ALMAデータを用いたサブミリ波銀河の解析

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学位論文

ALMAデータを用いた

サブミリ波銀河の解析

片野未優

明星大学理工学部総合理工学科物理学系

天文学研究室

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要旨

我々の存在する銀河がどのように誕生し、進化してきたのかを知ることは重要なことである。本研究では、サブミリ波望遠鏡ASTEによってサブミリ波銀河が多数検出された、AKARI Deep Field South（ADFS）と呼ばれる領域を、より高い感度と解像度を持つ、ALMA望遠鏡で観測したデータを用いて解析を行った。この解析の目的は、サブミリ波で明るく輝く遠方銀河の赤方偏移を導出し、水素分子ガス質量を求めることである。57個のサブミリ波銀河を解析し、そのうち2 個の銀河から、有意なガス輝線候補が検出された。計算の結果、赤方偏移の値はz=0.3 3.5と導出した。そのため、今回検出されたサブミリ波銀河は、宇宙の星形成率がピークを迎えた時期（z=2 3）に存在している銀河の可能性が考えられる。また、求められたガス質量の値から、今回検出されたサブミリ波銀河は、これから天の川銀河クラスに成長する可能性があると示唆され、あと2.8 10５ _{4.5 10}7 _{年でガスが使い果たされると見積もった。}

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1. 序章

はじめに我々の存在する星や銀河系、宇宙空間がいつどのように誕生し、進化してきたのかを知ることは重要なことである。そのためには、遠方宇宙のどのような環境で星形成が盛んに行われたのか、その星の大規模な集団である銀河の進化の過程を理解する必要があるが、未だに解明されていないことも多い。宇宙は、今からおよそ138億年前に起きたインフレーションによって、誕生したと考えられている。その後、宇宙の晴れ上がりや宇宙の暗黒時代と呼ばれる時期を経て、宇宙の再電離期を迎え、初代銀河が形成され始め、現在の宇宙へと進化していく。そこで、以前から興味を持っていた電波天文学を用いて、遠方銀河の姿に迫りたいと考えたことが、本研究を始めるに至った動機である。 1.1 遠方宇宙遠方宇宙の姿に迫るためにはどうすれば良いのか。1つの方法として、本研究で取り上げたサブミリ波銀河の観測が挙げられる。多くの銀河は大昔に生まれ、宇宙と同じくらいの歴史を持っている。さらに、銀河は周囲の環境と互いに影響を及ぼしあっており、宇宙が膨張し続けているため、同じ環境は基本的に2度と現れない。すなわち、銀河が誕生した頃や若い頃を観測することで、遠方つまり昔の宇宙の様子を理解することが可能である。また、現在から過去の宇宙へ遡っていくと、可視光や紫外線では直接見ることのできない星形成活動の割合が、急速に増加し[Takeuchi, Buat, & Durgarella 2005]、その中でも多くの割合を占めるのが、ダストに覆い隠された爆発的星形成銀河であるという観測結果も報告されている[Le Floc h et al. 2005]。この銀河はミリ波・サブミリ波で明るく見えるため、サブミリ波銀河と呼ばれている。

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1.2 サブミリ波銀河 1.2.1 サブミリ波銀河前述した遠方宇宙における、ダストに覆われた爆発的星形成銀河は、スペクトルのピークがサブミリ波に赤方偏移（1.3参照）し、サブミリ波銀河（sub-mm galaxy ,SMG）と呼ばれている。一般的に遠い天体ほど、みかけの明るさは暗くなるが、ミリ波（1cm 1mm）・サブミリ波（1mm 0.1mm）帯で観測される銀河は、距離によらず、みかけの明るさが変わらないという特徴を持っている。多量のダストを持つ爆発的星形成銀河では、若い星が放射する強い紫外線により、ダストが30 60Kに暖められて熱平衡状態になる。このような温度になったダストは、 50 100μmくらいのところに熱放射（黒体放射）のピークを持つ。この熱放射のピークは、赤方偏移が大きくなればなるほど、本来の波長より長い波長側に落ちてくるため、みかけの明るさがほとんど一定になっている。また、これまでに見つかっているサブミリ波銀河は、典型的に太陽光度の1兆倍もあり、推定される星形成率は103 _Msun_yr-1_{で、これがほんの1億年続くと銀河ができる。そしてサブミリ波銀河} は、楕円銀河の祖先である可能性が高いと考えられている。 1.2.2 サブミリ波銀河の未解決問題距離が分かると宇宙の歴史の中でサブミリ波銀河が多く形成された時期が分かる。よって、銀河形成と進化の歴史の理解が深まるが、銀河までの距離が分かっていないものが多い。光赤外では、ダストによる減光が影響し、観測が難しいので、ダストの影響を受けにくい電波観測が重要になる。図1 ある光度の天体をいろいろな赤方偏移に置いた時に期待される、みかけの明るさをいろいろな波長で計算したもの。 [Blain et al. 2002]

