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Comprehensive and systematic studies of the molecular content of galaxies during the epochs that are associated with the peak (z~1-2), and subsequent winding down (z<1) of star formation in the Universe are enabling us to illustrate the important role that cold gas, , the fuel for star formation, has played in the assembly of galaxies across cosmic time. Surveys, including COLDGASS and PHIBSS1&2, already provide robust molecular gas detections in hundreds of normal, star forming galaxies, from redshifts 0-2.5. In this talk, we focus on results from PHIBSS, comprising two IRAM Large Programs, where we are we have are mapping the CO J=3-2 or J-2-1 line emission in ~200 such galaxies from z=0.5-2.5; we find that galaxies at these epochs are very gas rich, relative to their star-forming counterparts in the local Universe. We discuss scaling relations for massive star forming galaxies that we derive from these data, and the impact of all of these new observations on our understanding of galaxy evolution in the early Universe.
The multi-national SOLA (Soul of Lupus with ALMA) consortium has initiated a very large program to conduct comprehensive studies of the Lupus Molecular Clouds and their star formation processes. The long-term goal is to exploit ALMA and other growing observational capabilities in the southern hemisphere to establish the Lupus region as a prototypical low-mass star forming region on a par with, for example, the Taurus clouds in the northern sky. In this talk, I present how I started the SOLA project and how I managed the team together with the latest status.
おとめ座銀河団の中心に位置する巨大電波銀河M87 は全天で二番目に角半径が大きい超巨大ブラックホールを有し、国際サブミリ波VLBI 観測網Event Horizon Telescope (EHT) の初期観測によって 5.5 Rs の構造が検出されるなど、ブラックホールの事象の地平面の直接撮像が期待されている天体である。本講演では2012 年に行われたEHT のM87 の1.3 mm 帯の初期観測の結果を報告する。
本観測では事象の地平面の構造のイメージングに必要となるクロージャー位相とよばれる観測量の検出に初めて成功した。M87 の1.3 mm波帯の事象の地平面近傍の放射構造として、アプローチング・ジェット卓越型, カウンタージェット卓越型, 降着円盤卓越型の３つのモデルが提案されているが、観測されたクロージャー位相はこれらの理論的予想と一致した。また現状モデルの切り分けは困難である が、2015 年以降のALMA 等が参加するアレイでは切り分けが可能になり、事象の地平面近傍の放射構造に非常に強い制限が与えられることが分かった。
M87 の事象の地平面近傍の構造の輝度温度は2x10^10 K であり、ブラックホールから10^2 Rs 以内に存在する1-86 GHz 帯の電波コアのピークの輝度温度と概ね一致する。これはジェットの磁場のプロファイルがB ∝ r^-1 に近いことを示唆しており、今後のEHT や3 mm 帯の観測、超解像度イメージングを駆使した低周波帯の観測などによりジェットの生成に重要な役割を果たす磁場構造の解明に大きな進展が期待される。
本観測はさらに超巨大ブラックホール近傍で起きた超高エネルギーガンマ線の増光期に実施され、EHTの高い空間分解能や国立天文台のVERA によるフォローアップ観測によって超高エネルギーガンマ線の放射領域の大きさに強い制限を与えることにはじめて成功している。
これらの観測的成果に加えて、近年、本間、秋山、田崎ら日本のグループが進める疎性モデリングを用いた新たな電波干渉計のイメージング技法の 登場などにより、EHT による事象の地平面の撮像の実現可能性は飛躍的に高まってきている。最後に今後のEHT の展望を紹介したい。
The generalized Fermi-Dirac integral, $F_k(\eta,\beta)$, is approximated by a group of polynomials of $\beta$ as $F_k(\eta,\beta) \approx \sum_{j=0}^J g_j \beta^j F_{k+j} (\eta)$ where $J=1(1)10$. Here $F_k(\eta)$ is the Fermi-Dirac integral of order $k$ while $g_j$ are the numerical coefficients of the single and double precision minimax polynomial approximations of the generalization factor as $\sqrt{1+x/2} \approx \sum_{j=0}^J g_j x^j$. If $\beta$ is not so large, an appropriate combination of these approximations computes $F_k(\eta,\beta)$ precisely when $\eta$ is too small to apply the optimally truncated Sommerfeld expansion (Fukushima, 2014, Appl. Math. Comp., 234, 417). For example, a degree 8 single precision polynomial approximation guarantees the 24 bit accuracy of $F_k(\eta,\beta)$ of the orders, $k=-1/2(1)5/2$, when $-\infty < \eta \le 8.92$ and $\beta \le 0.2113$. Also, a degree 7 double precision polynomial approximation assures the 15 digit accuracy of $F_k(\eta,\beta)$ of the same orders when $-\infty < \eta \le 29.33$ and $0 \le \beta \le 3.999 \times 10^{-3}$. Thanks to the piecewise minimax rational approximations of $F_k(\eta)$ (Fukushima, 2015, Appl. Math. Comp., 259, 708), the averaged CPU time of the new method is only 0.9--1.4 times that of the evaluation of the integrand of $F_k(\eta,\beta)$. Since most of $F_k(\eta)$ are commonly used in the approximation of $F_k(\eta,\beta)$ of multiple contiguous orders, the simultaneous computation of $F_k(\eta,\beta)$ of these orders is further accelerated by the factor 2--4. As a result, the new method runs 70-450 times faster than the direct numerical integration in practical applications requiring $F_k(\eta, \beta)$.
多くの銀河形成モデルは観測される銀河の星質量関数を再現するように、星形成の直接的材料である低温ガスを加熱・吹き飛ばすフィードバックを入れている。 そのような銀河形成モデルが、観測される銀河の低温ガスの量も再現しているか検証した。 その結果、10^10-11 Msunの星質量範囲では観測と一致するが、低質量・大質量側では、低温ガスの量を過小評価していることが明らかになった。 このことは、銀河形成モデルにおけるフィードバックが効きすぎていること、ガスを残しつつ星形成を止めるプロセスの必要性を示唆している。 本講演では、上述した研究と関連する最近の研究も合わせて紹介する。
近傍銀河の約半数は渦巻銀河に分類される。 しかし、渦巻構造の起源や維持機構・寿命などについては、 50年以上議論が続いているにもかかわらず、統一的な見解が得られていない。 そこで今回は、分子ガスのトレーサーであるCO輝線観測をもとにした、 2つの研究結果を紹介する。
1つめは、星の質量分布と分子＋原子ガスの質量分布のピーク位置のずれ （=offset）の銀河円盤内での変化である。 理論計算により、腕構造が長寿命（1Gyr程度）である場合には、 このずれが銀河中心からの距離やガスの自己重力の強さに依存すると 考えられるが、近傍渦巻銀河M51で測定したoffsetには、 そのような依存性は見られなかった。 その結果、M51の腕構造は数百Myr程度の時間で変化していると考えられる。
2つめは、COとHαのピーク位置のずれから 腕構造のパターン速度と星形成時間を推定する手法（offset法）である。 12の近傍渦巻銀河にこの手法を適用した結果、 5つの銀河でパターン速度と星形成時間を決定できた。 星形成時間は数〜数十Myrであることから、星形成過程においては 分子雲の自己重力が重要であると考えられる。
