（東京大） ダスト連続波観測から得られる銀河の基本観測量

ダスト連続波観測から得られる
銀河の基本観測量
田村 陽一
(東京大学 天文センター)
ALMA 基本観測量 ワークショップ
国立天文台三鷹 25 Feb 2013
はじめに
! 銀河のダスト放射：負の K 補正を利用した銀河探査のプローブ
!
“Submillimetre Cosmology” (Blain & Longair 1993, MN, 264, 509)
!
隠された星形成活動のプローブ
! 本発表のゴール
!
ダスト連続波のサブ/ミリ波観測で得られる物理量をおさらいする
!
ALMA による実用的な観測的アプローチをしめす
! 目次
!
(サブ)ミリ波連続波観測から導かれる銀河の物理量
!
ダスト連続波観測から導く測光的赤方偏移
!
実際の観測
(Blain & Longair 1993)
2
田村陽一 ALMA 基本観測量ワークショップ
サブ/ミリ波連続波観測から導かれる
銀河の物理量
3
田村陽一 ALMA 基本観測量ワークショップ
Formulation: 1-component Graybody
ダスト質量
遠஧外線光度
簡単に積分できて...
Mdust を代োすれば...
LFIR = 4π Γ(β + 4) ζ(β + 4) DL2
Tdust, z (DL), β の関数
4
�
�−(β+4) �
�
�
�
h νrest
hνrest
exp
− 1 Sobs νobs
kB Tdust
kB Tdust
Sobs 観測したフラックス密度
DL 光度距離
κd ダスト放射率 ∝ κ0 (ν/ν0)β
β emissivity index, Sν ∝ ν2+β
Bν プランク関数
Γ ガンマ関数
ζ リーマンのゼータ関数
田村陽一 ALMA 基本観測量ワークショップ
Flux 密度 Sν
Dust SEDs
観測波শ λobs
5
田村陽一 ALMA 基本観測量ワークショップ
Dust SEDs
Flux 密度 Sν
Higher LFIR
観測波শ λobs
5
田村陽一 ALMA 基本観測量ワークショップ
Dust SEDs
Flux 密度 Sν
Higher Tdust
観測波শ λobs
5
田村陽一 ALMA 基本観測量ワークショップ
Flux 密度 Sν
Dust SEDs
Larger β
観測波শ λobs
5
田村陽一 ALMA 基本観測量ワークショップ
Flux 密度 Sν
Dust SEDs
Redshift
観測波শ λobs
5
田村陽一 ALMA 基本観測量ワークショップ
銀河のダスト SED / 測光点
Flux density Sν →
銀河の物理量
観測波শ λobs →
6
田村陽一 ALMA 基本観測量ワークショップ
銀河のダスト SED / 測光点
ピークを制限している?
6
Flux density Sν →
銀河の物理量
観測波শ λobs →
田村陽一 ALMA 基本観測量ワークショップ
銀河のダスト SED / 測光点
ピークを制限している?
Flux density Sν →
銀河の物理量
観測波শ λobs →
YES
஧্偏移がわかっている?
6
田村陽一 ALMA 基本観測量ワークショップ
銀河のダスト SED / 測光点
ピークを制限している?
Flux density Sν →
銀河の物理量
観測波শ λobs →
YES
஧্偏移がわかっている?
YES
LFIR, ダスト温度
光度関数...
6
田村陽一 ALMA 基本観測量ワークショップ
銀河のダスト SED / 測光点
Flux density Sν →
銀河の物理量
ピークを制限している?
観測波শ λobs →
YES
஧্偏移がわかっている?
YES
LFIR, ダスト温度
光度関数...
6
NO
Tdust / (1+z)
ダスト温度を仮定/推定して
஧্偏移との縮退を解く
田村陽一 ALMA 基本観測量ワークショップ
Flux density Sν →
銀河の物理量
銀河のダスト SED / 測光点
ピークを制限している?
YES
஧্偏移がわかっている?
YES
LFIR, ダスト温度
光度関数...
6
NO
観測波শ λobs →
NO
ダスト温度, β を仮定して
LFIR を制限する
(R-J領域なら஧্偏移依存性は৵さい)
Tdust / (1+z)
ダスト温度を仮定/推定して
஧্偏移との縮退を解く
田村陽一 ALMA 基本観測量ワークショップ
(1) LFIR, Tdust, β
! 遠赤外線光度 LFIR
!
埋もれた銀河活動性の定量的評価
!
星形成率 (Kennicutt 1998, Inoue+00, Hirashita+03)
!