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1.3 赤方偏移光に限らず、あらゆる波長の電磁波も真空中を有限である光速度cで伝わる。遠方の天体を出発した光の波長は、膨張する宇宙の中を伝播するにつれ、我々に観測されるまでの間に、宇宙の膨張と同じ割合で引き伸ばされる。スケール因子の値がaのときに、波長λの光が天体を出発して、それが波長λ0となって我々に観測されたとすると、波長の伸びる割合とスケール因子の増加する割合は比例するため、という関係が成り立つ。ここで、波長が最初に比べてどのくらい伸びたかを表す指標として、 …(1) という量zを定義し、赤方偏移（redshift）と呼ぶ。λ0 λより、赤方偏移は0以上の値をとり、値が大きいほど遠方であることを示す。つまり、赤方偏移は時間の指標であるとともに、距離の指標でもある。 z= λ λ0 −1 =ν0 ν −1

λ

0

λ

=

1 a

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1.4 分子ガス質量 1.4.1 分子ガス宇宙に存在する様々な天体は、冷たいガス（数K∼数10K程度）や塵で構成された、星間物質から誕生したと考えられている。しかし、低温の星間分子ガスは、可視光や赤外線帯では放射を出さないが、ミリ波・サブミリ波帯では放射を出すため、様々な輝線スペクトルを観測することが可能である。そこから、新しく生まれる星の材料についての情報を得ることが可能である。このような様々な分子からの輝線の観測により、その領域に存在する分子ガスの量やガスの運動の様子、分子組成などの物理化学的情報が求められる。しかし、冷たいガスの主成分である水素分子は、永久電気双極子モーメントを持たず電波放射をしないため、直接観測をすることは難しい。そのため、水素分子の次に存在量が多い一酸化炭素分子ガス輝線を観測した情報から、水素分子ガスの量を推定して求める方法が一般的である。また、放射のエネルギー状態は量子化しているため、回転準位によって周波数も対応した値を取る。

表1 一酸化炭素分子ガスの回転準位と周波数

一酸化炭素分子ガスの回転準位周波数 J=1-0 115GHz J=2-1 230GHz J=3-2 345GHz J=4-3 460GHz J=5-4 575GHz

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1.4.2 ガス質量の導出式一酸化炭素分子ガスの輝線光度（Luminosity）から、水素分子ガスの質量を求めるために、 [Salomon＆Vanden Bout 2005]で示された式を利用する。 [Jyms-1_pc2_{] …(2)} （Lco：修正を加えた一酸化炭素分子ガスの輝線光度、ScoΔv [Jykms-1]：積分強度、 νobs [GHz]：観測周波数、DL [Mpc]：光度距離） [Msun] （サブミリ波銀河における変換係数 α=0.8） …(3) この2式に、解析で求めた各パラメータを代入することにより、水素分子ガスの質量を見積もることが可能である。 1.5 電波望遠鏡宇宙に存在する天体は、様々な種類の電磁波を発しており、電波望遠鏡とは、その一種である電波を観測するための望遠鏡である。その波長は可視光より長く、波長の短い方から、サブミリ波、ミリ波、センチ波、極超短波、超短波、短波、中波、長波、超長波と細かく分類されている。電波天文学が得意とする分野は、星間現象や星形成、銀河系の高エネルギー粒子と磁場、さらに活動銀河核やマイクロクエーサーなどの様々な研究分野に及んでいる。

image credit: edu.jaxa

図2 電磁波の波長

L '

co

= 3.25 ×10

7

S

co

Δv

ν

obs −2

_D

L 2

(1+ z)

−3

M

( H₂)

