ALMAへの期待-埋れた AGNの探査から -

今西　昌俊（国立天文台　光赤外研究部）

可視光と赤外線は大きく異なる

可視光 赤外線

検出器 CCD HgCdTe,

InSb

装置 冷やさない 冷やす

主な研究対象

Unobscured天体

ダスト

赤外線天文学で最も面白い系外銀河　 = 超高光度赤外線銀河（ ULIRG

s）

合体中 合体末期赤外線

L(bol)>10^12Lsunのほとんどを、赤外線でダスト熱放射　（Milky Wayは 30%）

ULIRGsの重要性

ULIRGsのエネルギー源　＝　　　　宇宙全体での星生成と AGNの結び付き

赤外線

可視光

宇宙赤外線背景放射

ダストに隠された星生成・ AGN活動の総和

遠方の ULIRGsが支配

ULIRGs研究の困難さ

中心核付近に大量のダスト

AGNがあっても、埋もれているであろう（可視光線では、一見、星生成銀河）

見つけるのが困難（ =elusive）

NLR

埋れた AGNの重要性

宇宙 X線背景放射（ CXB）

透過力の強い波長での観測が必要熱的赤外線、 X線、ミリ波

ALMA

埋れた AGNは、宇宙に存在する AGNのほとんど

30keVにピーク

埋れた AGNと星生成を区別する方法

RAINBOW + ALMA

熱的赤外線分光 (PAH vs ダスト吸収 )

エネルギー源は中心集中しているか？

XDRの探査

強い X線 Compton thick

Subaru + Spitzer

Subaru

ミリ波観測による XDRの探査　

例外的に中心集中したスターバーストの棄却

XDRは PDRと異なるライン比（ FIR～ミリ波）

XDRの指標は？1. SiO,CN,HCO+,H13CO+,HCO (for NGC1068) (Usero et al. 2004 AA 419 897)

弱いラインで、明るい天体のみ

2.　 HCN/HCO+(3.4mm) vs HCN/CO

(Kohno et al. 2002Astro-ph/0206398)

HC

N/H

CO

+

HCN/CO

starburst

pure AGN

HCN/HCO+の利点・ガス密度によらない　（ 10^4 /cc）

・強いので、遠方（ z>0.1）に　拡張できる

・波長が近く、同時観測が容易

・日本独自H

CN

/HC

O+

HCN/CO

starburst

pure AGN

現在のデータ（野辺山干渉計）

NGC4418（埋れた AGN）

Arp299（スターバースト）

UGC5101（埋れた AGN）

HCN/HCO+ < 1

HCN

HCO+

HCN?

HCN/HCO+ > 1HCN/HCO+ = 1.8

Imanishi et al. Astro-ph/0407469

野辺山干渉計の限界

• 感度　 (>15mJy)

• 周波数カバー　 (z < 0.06)

数個の ULIRGsのみ

ALMAへの期待、展望

• 統計的有意なサンプル（数１０個）に拡張可能（ z<0.3）

• 空間的議論

• 遠方（ z~1）天体への拡張（ 1mm付近の HCN/HCO+）

• 日本の独自性

• Subaru + Spitzer で、南天の興味深い ULIRGsの独自のサンプルの確立

• Next衛星との連携、理論との比較

他のテーマは？

Seyfertのダストトーラス (pc vs 100pc)

トーラス中のスターバースト(Imanishi & Wada, astro-ph/0408422)は、 100pcスケールのトーラスを予言

赤外観測は、サブ pcのトーラスただし、ダストの温度勾配

Sy1

Sy2

PAH PAHは、スターバーストの PDRで励起AGNの近傍では破壊される

スターバースト 埋れた AGN

エネルギー源が中心集中

ダストが強い温度勾配

Av(3um) > Av(10um) > Av(20um)

XDRと PDRの空間的分離

星生

成

星生

成

中心核（＜３００ｐｃ）

FIR衛星　⇒　 XALMA ⇒　◎

(<0.5“)