AGN の寄与は相対的に小さい
! ダスト温度 Tdust
!
UV 輻射場の強度を反映
!
LFIR や Mdust を決める際に効く
! Emissivity index β
7
!
ベータは、観測された flux / luminosity → Mdust に変換。Mdust を決める際に効く
!
Rayleigh-Jeans 領域におけるスペクトルの傾き Sν \propto ν 2+β
!
ダスト質量を決める際には、Rayleigh-Jeans 領域 (sub/mm) を観測するのが重要
!
ベータの起源：ダストがどの程度強く電磁相互作用するか
!
β → 2:
!
β → 0: 黒体。ダストグレイン→大
田村陽一 ALMA 基本観測量ワークショップ
(1) LFIR, Tdust, β ̶ SLUGS を例に
SCUBA Local Universe Galaxy Survey (Dunne+00, 01)
㍣
㍣
850um photometry of 104 local galaxies from
the IRAS Bright Galaxy sample
㍣ → 1 component graybody fit
・850+450 um photometry of 32 local galaxies
㍣ → 2 component graybody fit
Histogram of Tdust of Cold component
2-component fit
1-component fit
0
# of sources
5
10
Histogram of beta
0.5
8
1
1.5
beta
2
2.5
15
20
25
30
Cold temperature (K)
35
Dunne+01
田村陽一 ALMA 基本観測量ワークショップ
(1) LFIR, Tdust, β ̶ LFIR vs. Tdust
! 高い赤外線光度ほど、ダストの温度が高い傾向
▲ H-ATLAS w/ spec-z
△ H-ATLAS w/ photo-z
Tdust
log(LFIR
4
.
4
0.5 +
2
­
=
[K]
/ Lsun)
Amblard+2010, A&A, 518, L9
9
田村陽一 ALMA 基本観測量ワークショップ
(2) Mdust
! ダスト質量
!
Emissivity κd につよく依存するため、推定には注意が必要
!
周波数依存性 κd (ν) = κ0 (ν / ν0)!β (Hildebrand 83)
!
β = 2 @ < 300 GHz / β = 1 @ > 300 GHz
! Emissivity の多様性
!
実験室 / モデリング→非晶質 / clumpy： κ(850um) = 0.6!1.1 m2 kg!1
!
ダスト形成環境 / ice mantle： κ(850um) = 0.16!0.8 m2 kg!1
!
!
Evolved stars / VRNs / PNs / Galactic MCs: κ(850um) = 0.3 m2 kg!1
系外銀河 / diffuse ISM: κ(850um) = 0.04!0.15 m2 kg!1 (e.g. Li & Draine 01)
! Emissivity の起源
10
!
ダスト供給源が中小質量星か、SN II か
!
UV photon にあぶられているか、dark cloud にとどまっているか
田村陽一 ALMA 基本観測量ワークショップ
(2) Mdust ̶ Cas A を例に
850um (bg) / 450um (cont) image
(Dunne et al. 2003, Nat, 424, 285)
11
田村陽一 ALMA 基本観測量ワークショップ
(3) M(H2)
! M(H2): 星質量以外のバリオン質量、星形成活動を特徴づける物理量
! 分子ガスの観測がなければ、”dust-to-gas ratio” を用いて Mdust から推定
するしかない
12
!
Dust-to-gas ratio ≡ M(H2) / M_dust
!
D/G ratio は metallicity 等に強く依存 (c.f. 平下さん発表)
!
さらに、Mdust がよく calibration されていなければ、M(H2) の不定性はさらに大きい
天体/種類
M(H2) / Mdust
Ref
Milky Way
~120­150
LMC
~1000
Issa+90
SMGs
54 (+14/-11)
Kovacs+06
田村陽一 ALMA 基本観測量ワークショップ
Example:
Mm properties of UV-IR-selected galaxies
!
The 1.1-mm stacking analysis of various populations of galaxies.
!
S(1.1mm) = 0.2!0.4 mJy → ALMA target
!
if assuming (Tdust, β) = (35 K, 1.5), LFIR = (2.2!4.4) x 1011 Lo
(YT & Ikarashi +13, in prep.)
(a) X-ray
(b) LAEs
(c) LBGs
(d) IRAC-red
(e) MIPS 24um
(f) LABs
(YT+13, MNRAS, in press)
13
田村陽一 ALMA 基本観測量ワークショップ
ダスト連続波から導く測光的赤方偏移
14
田村陽一 ALMA 基本観測量ワークショップ
Photo-z with dust SEDs
!
