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イントロ

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イントロ
■ イントロ
2008年10⽉31⽇ 観測的宇宙論ゼミ
発表担当:M2 ⼩野
・Lyman
y
Alpha
p
Emitter ((LAE)は,⾚⽅偏移した銀河からの
) ,
Lyman Alpha 放射を⼿掛かりにして⾒つけられた遠⽅銀河
種族(右上図).これまでに多数(>1000個)⾒つかって
きている.EW(Lya)が⼤きい(UV連続光に対して,Lyman
Alphaが強い) ことから,⽣まれて間もない銀河の可能性.
ことから ⽣まれて間もない銀河の可能性
-:z=0 -:z=3
-:z=0
-:z=3
-:z=1
-:
z=1 -:
-:z=6
z=6
・中には,通常の銀河で期待されていたよりEW(Lya)が⼤きい
LAEも⾒つかってきている.
・右下図は,”normal stellar population” (Salpeter IMF,
Z=0.02Z)で, 星形成史をconstant (CSFR), exp.(τ = 107),
バースト (SSP) と仮定した場合のEW(Lya)の時間変化.
normalなLAEでのEW(Lya)の最⼤値は〜260Å at 1Myr
1Myr.
・EW(Lya)>260ÅなLAEは数多く⾒つかっており (ちなみに
今回のサンプルでは8/14),「年齢が若いから」だけでない
のかも
のかも.
- IMFがtop-heavyだから?
星間ガス
- ⾦属量がさらに⼩さいから?
- AGN hostだから?
- dustの構造がclumpyだから?
紫外
連続光
Lyman
Alpha
分⼦雲
電離源とHII領域
1000
10000
Observed Wavelength [Å]
Lyman Alpha Galaxies: Primitive, Dusty or Evolved?
■ 概要
Fi k l i S L.,
Finkelstein,S.
L Rh
Rhoads,
d JJ. E
E., Malhotra,
M lh
S et al.
S.,
l 2008
2008,
ApJ accepted (arXiv:0806.3269v2)
Large EW(Lya)を説明できるように, (top-heavy IMFやPopIII starsでなく) clumpiness
parameterを導⼊することで,ダストの構造も考慮したSED fitを⾏なった.その結果, (1)
LAEの年齢分布が⼆極化すること,(2) LAEの多くはdustを持つこと,(3) 64%がdust
enhancing LAEであること,(4) 星質量の値は幅広いことがわかった.
2. Data Handling
・観測領域:GOODS
観測領域
Chandra Deep
p Field - South
・NarrowBand画像は⾃分らで観測
- Blanco 4m望遠鏡 at CTIO with MOSAIC II カメラ(36ʼ×36ʼ)
- NB665 (z=4.47),NB673
(z 4 47) NB673 (z=4.52)
(z 4 52)
・BroadBand画像をアーカイブから取得
- B, Rバンド from ESO Imaging
g g Survey
y ((EIS; Arnouts+01))
- B(5σ) = 26.4 ABmag,R(5σ) = 25.5 ABmag
- 42個 (NB665),85個 (NB673) がvisually confirmed LAE candidate.
・多⾊測光データをカタログから取得
・多⾊測光デ
タをカタログから取得
- GOODS CDF-S catalog v1.9 (Giavalisco+ in prep.)
- B, V, iʻ, zʼ (HST/ACS), J, H, K (VLT/ISSAC), [3.6], [4.5], [5.8], [8.0] (Spitzer/IRAC)
- 2個 (NB665),11個 (NB673) の多⾊測光データあり.
・MUSYCとFIREWORKSのspec-z,phot-zも利⽤.
- spec-zありは2個,いずれもlow-zのコンタミだったので除去.
- phot
phot-zありは4個
zありは4個,そのうち1個はlow
そのうち1個はlow-zだったので除去
zだったので除去.
・Chandra X-rayカタログ (Giaconni+01) を使って,AGNを含んでいないかチェック.
- X-ray sourceなし.
・NB, B, V, iʻ, zʼ, J, H, K, [3.6], [4.5], [5.8], [8.0]のデータがそろった10個に,
Finkelstein+08aの4個 (NB656, z=4.4) を加えて,合計14個のLAEのSED fitを⾏なう.
