第8章 参考資料
Section 8 references
Special version
平成24年度（後期） 総合研究大学院大学 宇宙科学専攻
飛翔体天文学特論II
松原英雄（ISAS、JAXA）
Hideo Matsuhara
List of the Lecture Topics
• History of the Universe after “Big-Bang” :
Hierarchal Structure Formation
• Cosmic Star formation history
– What are the starburst galaxies?
– Star-formation mode
• Introduction to the Report Theme
– Richers et al. (2013)
– Inami et al. (2013)
– Murata et al. (2014)
History of the Universe after
“Big-Bang” : Hierarchal
Structure Formation
3
WMAP &Planck
5
What WMAP found?
The content of the Universe:
Baryon 4% + Cold Dark Matter (CDM) 23% +
Dark Energy 73%
From Detailed shapes and relative amplitude of fluctuation peaks
By considering Acoustic Oscillation in Baryon-photon fluid
The Hubble Constant : 71 km sec-1 Mpc-1
(Error <5%)
What is the Cold Dark Matter?
• Nature is unknown. No interaction with
matter/photons
• Only Gravitational Force
• Existence is also suggested in Galactic
Scale (i.e. rotation curve of galaxies)
• Dominates in larger scale:
– In Solar Neiborhood: 2-3 x visible mass
– In our Galaxy : 10 x visible mass
– Cluster of Galaxies : 30-100 x visible mass
Hierarchal Structure of the Universe
Hierarchy
Mass
(M◎ )
Size
Density
( g/cm3 )
Star
~1
~ 106km
1
Galaxy
~ 1011
~ 10kpc
~10-25
Cluster of Galaxy
~1013~14
~ 5Mpc
~10-28
Super Cluster
~1015~16
~100Mpc
~10-30
Universe
~1021~23
~3000Mpc
~10-30
• M◎：Solar mass： 2x1033ｇ
• pc : 3x1016m =3.26 light years (Mpc = 106 pc)
Cluster of Galaxies
• Our Galaxy is 100 thousand light years in
diameter
• Galaxy-galaxy separation is typically 100
times bigger than the diameter of a galaxy
• However, in some cases, in a volume of
200-500 times bigger than a galaxy in
diameter, there are 100-1000 galaxies ! (=
cluster of galaxies)
• In Universe, galaxies’ distribution is
extremely inhomogeneous.
Cluster of Galaxies
showing gravitational lens
Cluster of Galaxies ：association of 100～1000 galaxies
Photo :STScI
LargeScale
Structure
（Supercluster &
Voids）
~0.1 billion
light year
• SDSS (Sloan Digitized Sky Survey) main sample 10,000
galaxies
• Sheet/ filaments/ Voids with ~0.1 billion light year scale
http://skyserver.sdss.org/edr/jp/
Large-scale Structure Formation (CDM)
© Moore et al. (1999, private communication with T. Kodama)
History of Structure Formation
in the Universe
（”Standard theory”）
• 0.1-0.2 Billion Years Old:
– Formation of 108-109 M◎ dark matter halo
(drawf galaxies’ scale)
• 0.5-1 Billion Years Old:
– Formation of 1011-1012 M◎ dark matter
halo（normal galaxies’ scale)
• 1-3 Billion Years Old:
– Formation of cluster of galaxies’ scale
dark matter halo
Cosmic Star formation history
What are the starburst galaxies?
Star-formation mode
15
Overview of Galaxies
• 10-1000 billion solar mass of stars plus inter
stellar matter
What are “Starburst”galaxies?
• Our Galaxy
– Only ~1 solar Mass per year
– It takes 100 billion years (x10 of age of
Universe) with this star-formation rate
• Starburst galaxies
– Large star-formation late: 30-1000 solar mass
per year
– Sometimes obscured by dust  luminous IR
galaxies
What triggers Starburst?
M82 : Starburst dwarf galaxy
Hot ionized gas is
ejected to
intergalactic space
as a result of intense
starburst activity
Colliding / Merging galaxies
Galaxy collisions induces
starburst, bright in the Infrared
NGC 4038
NGC 4039
（画像：ESA提供）
19
How the Massive Galaxies formed?