サブ/ミリ波∼遠赤外線のダストSED
!
遠赤外線からセンチ波にいたる波長帯で、特徴
的なスペクトルがとぼしい。
!
!
観測可能なバンド数が限られている。
測光的赤方偏移の手法
!
センチ波!遠赤外線光度の相関関係 (Condon
1992) を用いる手法 (Carill & Yun 1999)
!
シンプルなSEDフィット (e.g. Wang et al. 2009)
!
SEDの構築＋χ2 フィット (e.g. Takeuchi et al.
2001; Takagi et al. 2007)
!
!
LFIR!Tdust 相関関係で縮退解く (Roseboom+11)
これまでの手法は、SEDテンプレートに大きく依存
していた。経験的に「サブミリ波銀河らしさ」を
選抜するような手段はないのか？
!
ベイズ法を導入。(Aretxaga et al. 2003)
サブミリ波銀河 (GN10) のSEDフィット
(Wang et al. 2009, ApJ, 690, 319)
田村陽一 日本天文学会 2011 秋季年会 X27a
方法：SED & LF
!
Template (U)LIRGs
(from Vega et al. 2008)
104 個の疑似銀河を作成する。
! 重要な仮定 ①：SED テンプレート
!
GRASIL (Silva et al. 1998) にもとづく近傍 (U)LIRG
のSEDモデル (Vega et al. 2008, A&A, 484, 631)
!
複数のダストコンポーネント (AGN, GMC, Cirrus)
! 重要な仮定 ②：光度関数と光度進化
!
60 μm 光度関数 Φ(L60um, z=0)
!
L*(z) = f(z) " L*(z=0)
田村陽一 日本天文学会 2011 秋季年会 X27a
Template (U)LIRGs
方法：SED & LF
!
(from Vega et al. 2008)
104 個の疑似銀河を作成する。
! 重要な仮定 ①：SED テンプレート
!
GRASIL (Silva et al. 1998) にもとづく近傍 (U)LIRG
のSEDモデル (Vega et al. 2008, A&A, 484, 631)
!
複数のダストコンポーネント (AGN, GMC, Cirrus)
60 μm 光度関数 Φ(L60um, z=0)
!
L*(z) = f(z) " L*(z=0)
z)^
(1+
f(z)
3.2
!
光度進化 f(z)
個数密度 Φ(L)
! 重要な仮定 ②：光度関数と光度進化
0
2 IRAS PSCz 銀河の光度関数
60 um 光度
6
赤方偏移 z
(Takeuchi et al. 2003, ApJ, 587, L89)
田村陽一 日本天文学会 2011 秋季年会 X27a
方法：Flow chart
① 光度関数 Φ(L60um, z) にしたがって銀河に L, z を割り当て
る。同時に、SED をランダムに割り当てる。
くり返す
② 波長 1.1mm で検出されたものを疑似カタログに加える
C.2. A New Monte Carlo Analyses
109
③ 測光データと各疑似銀河 SED のあいだのχ2 値を算出
�
1�
�
i
←AGN
←AGN
←AGN
←AGN
←AGN
←AGN
←AGN
←AGN
P (x) = exp −
χ2i (z) , χ2i (z) = χ2i δ(z)
④ 確率密度関数 を算出
2
選抜された SED のヒストグラム
Figure C.2: The histogram of 30 SED templates included in the pseudo catalogue
drawn from the flux limited sample.
The catalogue tends to select the starburst-
dominated templates (No. 9, 23, 28, 29) rather than AGN dominated templates (No. 0,
疑似銀河 SED に対する χ2 フィット
田村陽一 日本天文学会 2011 秋季年会 X27a
Benchmark Test
0
.0
7
! この手法は、どれくらい有効なのか？
!
爆発的星形成銀河を選定 (SMG, QSO)
!
観測周波数 250!670 GHz (450!1200 μm)
!
|zphoto!zspec| / (1+z) = 0.072 (r.m.s.)
|!
z|
/
(1
+
z)
≦
! ベンチマークテスト
= |Δz| / (1+z)
サブミリ波 Photo-z 法の比較
Method
Wavelength
|Δz|/(1+z)
Simple SED fitting
250–500 μm
~ 0.2!0.4
250–1200 μm
0.15
850 μm–21 cm
0.23
450!1200 μm
0.07
(Lapi et al. 2011)
Modified SED fitting
(Roseboom et al. 2011)
Baysian+MC
(Aretxaga et al. 2003)
Baysian+MC
(This work)
Baysian + MC SED fits
(YT 2011, in prep.)
