[論文レビュー] High-excitation CO in a quasar host galaxy at z=6.42

F. Bertoldi, P. Cox+9 more|ArXiv.org|Jul 23, 2003

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 26被引用数 138

ひとこと要約

本研究は、赤方偏移 z=6.42 の高赤方偏移クェเซア J1148+5251 の宿主銀河で、高励起状態の CO(6→5) および CO(7→6) 電波放射を IRAM プレアドゥ・ブーリュ干渉計を用いて検出した。これにより、分子ガス質量は約 2×10¹⁰ M☉、密度は約 10⁵ cm⁻³、温度は約 100 K と高く、恒星形成が著しく活発に進行していることが示唆された。この恒星形成は、質量が大きく密度の高いガス貯留層によって駆動されており、観測された年間 3000 M☉ の恒星形成率を 1000 万年未満にわたって維持するには、急速な補充が必要であることが示された。

ABSTRACT

We report the detection of high excitation CO emission from the most distant quasar currently known, SDSS J114816.64+525150.3 (hereafter J1148+5251), at a redshift z=6.419. The CO (J=6-5) and (J=7-6) lines were detected using the IRAM Plateau de Bure interferometer, showing a width of ~280 km/s. An upper flux limit for the CO (J=1-0) line was obtained from observations with the Effelsberg 100-meter telescope. Assuming no gravitational magnification, we estimate a molecular gas mass of ~2x10^10 M_sun. Using the CO (3-2) observations by Walter et al. (2003), a comparison of the line flux ratios with predictions from a large velocity gradient model suggests that the gas is likely of high excitation, at densities ~10^5 cm^-3 and a temperature ~100 K. Since in this case the CO lines appear to have moderate optical depths, the gas must be extended over a few kpc. The gas mass detected in J1148+5251 can fuel star formation at the rate implied by the far-infrared luminosity for less than 10 million years, a time comparable to the dynamical time of the region. The gas must therefore be replenished quickly, and metal and dust enrichment must occur fast. The strong dust emission and massive, dense gas reservoir at z~6.4 provide further evidence that vigorous star formation is co-eval with the rapid growth of massive black holes at these early epochs of the Universe.

研究の動機と目的

• 最も遠方の既知のクェーサーである J1148+5251（z=6.42）の宿主銀河における分子ガスの存在と物理的状態を調査すること。
• この高赤方偏移クェーサー宿主銀河における分子ガス質量および励起状態を特定し、クェーサーの駆動力と恒星形成の支援役割を評価すること。
• 高赤方偏移クェーサーで観測された遠赤外線ラジアンスが、活動銀河核（AGN）加熱ではなく恒星形成に起因するかを検証すること。
• CO線幅比と空間分解能を用いて、分子ガス貯留層の動的および構造的性質を制約すること。

提案手法

• CO(6→5) および CO(7→6) 遷移の観測は、3.2 mm 波長で 5.7′′×4.1′′ の beam を有する IRAM プレアドゥ・ブーリュ干渉計を用いて実施された。
• CO(1→0) 線の上記限界を設定するために 100 m テレスコープ（Effelsberg）が用いられ、一定の輝度温度を仮定してガス質量を推定した。
• 観測された CO 線輝度比を解釈し、ガス密度、温度、光学厚さを推定するために、大速度勾配（LVG）モデルが適用された。
• 通常の CO から H₂ への換算係数を用い、光学的厚さの仮定のもとでガス質量を推定し、M_H₂ ≈ 2×10¹⁰ M☉ が得られた。
• 均一な放射と中程度の光学厚さを仮定して、観測された輝度温度と固有輝度温度の比から、最小の源サイズおよび半径を導出した。
• 円運動のケプラー回転を仮定して、ライン幅と源半径から動的質量を推定し、封じ込められた質量をブラックホール質量と比較した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 赤方偏移 z=6.42 のクェーサー J1148+5251 の宿主銀河における分子ガス質量および励起状態は何か？
• RQ2 CO 線輝度比は高励起状態と整合的か？ それらはガス密度および温度にどのような含意をもたらすか？
• RQ3 検出されたガス貯留層を踏まえて、観測された遠赤外線ラジアンスが AGN 加熱ではなく恒星形成に起因するものと説明可能か？
• RQ4 観測された恒星形成率（約 3000 M☉ yr⁻¹）は、検出されたガス質量でどれくらいの期間維持可能か？
• RQ5 動的質量推定値は、重力ポテンシャルおよび中心ブラックホールの役割をどのように示唆するか？

主な発見

• CO(6→5) および CO(7→6) 線は赤方偏移 z=6.419 で検出され、ライン幅は約 280 km s⁻¹ であり、運動的に広がった分子ガス成分を示している。
• 重力レンズ効果がないと仮定し、CO(1→0) からの外挿を用いた一定輝度温度を仮定して、分子ガス質量は約 2×10¹⁰ M☉ と推定された。
• CO 線輝度比は、ガス密度が約 10⁵ cm⁻³、温度が約 100 K の高励起状態を示しており、高密度で温かい分子媒体と整合的である。
• ガスは 560–1400 pc の領域に広がっている可能性があり、中程度の光学厚さ（τ < 4）を示しており、広大な空間的広がりまたは低 CO 原子濃度を示唆するが、後者は高い金属量を考慮するとあまりにも不自然である。
• 遠赤外線ラジアンスから導かれる恒星形成率（約 3000 M☉ yr⁻¹）は、1000 万年未満でしか維持できないため、ガスの急速な枯渇と、継続的な補充の必要性が示された。
• CO領域内の動的質量は (2–6)×10⁹ M☉ sin⁻²i と推定され、ブラックホール質量（約 3×10⁹ M☉）よりも著しく低く、ガスが深い重力井戸にはないか、中程度の傾斜を持つディスクにある可能性を示唆している。