A scenario
Starburst
(Infrared
Luminous) phase
Small building
blocks
Galaxy
collisions
mergers
Galactic Wind blows
out the interstellar
matter
Passively evolving
ellipticals
Spectral Energy Distribution of
Starburst galaxy
Stellar light w/o
dust extinction
Brightness
Infrared
light from
heated
dust
Stellar light
absorbed by
dust
０．１
１
１０
Wavelength (microns)
１００
7-12Gyrs ago: `the Violent Era’
Cosmic Star formation History (UV & optical)
Hopkins & Beacom (2006)
Star-formation activity was
much more strong in the
past!
Cosmic Star-Formation revealed so far
(Burgarella+ 2014, Madau & Dickinson 2014)
IR bright (dust-obscured) starformation is ~30 times stronger
than UV-bright one
However, galaxy merger is not the only
mechanism triggering the intense star formation !
Elbaz et al. (2007)
Morphology of
LIRGs at z=1
Star-Formation Rate
[Msun/yr]
主系列銀河とスターバースト銀河
Star-formation Main Sequence and Starburst
Starburstines
s
Stellar Mass [Msun]
Rodighiero et al.2011
Introduction to the Report
Theme
Richers et al. (2013)
Inami et al. (2013)
Murata et al. (2014)
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Richers et al.
"A dust-obscured massive maximumstarburst galaxy at a redshift of 6.34“
「１２９億年前の初期宇宙に、最強スターバースト銀河を発見」
(2013年4月18日)
Nature, Volume 496, Issue 7445, pp. 329-333
(2013)
http://adsabs.harvard.edu/abs/2013Natur.496..329R
129億年前（ビッグバンで宇宙が作られてから8.8億年後）の宇宙
に「最強スターバースト銀河」を発見しました。HFLS3と呼ばれるこ
の天体は、これまでに見つかった中で最も古い最強スターバースト
銀河で、宇宙が始まって以来、既にこの頃には激しい星形成活動
が起きる環境が整っていたことを示しています。この発見は、宇宙
初期の星形成活動の多様性を示す新たな証拠として、今後の研究
の展開が期待されるものです。
27
Broad-band spectra taken by ground follow-up
observations 分光フォローアップ
• J-VLA, CALMA, PdB, CSO/Z-Spec
• H2O、CO、OH、OH+, NH3、[C I]、[ CII]といった輝線／吸収線
が見られており、この天体の正確な赤方偏移z=6.3369が決定さ
れた
Spatial extent of gas and dust distributions
ガス・ダストの空間的広がり
•
•
（右）HFLS3からの電離炭素微細構造線([C II] 157.7 マイクロメートル）の強度分布（
等高線）を、銀河の紫外線の画像（橙色、ケック望遠鏡＋補償光学付き近赤外線カメラ
による。赤方偏移のため、銀河が放った紫外線が、地球からは赤外線の波長域で観
測される）に重ねたもの 。[C II]輝線は若い星に温められたガスの分布を表している。
（左）HFLS3からの 158マイクロメートル付近での連続波放射（ダストからの放射）の分
布（等高線）。ダストやガスの分布が約３kpcに広がっていることがわかる。[C II]線およ
びダストからの連続波のデータは、PdBミリ波干渉計で得られたもの。
Derived Physical Quantities
Comparison with Our Galaxy and Arp220 (a local ULIRG)
導かれた物理量のまとめ
天の川銀河、Arp220との比較
• 「最強スターバースト」とは、今まで知られている中で最も激しく星を作る現
象で、現在の天の川銀河の2000倍以上の割合で、新しい星が生まれて
いるというものです。今回みつかった銀河には、太陽の1000億倍もの質
量の、暖かく 重元素を多く含む星間物質があることが分かりました。この
星間物質の量は天の川銀河の40倍で、まさにガスから星が作られている
最中にあることがわかります。
Inami, H. et al.
