河野孝太郎 ・ 天文学教育研究センター ・ ビッグバン宇宙国際研究センター kkohno@ioa.s.u-tokyo.ac.jp 平成２４年度　集中講義特論 IB 京都産業大学 理学研究科 アルマ時代の ミリ波サブミリ波天文学 河野孝太郎 ・ 天文学教育研究センター ・ ビッグバン宇宙国際研究センター kkohno@ioa.s.u-tokyo.ac.jp

第５講 活動銀河核と その周辺

Arp220のISM: heating source(s)は何？ L(FIR) ～ 2×1012 Lo Scoville et al. 1998, ApJ, 492, L107 See also Sakamoto+ For double nuclei ⇒ Numerous SNe ? Downes & Solomon 1998, ApJ, 507, 615 Genzel & Tacconi, 1998, Nature, 395, 859

Highest resolution CO(3-2) & continuum images of Arp 220 Sakamoto et al. 2008, ApJ, 684, 957 Counter rotation between E and W !

銀河中心領域における ２大エネルギー生成機構 星 核融合（4H  He） 効率：0.7% ～数10pc-数100pc領域に広がっている 活動銀河中心核 物質の落下 → 重力エネルギー開放 （ブラックホール＋降着円盤） 効率：～10%（！） 極めて小さい領域（＜1pc）から？

Fueling rate 2.63 x 1010 Lo ⇔ 1044 erg s-1 Energy available from a mass M Luminosity Required accretion rate 換算メモ 2.63 x 1010 Lo ⇔ 1044 erg s-1

“efficiency” factor η ~ Infall of material ⇒ change of potential energy Black holeのcompactness ⇒ Rs = 2GM/c2 で見積もる 質量Mが5Rsから落ちたときにavailableなenergyは ~ 一方、 (i.e., compactness of system) ⇒

LFIR~1013 Lo sourcesを作るレシピ 星形成の場合： 1010Moの「燃料」（わずか）～6x105 yrでガス欠に！ 一方で、ガスさえ集められれば（？）高い光度を実現可能 AGNの場合： 1010Moの「燃料」 ～1x109 yr維持できる 但し、Eddington限界に打ち克つだけの超巨大BHが必須！ 燃料（ガス）の10%程度しか星の形成に使われない 問：それぞれ、どこまで明るくなれるか？その限界を決める物理は何？

エネルギー源を診断する

観測的な特徴の違い 「特徴的な」連続波・輝線を観測 ・サイズを測定 ・時間変動を測定 ・Outflow/Jetの形態を観測 ・速度幅を測定 スペクトル 放射領域 物質の運動 AGN 高エネルギー側まで伸びたスペクトル＝「硬い」 狭い（コンパクト）＋広がった領域（NLRも） ・鋭く絞られたジェット（母銀河の向きと無相関）。 ・10000 km/sにも及ぶ高速運動。 Starburst （比較して）「軟らかい」 （比較して）広がっている。 （比較して）幅広く広がったアウトフロー。銀河面に垂直。 「特徴的な」連続波・輝線を観測 ・サイズを測定 ・時間変動を測定 ・Outflow/Jetの形態を観測 ・速度幅を測定

Large scale outflow in NGC 253 ・ディスクからのアウトフロー 90cm（25’×25’） X線（25’×25’） 0.1 – 0.4 keV：赤 0.5 – 0.9 keV：緑 1.0 – 2.0 keV：青 Pietsch et al. 2000, A&A, 360, 24 Carilli et al. 1992, ApJ, 399, 59 “boiling-and-steaming” disk unsharpe-masked B-band image Sofue et al.1994, AJ, 108, 2102 2’

Collimated radio jet from 3C31 0.1 pc以下の領域から数100 kpc（時にはそれ以上）に広がる巨大電波ジェット （from モンスター） http://www.cv.nrao.edu/~abridle/3c31xopt.htm

Radio galaxy NGC 4261 (3C270): from ~ 100 kpc to ~ 1 pc HST: dusty disk VLBA: Inner jet & Accretion disk VLA: extended radio jet Optical: host galaxy Jaffe et al. 1993, Nature, 364, 213 Jones et al. 2000, ApJ, 534, 165

高解像度・長波長電波のイメージング Mkn 231の波長18cmの画像（VLBI；超長基線干渉計） こういう形状ならわかりやすい 典型的な core/jet 構造  AGNありと判定できる 16 pc 輝度温度による判定も Tb > 10^7 KあればAGN (熱的放射ではあり得ない） Lonsdale et al. 2003, ApJ, 592, 804

