ALMAへの期待 -埋れたAGNの探査から- 今西 昌俊 （国立天文台 光赤外研究部）
可視光と赤外線は大きく異なる ダスト 可視光 赤外線 検出器 CCD HgCdTe, InSb 装置 冷やさない 冷やす 主な研究対象 Unobscured天体 ダスト
赤外線天文学で最も面白い系外銀河 = 超高光度赤外線銀河（ULIRGs） L(bol)>10^12Lsunのほとんどを、赤外線で ダスト熱放射 （Milky Wayは30%） 赤外線 合体中 合体末期
ULIRGsの重要性 宇宙赤外線背景放射 ダストに隠された 星生成・AGN活動の総和 遠方のULIRGsが支配 可視光 ダストに隠された 星生成・AGN活動の総和 遠方のULIRGsが支配 ULIRGsのエネルギー源 ＝ 宇宙全体での星生成とAGNの結び付き
ULIRGs研究の困難さ 中心核付近に大量のダスト NLR AGNがあっても、埋もれているであろう （可視光線では、一見、星生成銀河） 見つけるのが困難（=elusive）
埋れたAGNの重要性 宇宙X線背景放射（CXB） 埋れたAGNは、宇宙に存在 するAGNのほとんど 透過力の強い波長での観測が必要 30keVにピーク 宇宙X線背景放射（CXB） 埋れたAGNは、宇宙に存在 するAGNのほとんど 透過力の強い波長での観測が必要 熱的赤外線、X線、ミリ波 ALMA
埋れたAGNと星生成を区別する方法 熱的赤外線分光(PAH vs ダスト吸収) Subaru エネルギー源は中心集中しているか？ Subaru + Spitzer 強いX線 Compton thick XDRの探査 RAINBOW + ALMA
ミリ波観測によるXDRの探査 XDRはPDRと異なる ライン比（FIR～ミリ波） 例外的に中心集中した スターバーストの棄却
XDRの指標は？ 1. SiO,CN,HCO+,H13CO+,HCO (for NGC1068) (Usero et al. 2004 AA 419 897) 弱いラインで、明るい天体のみ HCN/HCO+ HCN/CO starburst pure AGN 2. HCN/HCO+(3.4mm) vs HCN/CO (Kohno et al. 2002 Astro-ph/0206398)
HCN/HCO+の利点 ・日本独自 ・ガス密度によらない （10^4 /cc） ・強いので、遠方（z>0.1）に HCN/HCO+ 拡張できる ・波長が近く、同時観測が容易 ・日本独自 HCN/HCO+ HCN/CO starburst pure AGN
現在のデータ（野辺山干渉計） NGC4418 （埋れたAGN） Arp299 （スターバースト） UGC5101 （埋れたAGN） HCN/HCO+ < 1 HCN/HCO+ > 1 HCN/HCO+ = 1.8 HCN HCO+ HCN? Imanishi et al. Astro-ph/0407469
野辺山干渉計の限界 感度 (>15mJy) 周波数カバー (z < 0.06) 数個のULIRGsのみ
ALMAへの期待、展望 統計的有意なサンプル（数１０個）に拡張可能（z<0.3） 空間的議論 遠方（z~1）天体への拡張（1mm付近のHCN/HCO+） 日本の独自性 Subaru + Spitzer で、南天の興味深いULIRGsの独自のサンプルの確立 Next衛星との連携、理論との比較
他のテーマは？ Seyfertのダストトーラス(pc vs 100pc) 赤外観測は、サブpcのトーラス ただし、ダストの温度勾配 Sy1 Sy2 トーラス中のスターバースト (Imanishi & Wada, astro-ph/0408422) は、100pcスケールのトーラスを予言
PAH PAHは、スターバーストのPDRで励起 AGNの近傍では破壊される
スターバースト 埋れたAGN エネルギー源 が中心集中 ダストが強い温度勾配 Av(3um) > Av(10um) > Av(20um)
XDRとPDRの空間的分離 星生成 中心核 （＜３００ｐｃ） (<0.5“) 星生成 FIR衛星 ⇒ X ALMA ⇒ ◎