田村陽一 日本天文学会 2011 秋季年会 X27a
ALMA によるサブ/ミリ波連続波観測
(ALMA Cycle-1 capability をもとに)
お急ぎの方はResultsをご参照ください。
内容が煩雑かもしれません。
ご不明な点は、容赦なく田村までお問い合わせください。
[email protected]
19
田村陽一 ALMA 基本観測量ワークショップ
Cycle 1 Capabilities
! From “Pre-announcement for Cycle 1” (http://almascience.nao.ac.jp/call-
for-proposals/news/pre-announcement-for-cycle-1)
! The ALMA Early Science Cycle 1 anticipated capabilities will comprise:
!
Thirty two 12-m antennas in the main array, and nine 7-m antennas (for short baselines) and
two 12-m antennas (for making single-dish maps) in the Atacama Compact Array (ACA)
!
!
Receiver bands 3, 6, 7 & 9 (wavelengths of about 3, 1.3, 0.8 and 0.45 mm)
!
!
==> 4 times higher resolution than Cycle 0 (for a fixed observing band)
Both single field interferometry and mosaics
!
20
==> same as Cycle 0
Baselines up to 1km
!
!
==> #4.13 = 2.03 times more sensitive than Cycle 0 (for fixed integ. time)
(==> but, # of FoVs will be limited.)
!
Mixed correlator modes (both high and low frequency resolution in the same observation)
!
Use of the ACA for short baseline interferometry and single-dish observations will only be
offered to complement observations with the main array, and not as a stand-alone capability.
Single dish use will be limited to spectral line observations. More details will be provided in
the Call for Proposals.
田村陽一 ALMA 基本観測量ワークショップ
Sensitivity calculation
! The sensitivity calculations are based on the “ALMA Sensitivity
Calculator”, which is available at the ALMA User Portal (http://
almascience.nao.ac.jp/call-for-proposals/sensitivity-calculator).
21
田村陽一 ALMA 基本観測量ワークショップ
Continuum observations
-- LFIR, Mdust and SFR of a galaxy which is detected in 10 min
S(850um) = 1 mJy の場合のSED
! Assumptions
!
1 component of gray body
!
Dust temperature Tdust = 35 K (typical in LIRGs)
!
Emissivity index β = 1.5 (typical in LIRGs)
!
Emissivity κ(850um) = 0.15 m^2 kg^-1 (Hildebrand 1983)
! Parameters used in the calculation
!
Thirty-two 12-m antennas
!
Bandwidth per polarization 7.5 GHz, num. of polarization = 2
!
“Calculator Choose” for an atmospheric condition
! Formulae
!
22
アンテナ台数 Nant とすれば、
基線数は、およそ Nant2 にૻ例
! 以下の検討では、~Nant/32 だ
け暗い銀河が受かる
!
SFR = 200 x (LFIR / 1012 LSun) MSun yr!1 (Kennicutt 1998)
田村陽一 ALMA 基本観測量ワークショップ
s
t
l
u
s
e
R
Continuum observations
̶ LFIR, Mdust and SFR of a galaxy which is detected in 10 min
!
The FIR luminosities, dust masses, and SFRs of galaxies at z = 1.5 to 6.5 which Cycle-1
ALMA will detect at 5 sigma. Note that the values depend largely on dust temperature.
