1. Far-Infrared Fine-Structure Lines Observed in the sub/mm 2

微細構造輝線の

IRAM, ALMA による

観測ハイライト

田村

陽一（東大天文センター）

Extragalactic Fine-Structure Line 勉強会

2014/6/18-19

(v.1, 2014/6/16 - created)

(v.2, 2014/6/18 - updated)

1. Far-Infrared Fine-Structure Lines

Observed in the sub/mm

References

[CII]157 detections - Maiolino+2005 (SDSS1148) - Iono+2006 (BR1202) - Maiolino+2009 (BRI0952) - Walter+2009 (SDSS1148) - Hailey_Dunsheath+2010 (MIPS1428) - Ivison+2010 (Eyelash*) - Stacey+2010 (z~1) - Wagg+2010 (BRI1335) - Cox+2011 (SDP141) - De Breuck+2011 (LESS0332) - Valtchanov+2011 (SDP81*) - Carilli+2012 (BR1202) - Gallerani+2012 (BRI0952) - Maiolino+2012 (SDSS1148) - Salome+2012 (BR1202) - Swinbank+2012 (ALESS SMGs) - Venemans+2012 (ULAS1120) - Wagg+2012 (BR1202, LAEs) - Carniani+2013 (BR1202) - Rawle+2013 (HLS0918) - Riechers+2013 (FLS3)

- Wang+2013 (z~6 QSOs, deficit, Mdyn, LF) - Willott+2013 (J2329) - De Breuck+2014 (LESS0332) - Decarli+2014 (BR1202) - Ferkinhoff+2014 (SDP11) - Riechers+2014 (Az3, LBG) - Williams+2014 (BR1202, LAEs) [NII]205 detections - Combes+2012 (HLS0918) - Decarli+2012 (APM08279, MM18423) - Nagao+2012 (LESS0332) - Decarli+2014 (BR1202) [NII]122 detections - Ferkinhoff+2011 (SMM02399, Cloverleaf) [OIII]88 detections - Ferkinhoff+2010 (APM08279) - Valtchanov+2011 (SDP81*) [OIII]52 detections - Sturm+2010 (MIPS1428*) [OI]63 detections - Sturm+2010 (MIPS1428*) - Ferkinhoff+2014 (SDP11*) ----@ Simple interpretation [CII]/FIR deficit [CII] as SF tracer - de Looze+2011*

[CII] morphology and dynamics [CII]/CO PDR analysis

[CII] luminosity function - Swinbank+2012

- Wang+2011

@ Photoionization / PDR analysis [NII]/[CII] metallicity, PDR-HII - Nagao+2012 - Decarli+2014 [OIII]/[NII] UV hardness - Ferkinhoff+2010 - Ferkinhoff+2011 *) Herschel results

Sub/mm instruments

Herschel / SPIRE-FTS

CSO / ZEUS

CSO / Zspec

PdBI

SMA

ALMA

Sub/mm instruments

Herschel / SPIRE-FTS

CSO / ZEUS

CSO / Zspec

PdBI

SMA

ALMA

[CII] in high-z galaxies

❖

[CII]がトレースしているものは何か？

❖

COとの輝線プロファイルの相関

❖

High-z (SMG, QSO) では変わらない

❖

COとの空間分布の相関, morphology

❖

kpcスケールでは近傍銀河では目立った差異はない

❖

< kpc スケールでは Ha, 24um等との相関のほうがよい (CO, HIに比べて)

❖

電離エネルギー

❖

理論モデル

❖

おもにPDR (warm neutral ISM)

❖

[CII] が果たす役割り・明らかにしてきたこと

❖

[CII] as redshift identifier

❖

[CII] as SF tracer

❖

[CII] as kinematic/morphological tracer

❖

[CII]/FIR deficit

❖

[CII]/CO analysis

Carilli & Walter 2013, ARAA ★_{: collision partner = electron}

Ionization energy eV ---n/a ---35.1 ---11.3 ---14.5 ---n/a ---n/a ---n/a ---H0_→H+_{: 13.6 eV} H2→H0: 4.5 eV CO→C0_+O0_{: 11.1 eV} O2→2O0: 5.1 eV

Photodissociation region

M31 / ISO 175um continuum

(Rodriguez-Fernandez+2006)

[CII] as a redshift identifier

❖

とにかく明るいので、無バイアスなSMGフォローアップで検出されることがある (Swinbank+2012)

❖

超広帯域 (Δf/f ~ 2.5) grating 分光計での z~6 SMG の検出 (Riechers+2013)

[CII]158 detections in two z ~ 4.4 SMGs

(Swinbank+2012)

Zspec spectrum of HFLS3 (z=6.34)

(Riechers+2012)

[CII] as SF tracer

❖

Calibration

❖

SFR/(Mo/yr) ＝5.952e-33 * 10^(0.788 log(L[CII]/Lo) ) (for LFIR < 1e10.5 Lo,

Boselli+2002)