Radio Super Novae? Arp 220 λ18cm image: patcy morphology  SNe? Arp 220: 粒々構造？  radio SNeの集団？ NGC 7469は？ 18 pc NGC 7469 λ18cm image: patcy morphology !?!?　微妙。 Type II RSN 1986J @NGC 891と同程度 L(18cm)～1021 W/Hz 26 pc Arp 220 Smith et al. 1998, ApJ, 493, L17 Lonsdale et al. 2003, ApJ, 592, 804

Radio loudness

Radio loudness R > 10: radio loud R < 10: radio quiet Sample: Palomar-Green (PG) quasars Falcke et al. 1996, ApJ, 471, 106 R > 10: radio loud R < 10: radio quiet Bimodality?? (cf. recent results from NVSS) FluxはRLsもRQsもradio jet起源  主にradio jetの規模（サイズ）の違い？ 違いを作る原因： Intrinsicな違い？ 環境の違い？（free-free absorption, 周囲のガスによるジェット成長の妨害等）

Fanaroff-Riley Class FR-I : edge-darkened, low power The separation between the points of peak intensity in the two lobes is smaller than half the largest size of the source. FR-II : edge-brightened, high power The separation between the points of peak intensity in the two lobes is greater than half the largest size of the source. FR-I: 3C296 (z=0.0237) FR-II: 3C173.1 (z=0.292) いずれの銀河もLeahy & Perley 1991, ApJ, 102, 537

問. 電波銀河においては、スペクトル指数αの空間分布を調べることで、どこが中心核かを探ることができる。 （フラックス S(ν) ∝ να） 中心核では、スペクトルがフラットになる一方、それ以外（ジェットなど）では、スペクトルが急峻になる。これは、スペクトル指数が、そこの領域での電子のエネルギー分布に関係づけられているからである。 高エネルギー天体における相対論的電子のエネルギー分布 N(E)は、次式のように、指数pのべき乗則で表現することができる。 　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　（ただしCは比例定数） この指数pは、シンクロトロン放射のスペクトル指数αと、次の式で関係づけられることを示せ。

観測的な特徴の違い 「特徴的な」連続波・輝線を観測 ・サイズを測定 ・時間変動を測定 ・Outflow/Jetの形態を観測 ・速度幅を測定 スペクトル 放射領域 物質の運動 AGN 高エネルギー側まで伸びたスペクトル＝「硬い」 狭い（コンパクト）＋広がった領域（NLRも） ・鋭く絞られたジェット（母銀河の向きと無相関）。 ・10000 km/sにも及ぶ高速運動。 Starburst （比較して）「軟らかい」 （比較して）広がっている。 （比較して）幅広く広がったアウトフロー。銀河面に垂直。 「特徴的な」連続波・輝線を観測 ・サイズを測定 ・時間変動を測定 ・Outflow/Jetの形態を観測 ・速度幅を測定

Mm-wave intraday variability: a case of SgrA* 極めて活動性の低いSgrA*（4x10^6 MoのSMBH）でも、ミリ波帯で数時間スケールの連続波変動が見つかっている。 較正天体（quasar）の振幅は一定だが、7th MarのUT 22:10～22:30頃に顕著なfluxの上昇→下降が出現 他の日の同時刻には出ていない→polarizationの問題でもない。 問：この変動のタイムスケールは、どのような空間スケールに対応するか？シュバツルシルド半径と比較してみよ。 NMA Miyazaki et al. 2004, 611, L97

銀河系中心領域 強い磁場の存在と多数の高エネルギー電子の運動（シンクロトロン放射） LaRosa et al. 2000, 超新星残骸 特異な磁場構造？ 1 pc ⇔ 3.3 光年 　　　 ⇔ 3.1 x 10^16 m LaRosa et al. 2000, AJ, 119, 207

