcmin2 @ 850mm Lockman Hole, Subaru-XMM Deep Field (SXDF) van Kampen et al., 2005; Mortier et al., 2005; Coppin et al., 2006

AzTEC 1.1mmサーベイ 最初JCMT（～2005年）、現在、ASTE望遠鏡に搭載。 AzTEC（Astronomical Thermal Emission Camera） 。 波長1.1mmカメラ(144個のボロメータアレイ）：マサチューセッツ大・INAOE（メキシコ）との研究協力 ASTE望遠鏡：国立天文台、チリ大学他との研究協力 角分解能 18”@JCMT, 28”@ASTE。 従来の装置 SCUBAと比較し 20倍の観測能力 を達成 ASTE10m望遠鏡 単色カメラ AzTEC 7.6cm デュワー 標高4860m

実際に発見されつつある膨大なSMGs (東大・河野先生の資料） ASTE望遠鏡 すばる望遠鏡 サブミリ波 可視光 星形成率： ～1000 太陽質量/年 という「怪物」を続々発見 多数の銀河を発見 その星形成率： ~数 太陽質量/年 Kohno et al. 2008 Tamura et al. 2008 Wilson, Kohno et al., 2008 ダストの熱放射で輝く銀河 可視光で見つかった銀河とは対応せず 水素ガスからの輝線（Lyα)を放つ銀河

SMGs are PAH luminous (Pope+ 2008)

Herschel launched !!! 14 May 2009 Credit: ESA

質量光度比 ： Rest frame波長1－2mmでの銀河の光度は銀河の星質量の良い指標となる 銀河のタイプ（星形成 活動）にあまりよらない Sato et al. (2004)

階層的銀河形成モデルにおける銀河の星質量関数の進化 これは本当か？？ Baugh et al. (2002)

SXDF 銀河の数密度は、z~2.0からz~1.1で約６倍も増加。 Characteristic massは、z~2.0からz~1.1で1.4倍だけ変化。 1<z<2の銀河進化は「密度進化」。 (Fontana et al. 2004の結果と矛盾しない） SXDF z~0.6 近傍宇宙 (Cole et al. 2001) z~0.9 z~1.1 z~1.3 z~1.5 log(質量関数) z~1.7 z~2.0 log(星質量/Msun) Fujishiro, N. (2006) Ph.D. thesis (Univ. Tokyo)

24ミクロン銀河に見る 「ダウンサイジング」：星質量／星形成率 M＞1011MSUNの重い銀河 の星形成は昔ほど活発。 銀河の星形成活動が、 だんだんと小さな銀河へ移って きている（銀河の 星形成活動が まず明るい大質量の銀河から 止まり、時間とともに 暗い銀河が 星形成を止めた） 。 宇宙年齢 747個の MIPS 24ミクロン銀河（CDF-S、131arcmin2、>83mJy ) 36%　可視分光で赤方偏移を同定 21％　Photometric redshift (COMBO-17) Caputi et al. (2006) ApJ

反階層的進化（ダウンサイジング） 金属度 （可視光スペクトル線より導いたもの） 形成した星の質量の現在の質量に対する割合 [ % ] 金属度　（可視光スペクトル線より導いたもの） 形成した星の質量の現在の質量に対する割合 [ % ] 我々の銀河系 我々の銀河系 Maiolino, Nagao, et al. (2008) Perez-Gonzaｌez et al. (2008)