=

α L'

co

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1.6 ALMA ALMA（アタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計）は、チリ共和国北部にあるアタカマ砂漠に建設された、干渉計方式の巨大電波望遠鏡である。アタカマ砂漠は、年間降水量が少なく、標高約 5000mという高地のため、水蒸気による電波吸収の影響を受けにくい等の理由から、ALMAの観測波長域である、比較的短い波長の電波を観測することが可能である。また、ALMAは、移動可能な66台のパラボラアンテナを動かし、それらの間隔を広げることで、直径16kmの電波望遠鏡に相当する解像度を得ることも可能である。そのため、ミリ波・サブミリ波長帯域で、世界最高の感度と解像度を持つ望遠鏡であると言える。観測周波数は、85 950GHz（0.316 3.5mm）。 1.7 本研究の目的サブミリ波銀河までの距離（赤方偏移）を、一酸化炭素ガスの観測から測定し、水素分子ガス質量を導出すること。

image credit: ESO/.Malin

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2. 観測と解析

2.1 観測領域

本研究では、ADFS (AKARI Deep Field South)と呼ばれる領域をALMAで観測したデータを使用した。サブミリ波望遠鏡ASTEには、波長1.1mmで撮影できるAzTECカメラが搭載されていた。このカメラを用いた撮像観測の結果、2011年に198個のサブミリ波銀河が検出された。さらに、遠赤外線画像との比較から、それらのサブミリ波銀河が星間塵に覆われた爆発的星形成銀河であると判明している。[Hatsukade et al. 2011] 2.2 観測データ 122ポインティング（座標）使用した。

図4 AKARI Deep Field Southと呼ばれる天域のサブミリ波画像。白い点のひとつひとつがサブミリ波銀河を示している。 http://www.s.u-tokyo.ac.jp/ja/ press/2010/39.html 表2 観測諸元望遠鏡 ALMA Right Ascention (J2000) 04:49:00.0 04:44:00.0 Declination (J2000) -53:10:00.0 -53:50:00.0 観測日 2015/06/14, 2016/05/01 バンド band 6 周波数 263 GHz 波長 1.1 mm 観測サイクル cycle 2, 3 プロジェクトコード 2013.1.00781.S, 2015.1.100442.S 分光計の実効的な帯域幅 1.875 GHz 4 spw =7.5GHz

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2.3 解析方法

解析は、CASA（Common Astronomy Software Applications）というnatural weightingを用いて速度幅50km/sで作成されたデータの解析を行った。CASAはC＋＋ベースのソフトウェアで、

データ解析を行う際には対話型のiPythonインターフェースを用いて操作する。電波干渉計である ALMAとVLAのデータ解析推奨ソフトウェアであるが、NRO45 (野辺山45m電波望遠鏡）やASTE （Atacama Submillimeter Telescope Experiment）など、単一鏡の電波望遠鏡で得られたデータの解析を行うことも可能である。はじめに、連続波のマップとチャネルマップを重ねて表示して、範囲を選択する。さらに、スペクトルを表示させる。図5 CASA上でのデータ解析をキャプチャした画像。左の図は連続波マップとチャネルマップを重ねて表示させたもの。右のグラフは、X軸：周波数 [GHz]、Y軸：輝線強度 [mJy/beam]として、選択した範囲をグラフに起こしたもの。

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そして、得られたスペクトルの数値情報をNumbers（Macに搭載されている表計算ソフト）に出力し、Ave.（平均値）とSD.（標準偏差）を求める。AzTEC5-spw1の時、255.1 256.9GHz、 AzTEC90-spw2の時、268.2 270.0GHzの範囲で計算した。図6 左周波数と輝線強度の表右上 CASA上のスペクトル画像を見やすくしたもの右下輝線強度の平均値と標準偏差の値

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3. 結果

前述した方法でデータを精査したところ、一酸化炭素分子の検出の兆候が見られるものが複数見つかった。それらが輝線かノイズかを判断するために、S/N比 (シグナルノイズ比)を求めた。これは、数値が大きいほど、信号が有意であることを意味する。（S co：輝線強度の値、n：選択した範囲のチャネル総数）その結果、57個のサブミリ波銀河のうち、有意な信号が2天体から検出された。

S / N

=

∫

(S '

co

− Ave.)dν n

(SD.× n)

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S/N比を求めると、7チャネルで3.0σ、4チャネルで3.2σとなった。

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S/N比を求めると、7チャネルで3.9σ、4チャネルで3.5σとなった。

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4. 考察

検出された分子ガスは、一酸化炭素分子ガスと仮定して解析を進めた。(2)(3)式に求めた各パラメータを代入し、光度距離DLの値は、(http://www.astro.ucla.edu/ wright/CosmoCalc.html)を使用して、水素分子ガスの質量を求めた。(3)式は、一酸化炭素分子の回転遷移がJ=(1-0)の場合に適用される式のため、観測した一酸化炭素分子の回転遷移がより高いときは、ガスの励起状態に対応した数字を掛ける必要がある。[C.L.Carilli&F.Walter 2013]には、J=(2-1)からJ=(5-4)の場合までの数字が記載されていたため、本研究ではその場合までを計算してガス質量を求めた。表3 得られたパラメータを代入し、ガス質量を求めた。上からAzTEC5-spw1の7チャネル, AzTEC5-spw1の4チャネル, AzTEC90-2の7チャネル, AzTEC90-2の4チャネルの時の各値を示している。