特異電波源の存在 Radio Arc　（フィラメント構造） Sgr A* （岡朋治さんプレゼン資料より）

Suzaku衛星による 銀河中心方向のX線スペクトル 6.4 keV 中性鉄Ka輝線 6.7 keV He状鉄Ka輝線 高温プラズマ 6.9 keV H状鉄Ka輝線 中性鉄とHe-like鉄のバンドでイメージをお見せします。 上は6.4keV、中性鉄輝線のイメージです。 いくつかクランプ状に見える構造があります。 我々はこれらをX線反射星雲であり、 銀河中心ブラックホールSgr A*が数百年前に現在の 100万倍明るかった証拠であると考えています。 下は6.7keV、He状鉄輝線のイメージです。 中心に超新星残骸Sgr A EastとSgr B領域にG0.61+0.01があり、 全体に拡がったプラズマ成分が見られます。 次に銀河面に沿った輝線強度分布がどのようになっているのか 見ていきます。 Koyama et al. 2007, PASJ, 59, S245

蛍光鉄輝線 鉄原子にphoton（X線）が衝突  内殻電子が叩き出される  できた空席に外殻の電子が遷移してくることで、その準位間のエネルギーのphoton（X線）が放射される 中性鉄 Fe の最内殻（K殻）電子が飛び出してできた空席に、 １つ上の、L殻電子が落ちてくる場合： FeI Kα線（6.4 keV） ２つ上の、M殻から電子が落ちてくる場合：FeI Kβ線（7.05 keV） 冷たいガス（分子雲など）にX線が照射された場合：「X線反射星雲」 電離した鉄（鉄イオン）の場合でも同様の放射が出るが、出てくるエネルギーが異なる。 高エネルギー分解能のX線分光で物理状態診断ができる。 FeXXV Kα線（He likeな鉄イオン！）： 6.7 keV FeXXVI Kα線（H likeな鉄イオン！）： 6.9 keV 超高温プラズマが存在することを明確に示す

6.4 keV vs 6.7 keV 鉄輝線分布 6.4 keV ~100 pc or 300 光年 6.7 keV

Sgr B2 分子雲方向でのX線強度変動 ASAC 1994 Chandra 2000 XMM-Newton 2004 Suzaku 2005 0.1 deg 10 pc ～10 pc or ～30光年という大きさにわたって一様に変動 外部からの一様なX線照射があり、強い照射を浴びていた。 その照射源が時間変動した（暗くなった）ことを強く示唆！  その照射源はどこに？ Inui et al., 2009, PASJ, 61, 241

G.C. (Sgr A*) as an active galactic nucleus 昔、Sgr A* は（低光度）AGNであった。 Koyama et al. 1996, PASJ, 48, 249; Inui et al., 2009, PASJ, 61, 241 Estimated from 6.4 keV Fe line distributions in GC 300年前 Lx ~ 1039 erg/s Luminosity (x1038 erg s-1) 300年： 化学進化・平衡の 時間尺度より 充分短い!? 現在 (From Murakami 2006) Time (year)

観測的な特徴の違い 「特徴的な」連続波・輝線を観測 ・サイズを測定 ・時間変動を測定 ・Outflow/Jetの形態を観測 ・速度幅を測定 スペクトル 放射領域 物質の運動 AGN 高エネルギー側まで伸びたスペクトル＝「硬い」 狭い（コンパクト）＋広がった領域（NLRも） ・鋭く絞られたジェット（母銀河の向きと無相関）。 ・10000 km/sにも及ぶ高速運動。 Starburst （比較して）「軟らかい」 （比較して）広がっている。 （比較して）幅広く広がったアウトフロー。銀河面に垂直。 「特徴的な」連続波・輝線を観測 ・サイズを測定 ・時間変動を測定 ・Outflow/Jetの形態を観測 ・速度幅を測定

Introduction: Importance of mm/submm spectroscopy of dense molecular medium as a new diagnostic tool of the power sources in dusty galaxies

Essential roles of dense molecular gas at the vicinity of active nuclei As a driver of activities Feeding super massive black holes Fueling starburst events Obscuring the broad line regions of AGNs (obscuring torus hypothesis) As a diagnostic tool of power sources Affected by various types of activities AGN: hard X-ray, shock (by AGN jet) Starburst: UV, shock (by SNe), cosmic ray

Major heating mechanisms of ISM in active galaxies Hard X-ray: forming X-ray dominated regions (XDRs) - Maloney 1999, Ap&SS, 266, 207 UV: forming HII regions and photo dissociation regions (PDRs) Cosmic ray heating (mainly from SNe?) Mechanical heating: energy injection into the ISM by the dissipation of kinetic energy produced by shock (either AGN jet or SNe?) See Meijerink et al. 2011, A&A, 525, A119 for the effects of cosmic rays and mechanical heating

Mm/submm spectroscopy as a new diagnostic probe of dusty nuclei of galaxies The idea: To use mm/submm spectral line features as a diagnostic probe of the power source(s) of dusty nuclei of galaxies Key questions: What is the characteristic spectral features reflecting the effects of AGN, UV, shocks, cosmic ray, mechanical heating, etc?