❖

SFR/(Mo/yr) ~ 6.5e-7 (L[CII]/Lo) (for LFIR > 1e12 Lo, Maiolino+2005)

❖

SFR -> LFIR (Kennicutt 1998) およびPDRモデル (n=1e5, G0=1e3.8, C/O)

❖

Reliability

❖

De Looz+11

❖

Gracia-Carpio+11 Reliability についての 詳細を追加する必要あ り

[CII] as a kinematic/morphological

tracer

BR 1202-0725

(ALMA, Carilli+2013)

SDSS J1148+5251

Wing

Main

wing

wing

main

QSO

SMG

LAE

LAE

HST/ACS F775W

(Decarli+2014)

[CII] as a kinematic/morphological

tracer

Toomre Q paramter

1st moment (velocity field)

ALESS 73.1

(De Breuck+2014)

unstable if Q < 1

PV diagram & rot. curve

[CII]/FIR ratio deficit

❖

多くの IR-luminous なシステムで [CII]/FIR 光度比が high LFIR で < 0.1% になる

❖

low-z では ULIRGレベルで deficit

❖

high-z では SMG, QSOレベルでdeficit

❖

ちなみに、この deficit は [CII] に限らない (Gracia-Carpio+2011)

❖

原因（まだ決着していない）

❖

z > 6 では α element の合成が進んでいない (Maiolino+2005)

❖

FIRで選んだことによるselection effect。higher LFIR ではAGNがダストを暖めるが

L[CII] はそれほど上昇しない (Curran+2009; Salgsyan+2012)

❖

電離パラメタが高い。merger-drivenな強いスターバーストが生じ、SFE (= SFR/ M(H2))が大きくなるため。 (Gracia-Carpio+2011)

❖

Dusty HII region or charged dust grains (Farrah+2013)

❖

PDR with log(G0/Habing) ~ 3-4 and log(nH/cm-3_{) ~ 4-5 (Wang+2013)}

[CII]/CO(1-0) analysis

❖

kpcスケールでは、ほぼ同様の領域から放射されていると考えてよいだろう（近傍銀河の輝 線プロファイルや空間分布の類似性から）

❖

PDRモデルから、G0 と nH を推定 (Stacey+2010; Valtchanov+2011; Ferkinhoff +2014)

Ferkinhoff+2014

(ZEUS-2, SDP11)

_{log (L_CO(1-0) / L_FIR)}

lo

g

(L

_[CII]

/ L

_F

IR)

[CII] luminosity function

Swinbank+2012

Braugher+2008

Wang+2013

Hayatsu+, in prep

Shimizu+12, scaled

Makiya+, in prep

and

Matsuda+, in prep

Overview

❖

deficit against LFIR

❖

Gracia-Carpio+2011のHerschel/PACS近傍銀河では、[CII]以外のFIR FSLにも deficit が見られる。

❖

が、sub/mm で見える high-z システムには、いまのところ明確な deficit はない

❖

電離ガス質量

❖

各 level population を、collision partner の密度・温度、各原子のEinstein係数を用 いて計算。基本的には分子ガスで行っているのとおなじ (e.g. LVG)

❖

輝線比をもちいた ISM 診断

❖

[OIII]52 / [OIII]88: electron density

❖

[OIII]88 / [NII]205: UV hardness

❖

酸素がO++に電離していれば、窒素もN++に2階電離する。したがって、UV場が 35 eV 付近をこえると[OIII]が強くなり、[NII]が弱くなる。したがって、[OIII]88/ [NII]205 は UV hardness の指標となる (Ferkinhoff+2010)

❖

[OIII]88 / [NII]122: UV hardness

❖

臨界密度が同程度 (510, 310 /cc) なので、比はガス密度には鈍感（重要）

❖

[CII]158 / [NII]205: metallicity

Spinoglio+2012

13.6 eV

PDR

HII

AGN

Line/FIR deficit

❖

Local では、さまざまな FIR FSL で L_FIR に対する deficit が確認されている (Garcia-Carpio+2011; Farrah+2013)

❖

[NII]/FIR deficit @high-z はあるような、ないような... (controversial)

電離ガス質量

❖

最小電離ガス質量 Mmin(H+) を推定することができる (Ferkinhoff+2010, 2011)

❖

高密度 (LTE), 高温極限を仮定。

❖

HII領域内の原子がすべて注目しているイオンに電離していると仮定。[NII]ならB2-O8 (Teff~30,000 K) でNが1階電離、[OIII]ならO5以上 (Teff > 40,000 K) でOが2階電 離する。 ここ、もっと勉強しな いとダメ。「高温極 限」の仮定はなにをも たらす？

M

_min

(H

+

) =

F

X(2

1)

· 4 D

2

L

g

₂

g

t

A

21

h

21

m

_H

(X)

A

21

: Einstein A係数@level 2

g

2

: 統計的重み@level 2

g

t

: 分配関数 Σ

i

g

i

exp(-ΔE

i

/ kT)

m

H

: 水素原子質量

χ(X): 電離した原子Xのアバンダン

ス

_{[X/H+]。原子Xがすべて注目し}

ている状態に電離していれば、

_Xの

アバンダンスで近似できる

電離ガス質量

M

min

(H

+

) / M(H

2

)