N_antenna = 32 (Early Science, Cycle 1)
23
wavelength
(um)
-----3000
1100
850
450
5-sigma
lim.flux
(mJy)
-------0.179
0.289
0.484
4.982
z=1.5
L_FIR
/ M_dust / SFR
(Lsun)
(Msun) (Msun/yr)
-------------------------5.3e+12 / 8.1e+08 / 1e+03
3.5e+11 / 5.4e+07 / 7e+01
2.8e+11 / 4.3e+07 / 6e+01
6.2e+11 / 9.5e+07 / 1e+02
z=2.5
L_FIR
/ M_dust / SFR
(Lsun)
(Msun) (Msun/yr)
-------------------------4.3e+12 / 6.7e+08 / 8e+02
3.4e+11 / 5.2e+07 / 7e+01
2.9e+11 / 4.5e+07 / 6e+01
9.1e+11 / 1.4e+08 / 2e+02
wavelength
(um)
-----3000
1100
850
450
5-sigma
lim.flux
(mJy)
-------0.179
0.289
0.484
4.982
z=3.5
L_FIR
/ M_dust / SFR
(Lsun)
(Msun) (Msun/yr)
-------------------------3.4e+12 / 5.2e+08 / 7e+02
3.1e+11 / 4.8e+07 / 6e+01
2.9e+11 / 4.5e+07 / 6e+01
1.3e+12 / 2.0e+08 / 3e+02
z=4.5
L_FIR
/ M_dust / SFR
(Lsun)
(Msun) (Msun/yr)
-------------------------2.7e+12 / 4.2e+08 / 5e+02
2.9e+11 / 4.5e+07 / 6e+01
3.0e+11 / 4.6e+07 / 6e+01
3.1e+12 / 3.1e+08 / 6e+02
wavelength
(um)
-----3000
1100
850
450
5-sigma
lim.flux
(mJy)
-------0.179
0.289
0.484
4.982
z=5.5
L_FIR
/ M_dust / SFR
(Lsun)
(Msun) (Msun/yr)
-------------------------2.2e+12 / 3.4e+08 / 4e+02
2.8e+11 / 4.3e+07 / 6e+01
3.2e+11 / 4.9e+07 / 6e+01
3.2e+12 / 4.9e+08 / 6e+02
z=6.5
L_FIR
/ M_dust / SFR
(Lsun)
(Msun) (Msun/yr)
-------------------------1.9e+12 / 2.9e+08 / 4e+02
2.8e+11 / 4.3e+07 / 6e+01
3.5e+11 / 5.4e+07 / 7e+01
5.3e+12 / 8.2e+08 / 1e+03
田村陽一 ALMA 基本観測量ワークショップ
s
t
l
u
s
e
R
Continuum observations
-- Arp 220 versus 5-sigma limiting flux (32 ant., 3 min integ.)
! (Left) Comparison between SEDs of a LFIR = 1.0e12 LSun galaxy at z = 0.5
to 10 (color curves) and the 5-sigma limiting flux achieved in 3 minutes
with Cycle-1 ALMA (grey curve).
! (Right) The signal-to-noise ratio of a LFIR = 1e12 galaxy at z = 0.5 to 10,
as a function of observing frequency.
24
田村陽一 ALMA 基本観測量ワークショップ
A galaxy with SFR = 100 Msun
!
25
Assuming ! z = 2.2 (CO J=3-2 at 108 GHz)
(Kennicutt 1998)
! T_dust = 35, 40 K, β = 1.5, κ(850um) = 0.15 m2 kg-1
! log L’co = (log LFIR+5.0) / 1.7 (Solomon & Vanden Bout +05, ARAA)
! Δv = 300 km/s, B = 50 km/s (18 MHz * 2)
・Xco も不定性が大きいので注意
! conversion factor αCO = 0.8 Msun/(K km/s pc^2)
(!CO = 0.8-4.5 Mo/(K km/s pc2))
! early science operation (N = 32)
・5" 検出のための積分時間
T_dust
(K)
L_FIR
(Lsun)
M_dust
(Msun)
S(1.1mm)
(mJy)
S(850um)
(mJy)
35
5.8 * 10^11
8.9 * 10^7
0.48
0.96
T_dust
(K)
L_FIR
(Lsun)
M_dust
(Msun)
S(1.1mm)
(mJy)
S(850um)
(mJy)
40
5.8 * 10^11
4.3 * 10^7
0.29
0.59
t_integ
t_integ
(1.1mm) (min) (850um) (min)
2.6
1.6
t_integ
t_integ
(1.1mm) (min) (850um) (min)
L’co
(K km/s pc^2)
M(H2)
(Msun)
Sco
(Jy km/s)
S(peak)
(mJy)
t_integ (108GHz)
(hr)
7.3 * 10^9
5.8 * 10^9
0.28
0.9
2.5
7.0
4.1
αCO = 4.5 Mo/(K km/s pc2) を
৷いれば、観測時間は (0.8/4.5)2
~ 1/30 になる
田村陽一 ALMA 基本観測量ワークショップ
CO line observations
-- M(H2) of a galaxy which is detected in 1.0 hr
!
CO excitation is estimated with RADEX (van
der Tak+07)
!
CO photons come from a big collection of
small cloudlets, each of which is a uniform
sphere with...
!
!
Δv=1 km/s.
!
Temperature = 40 K
!
Hydrogen molecule density 3e+3 cm^-3
!
a photon that leaves a cloudlet will not
be absorbed by another cloudlet.
The line FWHM = 300 km/s
! Parameters used in the calculation
!
Thirty-two 12-m antennas
!
Bandwidth per polarization: 300 km/s
!
“Calculator Choose” for an atmospheric
conditions
!