Why do we need mm/submm based diagnostics? Mm/submm lines can penetrate into the dusty nuclei of luminous galaxies Hard X-ray: Compton thick; NIR/MIR diagnostics also have a limitation to the very dusty nuclei Can be applied to high-z dusty quasar search? (Schleicher et al. 2010, A&A, 513, A7) High angular resolution can be achieved with ALMA In the ALMA era, we will have very high angular resolution dust continuum images of galaxies (often better than HST etc.)  we have no diagnostic for two close dusty galaxies pair with a separation of <0.1” !

銀河のエネルギー源診断法 紫外線分光 可視分光：Seyfert/Starburst/LINERを切り分ける古典的手法 Cid-Fernandes et al. 2001, ApJ, 558, 81 可視分光：Seyfert/Starburst/LINERを切り分ける古典的手法 Veilleux & Osterbrock 1987, ApJS, 63, 295（VO図）ほか多数 中間赤外域PAH feature分光 UV/可視よりはずっと減光に強いが、極めてdustyな銀河ではやはり限界 Imanishi & Dutley 2000, ApJ, 545, 701 中間赤外域でのcontinuumのSED/「色」：AGNの高温ダスト成分 Gruppioni et al., 2008, ApJ, 684, 136 硬X線分光：透過力高い！ 非常にdustyな銀河では限界、感度も（”compton thick”；NH>1024 cm-2） Iwasawa et al. 2005, MNRAS, 362, L20 超高分解能電波撮像(VLBI) dustの影響ないが、判定が難しいことも Smith et al. 1998, ApJ, 492, 137; Lonsdale et al. 2003, ApJ, 592, 804 ミリ波サブミリ波帯の分子輝線分光：熱源による分子組成の違い まだ発展途上の新しい手法だが、dustの影響のない強力な手法に？ Kohno et al., 2008, ApSS, 313, 279； Imanishi et al., 2007, AJ, 124, 2366

How to discriminate? Candidates for diagnostics @mm/submm HCN (Kohno et al. 2003, PASJ, 55, L1; Krips et al. 2008, ApJ, 677, 262; Harada et al. 2010, ApJ, 721, 1570) CN (e.g., Meijerink et al. 2007, A&A, 461, 793) SiO (Garcia-Burillo et al. 2010, A&A, 519, A2) CO ladder (Rangwala et al. 2011, ApJ, 743, 94) H2O (see references in the following slides) Vibrationally excited HCN (Sakamoto et al. 2010, ApJ, 725, L228) & HC3N (Costagliola & Aalto 2010, A&A, 515, A71) Measuring brightness temperature of dust continuum (Sakamoto et al. 2008, ApJ, 684, 957; Downes & Eckart, 2007, A&A, 468, L57)

Elevated HCN in the proto-typical Seyfert galaxy NGC 1068

NGC 1068 (AGN) Nucleus： RHCN/CO = 0.54 RHCN/HCO+ = 2.1  significant enhancement of HCN Disk (starburst ring)： RHCN/CO = 0.10 RHCN/HCO+ = 1.3  typical values for starburst regions Helfer & Blitz 1995 Kohno et al. 2008, ApSS, 313, 279

Millimeter-wave molecular spectroscopy as a new diagnostic of nuclear energy source CN N=1-0 J=3/2-1/2 AGN: HCN/HCO+>2-3 CN(J=3/2-1/2) /(J=1/2-1/2)～1？ XDR chemistry? Starburst: HCN/HCO+＜1 /(J=1/2-1/2)～0.3 PDR chemistry? J=1/2-1/2 J= 1/2-1/2 SB CN N=1-0 J=3/2-1/2 １GHz幅 Nobeyama Millimeter Array Kohno et al. 2008, ApSS, 313, 279

A diagnostic method of nuclear power source in dusty galaxies ? “Pure AGN”: Dense molecular medium affected by AGN? Nobeyama Millimeter Array NGC 1068 Seyfert Starburst RHCN/HCO+ Kohno et al. 2001 (astro-ph/0206398) “Composite”: AGN with a nuclear starburst ? Kohno 2005 (astro-ph/0508420) Kohno et al. 2008, ApSS, 313, 279 RHCN/CO