M

mi n

(H

+

) / M(H

2

)

F([OIII]88) / F([NII]122)

→電離度

SF

R

面密度

Σ

SF R

(

M

o/

yr/

kpc

2

)

全ガスが電離_→

❖

UV hardness と電離ガス/分子ガス質量比(の下限値)に相関はない。一方で、星形成率の面 密度と電離ガス質量比(下限値)には相関。高い電離ガス質量比は、高いΣ(SFR)による。 ↑ 全ガスが電離 SMGやQSOは ここに集中

[OIII]88 / [NII]122: UV hardness

❖

臨界密度が同程度 (510, 310 /cc) なので、比はガス密度には鈍感（重要）

❖

比が輻射場の硬さのみに依存する。星形成活動なら、星の Teff = 星種族の年齢を推定する ことが可能。AGNなら電離パラメタUの推定が可能。

Ferkinhoff+2011

Effective stellar temperature (K)

F_

[O

III]88

/ F

_[N

II]122

[CII]158 / [NII]205: Metallicity

❖

log(Z/Zo) > -0.5 では N/C 元素存在比が metallicity Z におよそ比例。ほとんどのCとN が両方とも1階電離状態にあるようなら、[CII]/[NII] 比が metallicity の関数になる

❖

[CII]はPDR, HII領域両方から出る (がPDR起源のほうが多い)

❖

density 依存性・電離パラメタ依存性があることに注意

Nagao+2012

[N

II]205

/ [CII]158

[CII]158 / [NII]205: Ionization

fraction

❖

電離パラメタ依存性を利用して電離度を測ることもできる。

❖

dusty starburst (LFIR ~ 1e13 Lo) では [CII]/[NII] が高い傾向。一方、LAEでは [CII]/ [NII]が低い。(一方、LAEが low-Z という性質と矛盾？)

Decarli+2014

no [NII] in

SMG, QSO,

while [NII] in

LAEs

_[CII]158

/ [N

II]205

(前頁と逆

)

L_FIR / Lsun

[CII], [OI], CO, FIR: PDR modeling

❖

1ペアだと結局 density, UV hardness / ion. param., metallicity がすべて縮退する

❖

さらに 1-zone の仮定が成立していない場合がある(おおい?)点に注意

❖

複数の輝線を使えば、より狭い (G0, n) 領域にできる

❖

はたしてどこまで one-zone で記述できているのかを判断するのは難しい

Valtchanov+2011

(Herschel/SPIRE-FTS, SDP81)

[O

I]/[CII]

([O

I]+[CII])

/ FIR

mid-J CO’s

Ferkinhoff+2014

(ZEUS-2, SDP11)

銀河種族ごと

❖

FIR FSL の観点からは、QSO と SMG に大きな差はないようだ (many works for [CII])。ただし、[CII] 以外については、まだサンプルが少ないので、よくわからない

❖

LAE は ionization が高そう。L[CII]/L[NII] ~ 1-2 (!!) (Decarli+2014)

❖

LAE は (UV-derived) SFR に対して [CII] がかなり弱い (Ouchi+2013)。その他の LAE, LBGでも[CII]未検出 (Walter+2012, Ota+2014, Gonzalez-Lopez+2014; ただしもの すごく強い制限ではない。local SFR-L[CII]とconsistent)。

❖

Low-Z環境・銀河全体が高く電離している環境では [CII] よりも [OIII] のほうが強いので は (Inoue+14, Madden+13)

Vallini+2013

[NII]122

[OI]63

[CII]158

Stars

N_H

N_CNM

50cm

-3

_{, 250K}

N_WNM

1cm

-3

_{, 5000K}

J. Wagg’s viewgraph (SKA conf.)

FIR line emission in Lyα emitters during the epoch of reionization

Maiolino, Fontana, Vallini, Penterrici, Ferrara, Vanzella, Grazian, Gallerani, Castellano, Cristiani, Williams, Santini, Wagg, submitted

[CII] (contours) [CII] convolved with ALMA beam 6 km/s 8 km/s 16 km/s 8 km/s 18 km/s 30 km/s 22 km/s 30 km/s 0.94” 0.94” 5 kpc 5 kpc A 1 2 3 4 5 a)# b)# c)# stars - UV (black) Ionized gas (color)

•

 

[CII] line emission in a LAE at z=7.1 (t

_univ

~ 740 Myr)

•

 

dv

_[CII]

~8 km/s (dv

_Lyα

~250 km/s), L

_[CII]

=3.8 x10

7

L

_!

ALMA cycle 1, 32 antennas, total time ~ 2h

Simulation by Vallini et al. 2013

[CII] on UV + Lyα

7.2σ

z=7.1

z=7.1

SFR_UV ~9 M_!/yr BDF3299 1’’ ~5.3kpc