NB656 (z=4.40):CHa-1,2,3,4
(
)
, , ,
NB665 (z=4.47):CH8-1,2
NB673 (z=4.52):CS2-1,2,3,4,5,6,7,8
■ 顔写真
NB
CH8-1
CH8-2
CS2-1
CS2-2
CS2-3
CS2-4
CS2-5
B
V
i'
z'
μ
3.6μm
μ
4.5μm
5.8μm
μ
8.0μm
μ
10”
■ 顔写真 (つづき)
NB
CS2-6
CS2-7
CS2-8
CHa-1
CHa-2
CHa-3
CHa-4
B
V
i'
z'
μ
3.6μm
μ
4.5μm
5.8μm
μ
8.0μm
μ
10”
3. Stellar Population Modeling
・Stellar Population
p
Synthesis
y
Model: Bruzual & Charlot ((2003))
・⾦属量 Z [Z] = 0.005, 0.02, 0.2, 0.4, 1
・星形成史:exponentially decaying star formation (τSFH = 105, 106, 107, 108, 4×109 yr)
・年齢 = 1 Myr ~ 1.434 Gyr (48 steps)
・case
case Bを仮定して
Bを仮定して,Lyman
Lyman Alpha
Alpha,H
H Alpha (3.6μmに影響)を計算.
(3 6μmに影響)を計算
・ダスト吸収:Calzetti law (Calzetti+94) ,A1200Å = 0.0 ~ 5.0
・Clumpiness
p
Parameter q
… continuumが吸収を受けてe-τ倍になるとき,Lyman Alphaはe-qτ倍
… q = 0 ~ 10
● q = 0のとき,Lyman Alphaはダストにまったく吸収されない → ダストはclumpy
● q = 10のとき
10のとき,Lyman
Lyman Alphaはダストに強く吸収される
→ ダストは
ダストは⼀様に分布
様に分布
・IGM吸収:Madau (1995),ただしLyman Alphaの吸収は半分に.
4.1 Model Fitting
・フィットに使ったバンド:NB,
フィットに使ったバンド:NB V
V, iʻ,
iʻ zʼ
zʼ, JJ, H
H, K
K, [3
[3.6],
6] [4
[4.5]
5]
(受からないBバンドは使っていない.データが浅い[5.8],[8.0]も使っていない.)
・3シグマより暗いバンドの測光値は3シグマ上限値に置き換え,モデルSEDが3シグマ上限値より
,
明るい場合にのみカイ2乗を計算した.
・2-component fitの場合,old pop.は z → ∞で,young pop. は tpopで τSF=105yr のburst的な星形成を
したと仮定 また ⾦属量 A1200Å,q
したと仮定.また,⾦属量,A
q parameterはoldとyoungで同じ値と仮定
parameterはoldとyoungで同じ値と仮定.
・free parametersは, tpop,⾦属量, A1200Å,q parameter,oldとyoungの星質量⽐.
4.2 - 4.4 Fitting Results
・JHK ((rest 1800 – 6500Å)) はupper
pp limitのみ.
・CS2-5, CS2-7, CS2-8はIRACでもno detectionなので,
NB, V, iʻ, zʼだけで決まっている.
・CS2-3, CS2-4, CS2-6は近くの天体のconfusionが...
(TFITを使ってはいるが その分不定性が⼤きい)
(TFITを使ってはいるが,その分不定性が⼤きい)
5.2 Model Parameter Distribution
・年齢分布が⼆極化している(Fig7の左).⼤部分は10Myr以下,3個が40Myr以上.
年齢分布が 極化
(
左) ⼤部分は
以
個が
以上
… 銀河がLya galaxyとして⾒える⼆つのphaseを⾒ているのかも.
- very youngで,あまりダストのないphase
- after some period of time
time, the stars may begin to
“punch holes” through the dust, resulting in a clumpy ISM
that can enhance the observed EW(Lya).
・いずれもA1200Å>0
・q parameterは,64% (9/14)がclumpy geometry (q<1)を⽰している(Fig7の右).
・星質量は幅広い値をとる(8.4×107 〜 6×109M).
おまけ:LAE
LAE研究会
研究会2008
2008
http://www.mpia-hd.mpg.de/homes/knilsson/conference/lae08.html
■ 今⽇紹介した⽂献に関連する講演
EW
W(Lya) [Å
Å]
EW
W(Lya) [Å
Å]
・”Stelalr Populations in high redshift Ly-alpha emitters” (Pentericci, L.)
B, V, i-dropouts with Lya
in GOODS-South
70個
年齢 [Gyr]
E(B V) [mag]
E(B-V)
・”Stelalr Populations of z=3.1 and 3.7 LAEs
with K~23-27 from deep 0.5-8.0um photometry” (Ono, Y.)
LAE in SXDS
11個 (individual)
3個 (261個のstacking)
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