XDR chemistry in NGC 1068 The CND of NGC 1068 (~ 100 pc scale) is a giant X-ray Dominated Region (XDR). Based on SiO, CN, HCO+, HOC+, H13CO+ and HCO lines by IRAM 30 m  Also support our view Usero et al., 2004, A&A, 419, 897

“HCN Enhanced Nuclei” (HENs) 変 変 “HCN Enhanced Nuclei” (HENs) NGC 1068 (Sy 1.8)：Jackson et al. 1993 (NMA), Tacconi et al. 1994 (PdBI), Helfer & Blitz 1995 (BIMA), Kohno et al. 2008, ApSS, 313, 279 NGC 5194 (Sy 2)：Kohno et al. 1996, ApJ, 461, L29 (NMA) NGC 1097 (Sy 1)：Kohno et al. 2003, PASJ, 55, L1 (NMA) NGC 5033 (Sy 1.5)：Kohno et al. 2005, astro-ph/0508420 (NMA) NGC 6951 (Sy 2): Krisp et al. 2007, A&A, 468, 63 (PdBI) NGC 4501 (Sy2), NGC 4388 (Sy2) : Kohno et al. (in prep.; NMA)

XDR vs PDR High Temperature deep into GMCs in XDR XDR：高エネルギーフォトンが充満 高エネルギー（硬X線）のphoton →分子雲内部まで侵入 ⇔ PDRでは、UV photonまで。UVは分子雲表面でブロックされる（shield） Photo ionisationによる高い効率の加熱 ⇔ photo electric heating＠PDR（桁で低い効率） ⇒ PDRと比較し、分子雲の温度が広い領域で数桁高くなり得る。 High Temperature deep into GMCs in XDR

XDRの物理化学モデル Maloney 1999, Ap&SS, 266, 207 Ionization parameter 高温状態が広い領域で実現。 Hx：H原子あたりのX-ray energy deposition rate 加熱率 & 分子破壊率 ∝ n・Hx 冷却率 & 分子形成率：∝ n2 ⇒ Hx/n が重要 Lx = 4x1044erg/s Maloney 1999, Ap&SS, 266, 207 Ionization parameter

Counter argument: Arp 220?

ISM in the Center of Arp 220 L(FIR) ～ 2×1012 Lo Scoville et al. 1998, ApJ, 492, L107 See also Sakamoto+ For double nuclei ⇒ Numerous SNe ? Downes & Solomon 1998, ApJ, 507, 615 Genzel & Tacconi, 1998, Nature, 395, 859

Excess of HCN(1-0)/HCO+(1-0) in Arp 220 (and other ANG-hosting ULIRGs) Imanishi, et al. 2007, AJ, 124, 2366 Nobeyama Millimeter Array

Larger AGN contribution to more luminous IR galaxies ? Local LIRGs/ULIRGs HCN/HCO+ ratios vs L(FIR)  trend? larger contribution of AGN in more luminous IR galaxies? What is going on @HyLIRGs～SMGs? Imanishi, et al. 2007, AJ, 124, 2366 ALMA spectroscopy of dusty starbursts can probe heavily obscured, growing AGN?

Arp 220, a proto-typical ultra luminous IR galaxy, also shows an elevated HCN/HCO+ ratio The issue: What is the power source of these ULIRGs? EMIR on IRAM 30m telescope Still HCN/HCO+ values exceeding 2 are very rare Arp220 HCN/HCO+ = 2.1 UGC5101 HCN/HCO+ = 2.7 +/- ?? Costagliola et al. 2011, A&A, 528, A30

The 1.3 mm spectral scan (202 – 242 GHz) of Arp 220 with SMA 7 days observations, compact/subcompact configurations (3”x2”@compact, 10”x7” @subcompact config.) Martin et al. 2011 A&A, 527, 36

Spectral scan of Arp 220 at 1 mm band using SMA Martin et al. 2011 A&A, 527, 36 Fractional abundances (normalized to 13CS) are similar to those in NGC 253, a typical starburst galaxy (?)