"Mid-infrared Atomic Fine-structure
Emission-line Spectra of Luminous
Infrared Galaxies: Spitzer/IRS
Spectra of the GOALS Sample"
The Astrophysical Journal, Volume 777, Issue
2, article id. 156 (2013)
http://adsabs.harvard.edu/abs/2013ApJ...777..156I
31
H II Region ＨＩＩ領域
• Ionized Hydrogen
Nebulae, by young
massive stars
若い大質量星（や白色矮
星）の紫外線によって、水
素原子が電離したような領
域。
• Gas Heating : by photo
electrons’ kinetic energy
• Gas cooling : fine
structure (forbidden)
lines from atoms and
ions.
ガスの加熱は、電離した
光電子の余剰運動エネル
ギー。一方、冷却は、金
属イオンからの禁制線（
光学的に薄いのでガスを
効率的に冷やすことがで
きます）。
Spinoglio and Malkan 1992
Representative forbidden lines in the infrared
代表的な赤外禁制線
Line
Wavelength (μm)
Usage as diagnostic tool
HI Brα
4.05
金属度測定 (H) / ダスト減光
HI Pfα
7.46
金属度測定 (H) / ダスト減光
ArII
7.0
励起度
ArIII
9.0, 21.8
励起度
NeII
12.8
星形成率 / 励起度 / 金属度
NeIII
15.6, 36.0
SFR / excitation / metallicity
NeV
14.3, 24.3
AGN （活動的銀河核）の指標
SIV
10.5
励起度 excitation/radiation hardness
SIII
18.7, 34
励起度
SiII
34.8
光解離領域の指標
OIV
25.9
AGN の指標 indicator of AGN
OIII
51.8, 88.3
ガス密度 / 金属度
OI
63.1, 145
光解離領域の指標
NII
122, 205
金属度
NIII
57.3
金属度
CI
370
分子雲ガス
CII
157.7
光解離領域の指標。遠赤外波長域で最強。
Photoionization Model
Starburst99-Mappings III
36
Diagnostics on Age, Metalicity, and
AGN contributions
Murata, K. et al.
"Polycyclic aromatic hydrocarbon
feature deficit of starburst galaxies in
the AKARI North Ecliptic Pole Deep
field"
Astronomy & Astrophysics, Volume 566,
id.A136 (2014)
http://adsabs.harvard.edu/abs/2014A%26A...566A.136M
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PAH Emission bands as a New
Diagnostic Tool
6.2μm
7.7μm
11.2μm
12.7μm
8.6μm
6
8
10
12
14
Rest Wavelength (micron)
Draine & Li 2006
PAH emission from NGC2798 (Smith et al. 2007)
• With Spitzer & AKARI, PAH features are found
to be unique diagnostic tool for (mostly) nearby
galaxies
–
–
–
–
Inter-band ratio
PAH equivalent width
PAH luminosity / total IR luminosity (IR8)
PAH – plateau ratio
39
Our Findings from the NEP Survey: even R=3-5,
we can diagnose the dusty AGN / starburst
AKARI
Red AGN, no
PAH
PAH
Broad, Continuous
wavelength coverage is
essential!
40
The AKARI NEP Survey
►
Deep : 0.67 deg2 (259 pointing) Wada et al. 2008, Takagi et al. 2012
►
Wide : 5.4 deg2 (446 pointing)
AKARI/IRC 9 filters (2-24µm)
Lee et al. 2009; Kim et al. 2012
Imaging with nine IRC wavebands
(N2, N3, N4, S7, S9W, S11, L15, L18W, L24)
NEP-Wide
2µm
24µm
CFHT/Mega-prime cam
NEP-Deep
1 deg
PAH 8 deficit seen in pure star-forming galaxies
(Murata et al. 2014)
0.3<z<1.4
これまでの研究成果の例（Murata et al. 2014）。活動的銀河核（AGN）の寄与のきわめて
少ない天体（SF）について、星形成活動が非常に強いところで8 mm光度が相対的に下が
ることを発見した。
L8/L4.5
Redshift dependence of the
PAH deficit
Starburstiness
Dusty AGN (candidates) are excluded; PAH deficit in intense starburst
galaxies can be seen in all redshift