神戸大大学院集中講義

銀河天文学：講義 6 　

特別編観測装置の将来計画

2010/09/14

すばる望遠鏡を用いた赤外線での観測

　　　 ハワイ島マウナケア山（４２０５ｍ）にある望遠鏡群

すばる望遠鏡を用いた赤外線での観測

光ファイバーによって運ばれた光は大きな分光器を通してスペクトルに「分解」される。赤外線での観測のために分光器は大きな冷蔵庫の中に入っている。

銀河のスペクトルを取得する

銀河のスペクトルを取得する冷蔵庫の中身は複雑。人の背丈ほどある大きな反射鏡が備えられている。

さらに多数の銀河を観測するために、、、

レーザー光線を打ち上げて大気の揺らぎを測ることも行われています。これによって大気の揺らぎの測定がより安定して行われるようになりました。

レーザーガイド星を用いた観測の時代の始まり

遠方銀河の中での星形成がどのようなモードで起こっているかを知るためにはガス成分の観測も重要。 ALMA (2012?) や　 EVLA (2012?) による遠方銀河の分子ガスの統計的観測により、力学質量＋星質量＋分子ガス質量の進化を知ることが可能になる。

（ガス質量の割合は銀河形態を決めるカギかもしれない。）

さらに将来には　 Square Kirometer Array で遠方宇宙の　 HI ガスを捉えられるかもしれない。

近い将来の電波観測の発展

Fromhttp://www.nro.nao.ac.jp/alma/J/photonews/index.html

Fromhttp://www.aoc.nrao.edu/evla/

• ALMA started operation since 2012, found large number of dusty starburst galaxies at z>5.

Sub-mm　galaxy　with　no　optical　/　NIR　detection

With ALMA …

Wang　et　al.　2009,　ApJ,　690,　319

大口径　 30m 望遠鏡の時代 : 補償光学による高空間分解能観測　 (~0.015”)

空間分解能についての目安 (IRIS のまとめを改変）0.01”　

@　1kpc　=　10AU　=　5x10^-5pc球状星団　 M3:10kpc 　 M4:2kpc　M15:10kpc　　(<500Ms,　15km/s)　RBH~10^-3pc

@　8.5kpc　=　85AU　=　4x10^-4pc現状銀河中心の星で最も小さい軌道は　 r=0.05”=0.002pc=400AU固有運動は　 0.02”/yr=160AU/yr銀河系中心ブラックホール 3x10^6Ms　Rs=0.06AU　ブラックホールが支配的になる半径　 RBH~GM./sigma^2~0.03pc

@　1Mpc　=　0.05pcM31@720kpc,　G1(M.=2x10^4Ms,　sigma=30km/s)　RBH~0.008pcM33(M.<1000Ms,　sigma=30km/s)　RBH~4x10^-4pc…

@　20Mpc　=　1pcNGC1068@14.4MpcM87@18Mpc 、ブラックホール質量は　 3x10^9Ms　RBH~3pcHST/FOS　[OII]　0.1”=10pc　resolution　 で観測されている。

@　z=0.5　=　0.07kpcA　fewx10^10Ms　 なら　 RBH~7pc 。

@　z=1.0　=　0.09kpc@　z=2.5　=　0.09kpc@　z=5.0　=　0.07kpc

JWST6.5m (2014-) の時代：

低背景放射 JWST による近赤外線、中間赤外線の深撮像分光観測

次のステップ

• WFC3 on HST conducted (relatively) large area survey in the NIR wavelength

• JWST was launched 2014, found large number of galaxies at z>10 ??

With HST upgrade or JWST

Bouwens　et　al.　2004,　ApJ,　616,　L79