近赤外～中間赤外線帯での分光 Genzel et al., 1998, ApJ, 498, 579 ダスト減光に強くなる！

Arp 220再び 結局、熱源は何？

AGN in Arp220 west !? 0.1-0.3 arcsec resolution 1.3 mm continuum imaging with PdBI Compact (~35pc) and hot (~90K) dust continuum source  suggesting the presence of AGN (at least for Arp 220 West) ??? Downes & Eckart, 2007, A&A, 468, L57

Continuum sources in Arp 220 Sakamoto et al. 2008 ApJ, 684, 957 Continuum sources in Arp 220 Beam-averaged brightness temperature: > 50 K Dust emission  Arp220Eでは、radio SNRの分布と似ている しかし、Arp220Wでは、SNRの分布よりもcompact？ Arp220E Arp220W

熱源は何か？ 860μm coreのsource size: 50 – 80 pc (after deconvolution)  PdBIによる1.3mmでの結果と整合 Peak brightness temperature : 0.9 – 1.6 x 10^2 K !  L_bol ～2 x 10^11 Lo （少なくとも）　10^12 Loにもなり得る（860μmでのdust opacity次第；このnucleusでは、860μmですら、既にτ～1になっている？） 現状では、SBとAGN両方あり得る。 さらに高い解像度で、bolometric luminosityの測定を行うことが切り分けに有用  ALMAで！ Sakamoto et al. 2008 ApJ, 684, 957

Comparison with extreme starbursts: near and far SDSS J1148+5251 @z=6.42, PdBI [CII] imaging SFR surface density: ~1000 Mo/yr/kpc2 Walter et al. 2009, Nature, 457, 699 Comparable to those in local ULIRGs like Arp 220 but about two orders of magnitude larger in area !  yielding to the extreme SFR up to ~ 1700 Mo/yr Source L(FIR) in Lo Size/area L(FIR) density J1148+5251 ~1.1x1013 r ~ 750 pc ~7x1012 Lo/kpc2 Arp 220 3x1011 (each nuc.) r ~ 100 pc ~1013 Lo/kpc2 Orion 1.2x105 0.013 pc2

SPIRE-FTS 190 – 670 μm view of Arp 220 df FWHM ~ 1.44 GHz or dV = 280 km/s – 950 km/s across the spectral range, beam size = 17” – 40” Total on-source: 10455 sec = 2.9 hours Deep dark sky observations (13320 sec = 3.7 hours) for the emission from the telescope Rangwala et al. 2011, ApJ, 743, 94

Arp220 SPIRE-FTS spectrum Rangwala et al. 2011, ApJ, 743, 94 Bright H2O lines & very high-J CO lines Mechanical heating? + AGN? ~1350K ⇔ H2 rotation temperatures ~50K 10% in gas mass but dominating L’co

Mkn 231 Herschel/SPIRE-FTS Van der Werf et al. 2010, A&A, 518, L42 R ~ 400 – 1200, ~ 1000 GHz coverage Very high-J CO lines up to J=13-12 are still well excited !!! Very rich in species; many bright H2O, H2O+, OH+ lines

SPIRE-FTS spectrum of M82, a pure starburst galaxy, is dominated by low-J CO, no H2O Panuzzo et al. 2010, A&A, 518, 37

Heating source modeling: XDR vs PDR XDRs produce larger column densities of warmer gas Identical incident energy densities give very different CO spectra Very high-J CO lines are excellent XDR tracers Need good coverage of CO ladder Spaans & Meijerink 2008

Warm molecular gas Extinction corrected CO luminosity: dominated by mid-J to high-J. peak = CO(6-5) Non-LTE radiative transfer modeling: mid-J to high-J line are tracing (very) warm gas: Tkin ~ 1350 K (!) Low-J transitions: “cold” gas, Tkin ~ 50 K Cooling of ISM: at 1350K, H2 dominates the cooling of ISM over CO Contribution of dense gas to the observed CO: small Possible sources of this warm molecular gas PDR, XDR, cosmic rays  ruled out (!) The mechanical energy from supernova and stellar winds  can satisfy the energy budget required to heat this gas (but exact mechanism is ???)

Molecular P Cyg profiles in Arp 220

Massive molecular outflow P Cygni profiles of OH+, H2O+, and H2O Major molecules involved in the ion-neutral chemistry producing water in the ISM Outflow mass: 107Mo (!), velocity < 250 km/s It is massive, but bound (!) because its velocity is less than the escape velocity of the Arp 220 nuclei. ALMA high resolution imaging & HIFI high spectral resolution spectroscopy are required !! 3 massive molecular outflows so far: Mrk 231, NGC 1266, and Arp 220

Water vapor emission in a high-z lensed SMG Observing frequency [GHz] SDP.17b, z=2.305 H2O 20,2-11,1 Omont et al. 2011, A&A, 530, L3 PdBI Z-Spec/CSO Lupu et al. 2010, ApJ, submitted (arXiv:1009.5983)

Water vapor at z=3.91 z=3.911 Z-Spec/CSO PdBI 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

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 (>108 cm-3): collisional excitation is only effective in very dense gas !

