ALMAによる電波銀河の観測

ALMAによる電波銀河の観測
奥田 武志
（東大理天文センター）
銀河ショップALMA 第3回「ALMAでねらうAGN」
2004/9/10 東大天文センター
今日のお話。
ミリ波・サブミリ波帯での観測の現状
z
•
•
z
ダスト/ガス
Radio Jet
ALMAでの観測
電波銀河とは？
電波銀河
通常の銀河に比べて，非常に強い電波を放射している銀河
母銀河：楕円銀河 or レンズ状銀河
FR-I
FR-II 1974）
形態分類（Fanaroff
& Riley
• Fanaroff-Riley type I （jetの端が暗くなっている）
• Fanaroff-Riley type II（jetの端が明るい）
FR-I/IIの違いの原因
– 環境効果
– AGN
3C 31
Falcke et al. 2004
mm/sub-mm observations of RGs
Motivation
電波銀河のダスト/ガスの探査
• AGNの燃料, 多量のダスト/ガスの起源
• 楕円銀河形成
SMBHの形成
• StarburstでのSMBHの形成・成長
大規模なradio jetの形成メカニズム (+ dust/gas - jet orientation)
• mm/sub-mm帯は未開拓領域
観測
ダスト − MAMBO, SCUBA
ガス – IRAM(30m+PdBI), OVRO, NMA, BIMA, …
Jet – 観測例は少ない。（M87, 3C 31, 3C66B, 3C 20, …)
既存の装置ではまだ感度・分解能ともに不十分。
→ ALMA
Local Radio Galaxies
Dust/gas systems in RGs
ISOCAM 3CR survey (Siebenmorgen et al. 2004)
HST 3CR survey (Martel et al. 1999, 2000, de Koff et al. 2000, de Ruiter 2002, …)
• Dust morphology – radio morphology (?)
FR-I: 多くがdiskのような安定化した形状
FR-II: diskからclumpyまでさまざま形状
• Radio activity – dust mass (?)
←Martel et al. 1999, ↑de Ruiter et al. 2002
Molecular Gas in local RGs
CO emission in RGs
NRAO 12m survey (Mazzarella et al. 1993)
IRAM 30m survey in 3C RGs
(Lim et al. 2000, 2003, Leon et al. 2001, 2003)
Mgas = 108-10 M
Leon et al. 2001
FR-II RG 3C 293
z=0.045
Interaction / Merger
M(H2) ∼ 1.5×1010 Mo
Σgas ∼ 530 Mo pc-2 ( r < 3kpc)
A rotating, near edge-on ring
(r=600pc)
HI吸収線でも同様な構造
上: Beswick et al. 2004
下: Evans et al. 1999
FR-I RG 3C 31
The CO gas disk nicely coincides
with the silhouette disk in 3C 31.
Gas disk is clump, with a
maximum gas concentration not at
the center.
Circular rotation seems to
dominate the kinematics.
Mgas(F.O.V) ~ 2x109M○
Xco=1.8x1020 [cm-2/(K km/s)]
Ico(NMA)/Ico(IRAM30m)~0.84
Fig. (a) HST R-band image; (b) NMA/RAINBOW CO image
superposed on HST image; (c) NMA/RAINBOW CO image. beam
size = 1”.6.x 1”.2; (d) NMA/RAINBOW CO mean velocity map
+: nucleus (8GHz peak) (Okuda et al. 2004, ApJ submitted)
Dust emission from HzRGs
SCUBA survey @ λ=0.85 m
Archibald et al. 2001, Reuland et al. 2004
Molecular gas in HzRGs
B3 J2320+3927
TN J0121+1320
CO emission from HzRGs
53W002 (z=2.39)
B3 J2320+3927 (z=3.087)
TN J0121+1320 (z=3.517)
6C J1908+7220 (z=3.53)
4C60.07 (z=3.79)
4C 60.07
Mgas∼ 1010 - 1011Mo
ULIRGsより一桁大きい
SFR > 1000 Mo/yr
銀河規模でstarburst
→giant ellipticals の形成
53W002
6C J1908+7220
mm/sub-mm obs. of High-z RGs
ここでも、IRAM PdBIの独壇場になりつつある。
NMAでは、感度・分解能の両面で太刀打ちできない。
mm/sub-mm cont.は、SCUBAとMAMBO！！
ASTEによる連続波観測はもう少し先。
サブミリ波カメラは開発段階。
Multi wavelength Jet
M87
@IRAM PdBI
mm/sub-mm
mm Jet @ NMA
3C
3C31
31
3C 66B
100GHz
5GHz
Iguchi et al. 2004, in prep.
SED of Jet
Hardcastel et al. 2001
mm/sub-mm帯の観測ができると・・・、
1秒角程度でSEDを記述できる。
右図：Infraredの分解能であわせている。
Jetの年齢
Jetの再加速/粒子の供給を捉えられる。
“turn over freq.”より遥かに低い周波数帯センチ
波では、エネルギー損失と粒子の供給、どち
らが卓越しているのかを区分することは難し
い。
100
10
Flux
Flux[Jy]
[mJy]
最近のＸ線や電波観測結果から、卓越したジェットは
AGNにおける初期の加速だけでなく、成長する段階で
外部の物質との相互作用に深く関わっている。
1000
1
Turn over freq.
0.1
Jet
0.01
0.001
0.0001
0.00001
0.000001
1E+0 1E+1 1E+1 1E+1 1E+1 1E+1
9
1
3
5
7
9
Frequency [Hz]
Iguchi et al. 2004, in prep.
ALMAでの電波銀河の観測
やっぱり、High-z
RGs
でも、・・・・。僕は独創的な観点は思いつきませんでした。
HST・IRAM・JCMTのデータを大量に持ったグループと
同じ分野で戦うのは難しい。
でもでも、やっぱり面白い！！
オリジナルな観点を持ち込まないと太刀打ちできない。
ALMAでの観測
Local RGs
Dust/gas system in RGs
• 10pc ∼ 1kpcスケールでのガスの運動
• ガスの「質」 （さまざまな分子・原子輝線）→ASTEでサンプル作り
• Star formation in local RGs
mm/sub-mm Jet
• 両直線偏波+広帯域で観測可能
• 高空間分解能のSpectrum index map
多波長のデータと組み合わせることにより、
大規模ジェットの形成、ジェットと物質の相互作用
kpc disk → Torus ( → Accretion disk? → SMBH )
→ Radio jet
まとめ
Mm/sub-mm帯の電波銀河観測の現状
感度・分解能に限界。
ALMAにむけて、個別の天体の観測。
Local RGs
近傍電波銀河のALMAによる高分解能観測で、
ダスト/ガス、Radio Jetとを組み合わせて、10pc以上の
スケールでの描像を作ることが重要。
High-z RGs
現状、奥田が独創的な観点を思いつきません。