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そして、星形成率（SFR; Star-Formation Rate）と今回導出した分子ガス質量の値から、星形成を定量的に理解する指標である星形成効率（SFE; Star-Formation Eﬃciency）が求められる。

yr-1_{の次元を持つ星形成効率の逆数を、ガス枯渇時間として扱う。SFR=10}3 _{Msun yr}-1_{と仮定して} (1.2.1参照)計算すると、あと2.8 105 _{4.5 10}7_{年でガスが使い果たされると見積もれる。} また、天の川銀河のガスの総質量は、おおよそ2 1012 _{Msunであり、今回求められたガス質量} はその値を下回った。比較してみると、今回検出されたサブミリ波銀河は、これから天の川銀河クラスに成長する可能性があると言える。さらに、本研究では回転遷移が、J=(1-0)∼(10-9)の場合までを仮定し、赤方偏移の値を z=0.3 3.5と求めた。宇宙の再電離期の銀河であれば、赤方偏移の値がz=6 20になるため、それよりも後にできた銀河だということが分かる。また、宇宙の星形成率はz=2 3のときにピークを迎えているため、その時代に存在している銀河の可能性が考えられる。

SFE

=

SFR

M

( H₂)

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5. まとめと今後

本研究では、ALMA望遠鏡で観測されたサブミリ波銀河を解析し、その中から有意な分子ガス輝線候補を検出することができた。解析と計算の結果、赤方偏移の値をz=0.3 3.5、ガス質量の平均値を1.1 1010 _{Msunと見積もった。そのことから、今回検出されたサブミリ波銀河は、宇宙の} 星形成率がピークを迎えた頃に誕生し、これから天の川銀河クラスに成長する可能性を持つ、あと2.8 105 _{4.5 10}7 _{年でガスが使い果たされる銀河であることが分かった。} 今後の課題として、赤方偏移を特定するためには、回転準位が連続した2つの一酸化炭素分子ガス輝線を検出する必要がある。現在の宇宙では、次の回転準位との差は115GHzであるが、赤方偏移が大きくなるにつれて、その差は1/(1+z)だけ小さくなる。この関係を用いると、赤方偏移を特定することが可能である。また、近傍銀河との比較をして考察することや、感度を良くするために長時間積分を行うこと、銀河の内部構造を理解するために高分解能の観測が必要である。

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謝辞

本論文の執筆・研究に際して、多くの方々にご指導を頂きました。国立天文台の伊王野大介准教授と廿日出文洋特任助教には、サマースチューデントや学会発表、研究指導において、大変お世話になりました。指導教官である小野寺幸子准教授には、入学当初から現在に至るまで、進路や研究活動に関する様々な指導とアドバイスを賜り、感謝致します。また、ゼミや日常生活で数々のアドバイスをくださった、井上一教授や日比野由美実習指導員、天文学研究室の皆様にも感謝の意を表します。

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参考文献

[1] Takeuchi, Buat & Durgarella, 2005, A&A, 440, L17 [2] Le Floc h et al. 2005, ApJ, 632, 169

[3] Blain et al. 2002, Physics Report, 369,111

[4] Salomon & Vanden Bout, 2005, ARA&A, 43, 677 [5] Carilli & Walter, 2013, ARA&A, 51,105

嶋作一大, 銀河進化の謎：宇宙の果てに何をみるか UT Physics4, 東京大学出版会, 2006 谷口義明, 新・天文学事典, 講談社, 2013 中井直正・坪井昌人・福井康雄, 宇宙の観測Ⅱ 電波天文学シリーズ現代の天文学第16巻, 日本評論社, 2009 国立天文台, 理科年表平成28年, 丸善出版株式会社, 2015 ALMA アルマ望遠鏡 <http://alma.mtk.nao.ac.jp> 国立天文台野辺山宇宙電波観測所 <http://www.nro.nao.ac.jp> 東京大学理学系研究科・理学部プレスリリース <http://www.s.u-tokyo.ac.jp/ja/press/2010/39.html> 赤方偏移から光度距離を求める <http://www.astro.ucla.edu/ wright/CosmoCalc.html>

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