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

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?

AGN in Arp220? Long debated Significant evidence for an AGN in Arp220 (!) The large observed column densities in OH+, H2O+, and H2O can ONLY be produced by a luminous XDR with LX = 1044 erg/sec. outflow: from AGN? SB? To be continued !?

A lensed Herschel source at z=5.2 a merger with AGN? Red component  AGN? Blue component  Ionized gas wind? Combes et al. 2012, A&A, 538, L4

KOHNO Kotaro The University of Tokyo May 23rd 2012 Revised. May 30th 2012 ALMA cycle 0 observations of the dense molecular gas in the active galaxy NGC 1097 KOHNO Kotaro The University of Tokyo & all collaborators

Elevated CO(2-1)/CO(1-0) ratio at the nucleus of NGC 1097 (Sy1) CO(1-0) NMA CO(2-1)/CO(1-0) =1.8 ± 0.2 Very similar to M51 1kpc 1 kpc CO(2-1) SMA VLT MELIPAL + VIMOS Kohno et al. 2003 PASJ, 55, L1 Hsieh et al., 2008, ApJ, 683, 70

ALMA cycle 0 observations of NGC 1097 Kohno et al. 2012, in prep.

Striking difference of B7 spectra between NGC 1097 and NGC 4418 Sakamoto et al. 2010, ApJ, 725, L228 NGC 4418 spectra Significant radiative excitation of HCN HCN(4-3) ~ 133 mJy HCO+(4-3) ~ 82 mJy CS(7-6) ~ 66 mJy HCN(v2=1) ~ 30 mJy HCN(4-3)/CS(7-6) ~ 2.0 @4418, > 10 @1097 Weakness of CS w.r.t. HCN is evident in NGC 1097 enhancement of HCN?!

Comparison of B7 line peak fluxes NGC 1097 [mJy] NGC 4418 [mJy] Ori-KL [K] in Tmb R-CrA HCN(4-3) 40 133 50 4.3 HCO+(4-3) 23 82 47 19.6 HCN(v2=1, J=4-3) <4.6 30 7 <0.06 CS(7-6) <4.2 63 29 5 CO(3-2) ~900 746 145 35 This work Sakamoto+ 2010, ApJ, 725, L228 Schilke+, 1997, ApJS, 108, 301 Watanabe+ 2012 ApJ, 745, 126 HCN(v2=1,4-3)/ HCN(4-3) <0.12 0.23 0.14 <0.014 HCN(4-3)/CS(7-6) > 10 2.0 1.7 0.86 NGC4418 is rather similar to massive SF regions, whereas the nucleus of NGC 1097 is different from them

Unbiased line surveys with NRO 45m SAM45+PANDA+T100/TZ100 on NRO 45 m telescope 30GHz coverage, 0.5 MHz resolution @100GHz R~2x105, dv~1.5 km/s HCN(1-0)/CS(2-1) > 5 @NGC 1068 (AGN) sub-mK sensitivity 32 GHz coverage Nakajima, Takano, Kohno et al. 2011, ApJ, 728, L38; in prep. HCN(1-0)/CS(2-1) < 2 @NGC 253, IC342 (starburst) 85 90 95 110 115 Frequency [GHz]

Unbiased line surveys with NRO 45m SAM45+PANDA+T100/TZ100 on NRO 45 m telescope 30GHz coverage, 0.5 MHz resolution @100GHz R~2x105, dv~1.5 km/s CN(N=1-0)>13CO(1-0) @NGC 1068 (AGN) sub-mK sensitivity 32 GHz coverage Nakajima, Takano, Kohno et al. 2011, ApJ, 728, L38; in prep. CN(N=1-0)<13CO(1-0) @NGC 253, IC342 (starburst) 85 90 95 110 115 Frequency [GHz]

ＡＧＮの統一モデルとDENSE OBSCURING TORUS(?)