26
The L’co-to-M(H2) conversion factor Xco =
0.8 MSun / (K km/s pc2)
Flux densities in Jy km s!1 normalized by CO J=1-0
! Assumptions
20
15
10
5
0
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10
The CO SED estimated with RADEX (thick curve)
and those of high-z and nearby starbursts, and the
Milky Way from Weiss et al. (2005).
田村陽一 ALMA 基本観測量ワークショップ
s
t
l
u
s
e
R
CO line observations
-- M(H2) of a galaxy which is detected in 1.0 hr
!
The H2 molecular masses of a galaxy at z = 1.5 to 6.5, which 1.0-hr integration with Cycle-1 ALMA
will detect at 5 sigma. Note that observing CO at lower transitions in Band 3 is recommended
because CO intensities at J = 5-4 or higher transitions strongly depend on physical conditions of
molecular gas and thus are very uncertain.
N_antenna = 32 (Early Science, Cycle 1)
27
Transition
-----J=1-0
J=2-1
J=3-2
J=4-3
J=5-4
J=6-5
J=7-6
J=8-7
nu_obs (GHz) / 5-sigma limiting Sco*dV (Jy km/s)
z=1.5
z=2.5
----------------------- ---------------------... / ... /
...
... / ... /
...
92.2 / 0.19 / 4.6e+09
... / ... /
...
... / ... /
...
98.8 / 0.18 / 5.5e+09
... / ... /
...
... / ... /
...
230.5 / 0.18 / 1.0e+09
... / ... /
...
276.6 / 0.21 / 1.2e+09
... / ... /
...
... / ... /
...
230.5 / 0.18 / 4.3e+09
... / ... /
...
263.5 / 0.19 / 1.4e+10
/ H2 mass (Msun)
z=3.5
---------------------... / ... /
...
... / ... /
...
... / ... /
...
102.5 / 0.18 / 6.1e+09
... / ... /
...
... / ... /
...
... / ... /
...
... / ... /
...
Transition
-----J=1-0
J=2-1
J=3-2
J=4-3
J=5-4
J=6-5
J=7-6
J=8-7
nu_obs (GHz) / 5-sigma limiting Sco*dV (Jy km/s) / H2 mass (Msun)
z=4.5
z=5.5
z=6.5
---------------------- ---------------------- ----------------------... / ... /
...
... / ... /
...
... / ... /
...
... / ... /
...
... / ... /
...
... / ... /
...
... / ... /
...
... / ... /
...
... / ... /
...
83.8 / 0.16 / 7.8e+09
... / ... /
...
... / ... /
...
104.8 / 0.18 / 6.9e+09
88.7 / 0.19 / 9.8e+09
... / ... /
...
... / ... /
...
106.4 / 0.18 / 9.5e+09
92.2 / 0.19 / 1.2e+10
... / ... /
...
... / ... /
...
107.6 / 0.19 / 2.0e+10
... / ... /
...
... / ... /
...
... / ... /
...
田村陽一 ALMA 基本観測量ワークショップ
M(H2) → LFIR → SFR
)
3
3
M(H2) [MSun]
.
0
0±
5
=
.
1
))
!
2
(
(3 +
CO R)
’
L FI
(
g L
lo og(
l
)
3
0
.
0
±
3
.9
0
(
Iono et al. (2009) ApJ, 695, 1537
1
28
10
100
103
SFR [MSun/yr]
104
田村陽一 ALMA 基本観測量ワークショップ
まとめ
! (サブ)ミリ波連続波観測から導かれる銀河の物理量
!
ダスト質量の大半を担う “cold” な成分の測定に強い
!
ダストSED ー(Tdust, β)→ LFIR ー(Kennicutt98 etc.)→ 星形成率
!
物理量間の縮退に注意。e.g. Tdust / (1+z)
!
ダスト質量を推定する際は、ダスト吸収係数 (emissivity, κd) の不定性に注意
! ダスト連続波観測から導く測光的赤方偏移
!
サブ/ミリ波∼遠赤外線領域では、特徴的なスペクトルがないため、限られたバンド数で
は、経験的なSEDテンプレートを用いるのが一般的 (radio-FIR 相関, ベイジアン, ...)
!
最初から CO や [C II] 輝線分光で spec-z を決めてしまう方法も主要になりつつある
! 実際の観測
29
!
10分程度の観測で SFR = 100 Mo/yr の銀河が検出できる
!
Band 6!7 付近が効率よし (hires → band 7, wide FoV → band 6)
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