活動銀河 from ~100 kpc to less than 1 pc 見てきたようなウソ？！ホント？（実際にdense obscuring torusを見た人はいない） 多くの未解明かつ重要（＋面白い）課題が山積 Robson 1996 “Active Galactic Nuclei” p. 334

Zooming into the molecular torus at the heart of active galactic nuclei Can we directly observe the putative molecular torus with the existing mm/submm arrays or ALMA? Key questions are: What is the size, thickness, and structure (clumpy?) of the torus? What is the relationship to the characteristic components of AGN seen in other wavelengths, such as X-ray absorbing material, water-maser disk, NLR, and BLR? What is the physical/chemical properties of circumnuclear gas; is there dense molecular gas? If so, do they host massive starburst there? Is this related to the known AGN-starburst connection? What is the consequences? Can we address the super massive black hole (SMBH) – bulge coevolution ? (one of the key objects is narrow line Seyfert 1; possibly a young AGN hosting a growing BH?)

Do we already have a molecular line map of torus? Currently, NO PdBI CO(J=2-1) map 0”.7 resolution ~49 pc @14.4Mpc NGC 1068 Type 2 Seyfert Schinnerer et al. 2000, ApJ, 533, 850

Warping gas disk!? Schinnerer et al. 2000, ApJ, 533, 850 Modeling of the observed position-velocity diagram Bar model does not explain the observed key features in PV diagram. Prefers a warped disk model Anyway, still far from the putative molecular torus (??)

M51 CO(2-1) w/ PdBI 0”. 40 × 0”. 31 14 pc× 11 pc (@D=7.1 Mpc) 1 sigma ~ 5.2 mJy ⇔ ~0.96 K in Tb, dV = 20.3 km/s Peak ~ 9K in Tb One of the highest resolution views of an active galactic nucleus !! Vel. Grad.  Jet entrained gas? Matsushita et al. 2007, A&A 468, L49

Not disk(torus) but jet in CO? Kohno et al. 1996, ApJ, 461, L29 Matsushita et al. 2007, A&A 468, L49 It may look like a young stellar object ?? CO traces jet/outflow. High density tracers depict the disk. CO(2-1) on VLA 6cm

Absorption line study of the nucleus

Absorption line study of CenA High angular resolution HI and CO(2-1) absorption lines Strong CO(2-1) absorption against the compact 1mm core Can we put a constraint on the distance of CO absorbing clouds from the nucleus?  yes! Espada et al. 2010, ApJ, 720, 666

Variation of HI absorption profile along the jet  we can do this in CO with ALMA ! 0”.4 scale variation of HI absorption spectra  not due to a background diffuse gas but due to the gas near the nucleus ! Espada et al. 2010, ApJ, 720, 666

Dissociation of CO near the nucleus? Absorption seen in HI near the systemic velocity is invisible in CO  dissociation of CO near the nucleus ?  low optical depth of CO; instead, HI absorption becomes stronger ? CO may trace infalling gas clouds (at a velocity of ~40 km/s) to the nucleus !? Systemic vel. Espada et al. 2010, ApJ, 720, 666

第５講まとめ（その１） 銀河におけるエネルギー生成：星形成（核融合） vs 活動銀河核（巨大ブラックホール＋降着円盤による重力エネルギーの解放） 典型的なmass fueling rateと効率、エディントン限界による最大光度 電波銀河、ジェットとコア、radio loudness、FR分類 銀河系中心における巨大ブラックホール SgrA*、時間変動と空間スケール、蛍光鉄輝線 光乖離領域（PDR）とX線卓越領域（XDR）、分子スペクトル線における違い 超高光度赤外線銀河Arp220での星間物質分布と運動、その熱源に関するミリ波サブミリ波分光観測結果について

まとめ（その２） AGNの統一モデル： dense obscuring materialに迫る 現状では、molecualr torusには迫れていない。 0”.7分解能@NGC 1068 ==> warped disk? 0”.4分解能 or ~10 pc分解能 @M51  jetに引きずられたガス？ Molecular torusは、low-J COではダメ？？？ Chemistryも重要なプローブ NGC 1068等で、XDRの兆候を示す多様な分子輝線。 現状は感度リミット。ALMAにより大きな突破口が NGC 1097 ALMA cycle 0で観測された異常なHCN(4-3)/CS(7-6)比 吸収線 CenAでのHI/CO吸収線  中心核近傍を探るツール これもALMAで大きな進展が見込まれる。